title: Combinatoria

text: En la combinatoria probabilística, las preguntas son del tipo siguiente: ¿cuál es la probabilidad de una cierta propiedad para un objeto aleatorio discreto, tal como un grafo al azar? Por ejemplo, ¿cuál es el número promedio de triángulos en un grafo al azar? Los métodos probabilísticos también se utilizan para determinar la existencia de objetos combinatorios con ciertas propiedades prescritas (para las cuales pueden ser difíciles de encontrar ejemplos explícitos), simplemente observando que la probabilidad de seleccionar aleatoriamente un objeto con esas propiedades es mayor que 0. Este enfoque (a menudo referido como el método probabilístico) demostró ser altamente eficaz en aplicaciones a la combinatoria extremal y a la teoría de los grafos. Un área estrechamente relacionada es el estudio de cadenas de Markov finitas, especialmente en objetos combinatorios. Aquí también se utilizan herramientas probabilísticas para estimar el tiempo de mezclado.


title: Combinatoria

text: A menuda asociada con Paul Erdős, que hizo el trabajo pionero en el tema, la combinatoria probabilística fue vista tradicionalmente como un conjunto de herramientas para estudiar problemas en otras partes de la combinatoria. Sin embargo, con el crecimiento de las aplicaciones para el análisis de algoritmos en la informática, así como la probabilidad clásica, la teoría aditiva y probabilística de número, el área creció recientemente para convertirse en un campo independiente de la combinatoria.


title: Combinatoria

text: La combinatoria algebraica es un área de matemáticas que emplea métodos de álgebra abstracta, notablemente teoría de grupo y teoría de representación, en varios contextos combinatorios y, a la inversa, aplica técnicas combinatorias a problemas en álgebra. La combinatoria algebraica está continuamente expandiendo su alcance, tanto en temas como en técnicas, y puede ser vista como el área de matemáticas donde la interacción de métodos combinatorios y algebraicos es particularmente fuerte y significativa.


title: Combinatoria

text: La combinatoria de palabras trata de lenguajes formales. Se plantea de forma independiente dentro de varias ramas de las matemáticas, incluyendo la teoría de números, la teoría de grupos y la probabilidad. Tiene aplicaciones a la combinatoria enumerativa, al análisis fractal, a la informática teórica, a la teoría de los autómatas y a la lingüística. Aunque muchas aplicaciones son nuevas, la jerarquía clásica de clases de gramáticas formales de Chomsky-Schützenberger es quizás el resultado más conocido en el campo.


title: Combinatoria

text: La combinatoria geométrica está relacionada con la geometría convexa y discreta, en particular la combinatoria poliédrica. Se pregunta, por ejemplo, cuántas caras de cada dimensión puede tener un politopo convexo. Las propiedades métricas de los politopos juegan también un papel importante. Por ejemplo: el teorema de Cauchy sobre la rigidez de los politopos convexos. También se consideran politopos especiales, como el permutohedra, el associahedra y los politopos de Birkhoff. Debemos tener en cuenta que la geometría combinatoria es un nombre anticuado para la geometría discreta.


title: Combinatoria

text: Los análogos combinatorios de conceptos y métodos en topología se usan para estudiar dibujo gráfico, división justa, particiones, conjuntos parcialmente ordenados, árboles de decisión, problemas de collar y teoría de Morse discreta. No debe confundirse con la topología combinatoria que es un nombre antiguo para la topología algebraica.


title: Combinatoria

text: La combinatoria aritmética surgió de la interacción entre la teoría numérica, la combinatoria, la teoría ergódica y el análisis armónico. Se trata de estimaciones combinatorias asociadas con operaciones aritméticas (adición, sustracción, multiplicación y división). La combinatoria aditiva se refiere al caso especial cuando solo están involucradas las operaciones de suma y resta. Una técnica importante en la combinatoria aritmética es la teoría ergódica de los sistemas dinámicos.


title: Combinatoria

text: La combinatoria infinita, o teoría de conjuntos combinatoria, es una extensión de ideas en combinatoria a conjuntos infinitos. Es una parte de la teoría de conjuntos, un área de lógica matemática, pero utiliza herramientas e ideas tanto de la teoría de conjuntos como de la combinatoria extrema. Gian-Carlo Rota usó el nombre de combinatoria continua para describir la probabilidad geométrica, ya que hay muchas analogías entre el recuento y la medida.


title: Combinatoria

text: La combinatoria enumerativa o enumeración estudia los métodos para contar (enumerar) las distintas configuraciones de los elementos de un conjunto que cumplan ciertos criterios especificados.


title: Combinatoria

text: Esta fue una de las primeras áreas de la combinatoria en ser desarrollada, y como otras áreas más recientes se estudian solo en cursos especializados, es común que se haga referencia a esta subárea cuando se menciona "combinatoria" en entornos escolares.


title: Combinatoria

text: Se llama así al conjunto de los elementos que estamos estudiando. Designaremos con una m al número de elementos del conjunto.


title: Combinatoria

text: Se trata de un subconjunto de la población. Se denominará con la letra n al número de elementos que forman la muestra.


title: Combinatoria

text: Imagina que queremos contar de cuantas formas se puede obtener 8 al tirar un par de dados. Uno puede realizar el clásico diagrama de coordenadas:


title: Combinatoria

text: Y concluir que hay 5 formas de obtener el 8. Con el mismo diagrama, podemos encontrar el resultado f(k) para cualquier suma k:


title: Combinatoria

text: Pero ¿qué pasa si queremos tirar tres dados?, ¿cinco dados?, ¿20 dados?, ¿m dados? Ya no es práctico usar la representación de coordenadas, necesitamos un nuevo modelo.


title: Combinatoria

text: Consideremos solo un dado. ¿De cuántas formas podemos obtener el valor k? Pues de una forma si k=1,2,3,4,5,6 y 0 de cualquier otra forma. Vamos a codificar todos los resultados posibles en una única expresión:


title: Combinatoria

text: Entre las cuentas, puede perder uno de punto de vista la idea central: estamos representando una sucesión de varios valores (formas de tirar un dado) mediante un solo objeto algebraico (un poliomio), y manipulaciones con este objeto nos dan información acerca de la combinatoria del problema.


title: Combinatoria

text: El método puede modificarse para resolver problemas similares (por ejemplo, si quisiéramos saber de cuántas formas se puede obtener 30 al tirar 3 dados normales y dos dados en forma de icosaedro, intentaríamos encontrar el coeficiente de formula_27 en el desarrollo de .


title: Combinatoria

text: Este es un caso particular del método de funciones generadoras, en el que una serie de potencias representa una cantidad (posiblemente infinita) de valores de una sucesión.


title: Combinatoria

text: Considérese el conjunto formula_28. Podemos imaginar que estos elementos corresponden a tarjetas dentro de un sombrero.


title: Combinatoria

text: La combinatoria enumerativa estudia las técnicas y métodos que permiten resolver problemas anteriores, así como otros más complejos, cuando el número de elementos del conjunto es arbitrario. De esta forma, en el primer ejemplo la generalización correspondiente es determinar el número de formas en que se pueden ordenar todos los elementos de un conjunto con "n" elementos, siendo la respuesta el factorial de "n".


title: Combinatoria

text: El enfoque aquí es determinar qué tan grande o pequeña debe ser una colección de objetos para que satisfaga una condición previamente establecida;


title: Combinatoria

text: Considérese un conjunto "S". con "n" elementos. A continuación se empieza a hacer un listado de subconjuntos de tal manera que cualquier pareja de subconjuntos del listado tenga algún elemento en común.


title: Combinatoria

text: Conforme aumenta el listado (y dado que hay una cantidad finita de opciones), el proceso se hace cada vez más complicado. Por ejemplo, no podríamos añadir el conjunto {"A", D"} al listado pues aunque tiene elementos en común con los últimos 3 subconjuntos del listado, no comparte ningún elemento con el primero.


title: Combinatoria

text: La pregunta sobre qué tan grande puede hacerse el listado de forma que cualquier pareja de subconjuntos tenga un elemento en común es un ejemplo de problema de combinatoria extremal (o combinatoria extrema). La respuesta a este problema es que si el conjunto original tiene "n" elementos, entonces el listado puede tener como máximo formula_31 subconjuntos.


title: Combinatoria

text: La optimización combinatoria es el estudio de la optimización de objetos discretos y combinatorios. Comenzó como parte de la teoría combinatoria y la teoría de grafos, pero ahora se ve como una rama de la matemática aplicada y la informática, relacionada con la investigación de operaciones, la teoría de algoritmos y la teoría de la complejidad computacional.


title: Combinatoria

text: La teoría de la codificación comenzó como parte de la teoría del diseño con construcciones combinatoriales tempranas de códigos correctores de errores. La idea principal del tema es diseñar métodos eficientes y confiables de transmisión de datos. Ahora es un gran campo de estudio, parte de la teoría de la información.


title: Combinatoria

text: La geometría discreta (también llamada geometría combinatoria) también comenzó como una parte de la combinatoria, con resultados tempranos en politopos convexos y "números cercanos". Con la aparición de aplicaciones de geometría discreta a la geometría computacional, estos dos campos se fusionaron parcialmente y se convirtieron en un campo de estudio independiente. Siguen existiendo muchas conexiones con combinatorias geométricas y topológicas, que pueden ser vistas como consecuencia de la geometría discreta temprana.


title: Combinatoria

text: Los aspectos combinatorios de los sistemas dinámicos son otro campo emergente. Aquí se pueden definir sistemas dinámicos sobre objetos combinatorios. Véase, por ejemplo, el sistema dinámico de grafos.


title: Combinatoria

text: Hay interacciones cada vez mayores entre la combinatoria y la física, particularmente la física estadística. Los ejemplos incluyen una solución exacta del modelo de Ising, y una conexión entre el modelo de Potts en una mano, y los polinomios cromáticos y de Tutte por otra parte.


title: Combinatoria

text: La demostración puede empezar basándose en que los conjuntos {formula_36} y {formula_37}. Este principio puede extenderse a tres o más conjuntos, en tal caso, dice que si formula_38 son conjuntos disjuntos dos a dos (formula_39 para formula_40):


title: Combinatoria

text: Para demostrar este enunciado se puede empezar suponiendo que formula_46 con formula_47 luego formula_48 provocando que:formula_49


title: Combinatoria

text: Para demostrar este enunciado se debe encontrar una biyección entre {formula_55} y {formula_56} formula_57{formula_58}. La biyección vendría dada por formula_59 div formula_60.


title: Combinatoria

text: Sea S un conjunto finito formula_62 y formula_63 una colección de propiedades o condiciones que son cumplidas por al menos un elemento del conjunto S.


title: Combinatoria

text: De esta manera formula_66 es el número de elementos de S que cumplen formula_65 y formula_68 es el número de elementos de S que no cumplen formula_65.


title: Combinatoria

text: Dados dos números a, b ∈ R sabemos que el desarrollo del cuadrado del binomio a + b viene dado por: (a + b) = a + 2ab + b.


title: Combinatoria

text: La fórmula del binomio de Newton generaliza lo anterior al desarrollo de cualquier potencia natural de un binomio y se expresa de la siguiente manera.


title: Combinatoria

text: Ahora probaremos que necesariamente p(n + 1) es verdadera, bajo el supuesto (HI). Para ello procedemos así:


title: Combinatoria

text: que muestra que p(n + 1) es verdadera. Luego, por inducción completa p(n) es verdadera para todo n ∈ N.


title: Combinatoria

text: El principio fundamental de conteo establece que si hay "p" formas de hacer una cosa, y "q" formas de hacer otra cosa, entonces hay "p × q" formas de hacer ambas cosas.


title: Combinatoria

text: Suponga que tiene 3 camisas (llamémoslas A, B, y C), y 4 pares de pantalones (llamémoslos "w" , "x" , "y" , y "z" ). Entonces Usted tiene


title: Combinatoria

text: Suponga que lanza un dado de 6 caras y saca una carta de un mazo de 52 cartas. Hay 6 resultados posibles con el dado, y 52 resultados posibles con el mazo de cartas. Así, hay un total de


title: Combinatoria

text: El principio de conteo puede extenderse a situaciones donde tenga más de 2 opciones. Por ejemplo, si hay "p" formas de hacer una cosa, "q" formas para una segunda cosa, y "r" formas de hacer una tercera cosa, entonces hay "p × q × r" formas de hacer las tres cosas.


title: Combinatoria

text: Si se desea realizar una actividad que consta de r pasos, en donde el primer paso de la actividad a realizar puede ser llevado a cabo de N maneras o formas, el segundo paso de N maneras o formas y el r-ésimo paso de N maneras o formas, entonces esta actividad puede ser llevada a efecto de. El principio multiplicativo implica que cada uno de los pasos de la actividad deben ser llevados a efecto, uno tras otro. Si un evento E1 puede suceder de n1 maneras diferentes, el evento E2 puede ocurrir de n2 maneras diferentes, y así sucesivamente hasta el evento Ep el cual puede ocurrir de np maneras diferentes, entonces el total de maneras distintas en que puede suceder el evento “ocurren E1 y E2…..y Ep” es igual a producto.


title: Combinatoria

text: Se dispone de 3 vías para viajar de C1 a C2   y de 4 vías para viajar de C2 a C1. ¿De cuántas formas se puede organizar el viaje de ida y vuelta de C1 a C2.Respuesta: (3)(4)=12


title: Combinatoria

text: Si se desea llevar a efecto una actividad, la cuál tiene formas alternativas para ser realizada, donde la primera de esas alternativas puede ser realizada de M maneras o formas, la segunda alternativa puede realizarse de N maneras o formas ... y la última de las alternativas puede ser realizada de W maneras o formas, entonces esa actividad puede ser llevada  a cabo de,


title: Combinatoria

text: 1)      Una persona desea comprar una lavadora de ropa, para lo cuál ha pensado que puede seleccionar de entre las marcas Whirpool, Easy y General Electric, cuando acude a hacer la compra se encuentra que la lavadora de la marca W se presenta en dos tipos de carga ( 8 u 11 kilogramos), en cuatro colores diferentes y puede ser automática o semiautomática, mientras que la lavadora de la marca E, se presenta en tres tipos de carga (8, 11 o 15 kilogramos), en dos colores diferentes y puede ser automática o semiautomática y la lavadora de la marca GE, se presenta en solo un tipo de carga, que es de 11 kilogramos, dos colores diferentes y solo hay semiautomática. ¿Cuántas maneras tiene esta persona de comprar una lavadora?


title: Combinatoria

text: Si una primera operación puede realizarse de m maneras y una segunda operación de n maneras, entonces una operación o la otra pueden efectuarse de:


title: Combinatoria

text: Una pareja que se tiene que casar, junta dinero para el enganche de su casa, en el fraccionamiento lomas de la presa le ofrecen un modelo económico o un condominio, en el fraccionamiento Playas le ofrecen un modelo económico como modelos un residencial, un californiano y un provenzal. ¿Cuántas alternativas diferentes de vivienda le ofrecen a la pareja?


title: Combinatoria

text: A diferencia de la formula de la multiplicación, se la utiliza para determinar el número de posibles arreglos cuando solo hay un solo grupo de objetos. Permutación: un arreglos o posición de r objetos seleccionados de un solo grupo de n objetos posibles. Si nos damos cuenta los arreglos a, b, c y b, a, c son permutaciones diferentes, la formula que se utiliza para contar el número total de permutaciones distintas es:


title: Combinatoria

text: Ejemplo: ¿Como se puede designar los cuatro primeros lugares de un concurso, donde existen 15 participantes?


title: Combinatoria

text: n P r = n! (n - r)! = 15! = 15*14*13*12 *11*10*9*8*7*6*5*4*3*2*1 (15-4)! 11*10*9*8*7*6*5*4*3*2*1 = 32760


title: Combinatoria

text: Donde: n= número total de objetos r= número de objetos seleccionados!= factorial, producto de los números naturales entre 1 y n.


title: Combinatoria

text: En una permutación, el orden de los objetos de cada posible resultado es diferente. Si el orden de los objetos no es importante, cada uno de estos resultados se denomina combinación. Por ejemplo, si se quiere formar un equipo de trabajo formado por 2 personas seleccionadas de un grupo de tres (A, B y C). Si en el equipo hay dos funciones diferentes, entonces si importa el orden, los resultados serán permutaciones. Por el contrario si en el equipo no hay funciones definidas, entonces no importa el orden y los resultados serán combinaciones. Los resultados en ambos casos son los siguientes:


title: Combinatoria

text: Combinaciones: Es el número de formas de seleccionar r objetos de un grupo de n objetos sin importar el orden.


title: Combinatoria

text: Ejemplo: En una compañía se quiere establecer un código de colores para identificar cada una de las 42 partes de un producto. Se quiere marcar con 3 colores de un total de 7 cada una de las partes, de tal suerte que cada una tenga una combinación de 3 colores diferentes. ¿Será adecuado este código de colores para identificar las 42 partes del producto?


title: XXX (película)

text: xXx (pronunciado "«Triple X»") es una película de acción estadounidense de 2002, dirigida por Rob Cohen y protagonizada por Vin Diesel, Asia Argento, Marton Csokas y Samuel L. Jackson. Es la primera entrega de la franquicia "xXx" y la trama sigue a Xander Cage, un entusiasta de los deportes extremos en busca de emociones fuertes, especialista y atleta rebelde rompe-leyes convertido en un espía reacio de la Agencia de Seguridad Nacional (NSA) reclutado por Augustus Gibbons y es enviado a una peligrosa misión para infiltrarse en un grupo de posibles terroristas rusos en Europa Central.


title: XXX (película)

text: Se estrenó el 9 de agosto de 2002 en distintas salas de Estados Unidos y Canadá. Cohen, Moritz y Diesel habían trabajado anteriormente en "The Fast and the Furious" (2001) como director, productor y miembro del reparto, respectivamente. Las escenas de acción de Diesel eran filmadas por el doble Harry O'Connor, quien murió en una escena de descenso. Desde un puente debía hacer la acrobacia, pero se soltó de la cuerda que lo sujetaba golpeándose contra el puente provocándole la muerte al instante. El director decidió dejar la escena en la película, obviamente cortando el momento del accidente.


title: XXX (película)

text: La película recaudó $277.4 millones de dólares en todo el mundo y fue seguida por dos secuelas, "" y "", estrenadas en 2005 y 2017, respectivamente.


title: XXX (película)

text: Un grupo de terroristas rusos conocidos como Anarquía 99, adquieren un arma bioquímica denominada "Noche Silenciosa", presuntamente desaparecida desde la caída de la Unión Soviética. Durante un concierto de "Rammstein", el grupo descubre y mata fácilmente a un agente encubierto enviado por la Agencia de Seguridad Nacional (NSA) estadounidense para recuperarlo. El agente de la NSA, Augustus Gibbons (Samuel L. Jackson), sugiere enviar a alguien que no tenga vínculos con el gobierno de EE. UU., entre ellos, Xander "xXx" Cage (Vin Diesel), un rompe-leyes y especialista profesional de deportes extremos con propensión a la conducta rebelde, buscado por el FBI mediante actos de protesta contra un senador por la prohibición de los videojuegos y la música rap. El equipo de Gibbons detiene a Cage, quien pasa dos pruebas de campo: frustar un robo en un restaurante y escapar de la plantación de un cártel colombiano durante una redada del ejército. Cage acepta el trabajo a regañadientes, después de que Gibbons le dice que su única otra opción es la prisión donde cumplirá una condena.


title: XXX (película)

text: Cage se reúne con el equipo de apoyo de la NSA en Praga, República Checa, que incluye al agente checo Milan Sova (Richy Müller), a quien se le encargó supervisar y si es necesario, deportar a Cage. Mientras explora una fiesta en el bar de la Anarquía 99, Cage identifica a Sova como un oficial de policía del líder de Anarquía 99, Yorgi (Marton Csokas), lo que le gana el favor del grupo, que se ve reforzado cuando Kolya (Petr Jákl), el hermano de Yorgi, revela que es fanático de Cage. Cage le pregunta a Yorgi sobre la compra de autos deportivos de alta gama, y Yelena (Asia Argento), la novia y teniente de Yorgi, le da a Cage un número de cuenta después de discutir sobre el precio.


title: XXX (película)

text: Gibbons llama a Cage sobre los cambios en el plan, pero queda impresionado cuando Cage les da la información proporcionada por Kolya, deslumbrado por las estrellas. Impresionado por su trabajo, Gibbons envía al agente Toby Lee Shavers (Michael Roof), un especialista en tecnología de la NSA quien le proporciona a Cage un revólver especial, binoculares que pueden ver a través de las paredes y explosivos disfrazados de vendajes. Mientras Cage asiste al trato del automóvil que hizo con Yorgi, Sova intenta interceder. Usando el truco del revólver y los efectos especiales, Cage finge matar a Sova. Habiéndose ganado la confianza de Yorgi, Cage se une a Anarquía 99.


title: XXX (película)

text: Yorgi lleva a Cage de regreso a un castillo después de una fiesta de baile en uno de sus clubes nocturnos que sirve como sede de Anarquía 99. Cage, mientras busca el arma bioquímica, descubre a Yelena investigando la caja fuerte secreta de Yorgi. Él la lleva a un restaurante cercano para discutir el asunto y revela su verdadera identidad. Sova traiciona a Cage con Yorgi por teléfono y Yorgi, enfurecido, envía a su francotirador de confianza Kirill para matar a Cage. Mientras observa a la pareja, Kirill, quien está enamorado de Yelena, le advierte sobre esto. Mientras Cage y Yelena organizan una pelea, la NSA aparece de repente para capturar a Cage, y Yelena es llevada de regreso a Anarquía 99.


title: XXX (película)

text: Cage se encuentra con Gibbons, quien exige que Cage regrese a Estados Unidos ahora que su tapadera está descubierta y las fuerzas especiales planean asediar el castillo, pero Cage se niega, temiendo por la vida de Yelena y amargado porque Sova deliberadamente descubrió su tapadera. Cage se cuela en el castillo de Yorgi y lo sigue hasta un laboratorio subterráneo secreto. Cage escucha el plan de Yorgi de lanzar "Noche Silenciosa" desde un dron acuático llamado Ahab. Cage huye del área después de matar a Kolya y en su escondite, encuentra a Sova esperándolo, ahora como empleado y aliado de Yorgi. Antes de que Sova pueda matar a Cage, Yelena lo salva y se revela como una agente encubierta del Servicio Federal de Seguridad de la Federación Rusa que fue abandonada por sus manejadores. Cage transmite los planes de Yorgi a la NSA a cambio del asilo de Yelena. En contra de las órdenes de Gibbons, Cage le da su Pontiac GTO 1967 a Shavers y le dice que lo cargue con armamento. Enjaula a los paracaidistas desde un avión en una tabla de snowboard en una región nevada cerca de la torre de comunicaciones de Anarquía 99, provocando una avalancha que destruye la torre, pero es capturado por Yorgi, quien ya conoce la identidad de Yelena. Mientras Yorgi se prepara para matarlos, las fuerzas especiales atacan, dando tiempo para que Cage y Yelena puedan liberarse de sus ataduras, pero Yorgi lanza el Ahab antes de que Cage lo asesine.


title: XXX (película)

text: El ejército checo se prepara para destruir el Ahab con ataques aéreos, aunque esto liberará parte del agente bioquímico. Cage y Yelena toman el GTO, ahora muy modificado por Shavers, para correr a lo largo del río y alcanzar el Ahab. Cage arponea el dron, cruza hacia él y desactiva el arma momentos antes de que se dispare. Cage y Yelena se recuperan y Gibbons cumple sus promesas a Cage y Yelena. Tiempo más tarde, Cage y Yelena se relajan en Bora Bora cuando Gibbons contacta a Cage para ofrecerle otra misión. Cage lo ignora, pero Gibbons le informa en modo de burla que tras lo realizado, ha pasado "la prueba", la "prueba de Gibbons".


title: XXX (película)

text: Para dar a entender la credibilidad de Xander Cage dentro de las subculturas de deportes extremos, varias personalidades hacen cameos:


title: XXX (película)

text: En julio de 2001, se anunció que Vin Diesel recibiría cerca de $10 millones para protagonizar la película, con una fecha de estreno inicial para el 26 de julio de 2002. En agosto de 2001, Sony colocó una gran cartelera de "xXx" en Hollywood, antes de que se escribiera un guion. También se lanzó un avance teaser el 3 de mayo de 2002, luego se adjuntó a "Spider-Man" y se mostró en la web.


title: XXX (película)

text: El rodaje tuvo lugar en tres lugares. La mayor parte de la película está ambientada en Praga, República Checa. El salto del Corvette se filmó en el puente Foresthill en el área recreativa estatal de Auburn, California. Las escenas finales se desarrollaron en Bora Bora, Tahití y otras áreas en el sur de Virginia Occidental.


title: XXX (película)

text: Para la película se utilizaron varios Sukhoi Su-22 checos. Fue una de las últimas "acciones" de estos aviones: la Fuerza Aérea Checa desmanteló Sukhois en 2002.


title: XXX (película)

text: Vin Diesel hizo muchas de sus propias acrobacias, el director Rob Cohen dijo: "Creo que Vin hizo más de lo que debería haber hecho, pero menos de lo que quería". Diesel se cayó durante la escena de la avalancha, aterrizó de cabeza y no se movió, y Cohen estaba preocupado de que la estrella de la película pudiera haberse roto el cuello. El salto basado en el puente Corvette fue realizado por Tim Rigby con una máscara de Vin Diesel. El salto de la motocicleta fue realizado por el piloto profesional de motocross y doble de riesgo Jeremy Stenberg, y la cara de Diesel se agregó más tarde digitalmente.


title: XXX (película)

text: Harry O'Connor, el doble de acción de Diesel, murió el 4 de abril de 2002 cuando chocó contra un pilar del puente Palacký en Praga, durante una de las escenas de acción. El accidente ocurrió mientras filmaba la segunda toma del truco; el primer intento de O'Connor se completó sin incidentes y se puede ver en la película completa, que le fue dedicada.


title: XXX (película)

text: Los primeros minutos de la película tienen lugar en un concierto de la banda alemana "Neue Deutsche Härte" Rammstein en Praga, interpretando la canción "Feuer frei!". El mismo clip está disponible, pero desde la perspectiva de la banda (con solo breves escenas de la película) en su compilación de videos "Lichtspielhaus".


title: XXX (película)

text: La banda sonora de la película fue compuesta por Randy Edelman, un colaborador frecuente de Cohen. La película también contó con una banda sonora de música rock contemporánea. Rammstein proporcionó parte de la música e incluso apareció en la película en la escena inicial. Durante la escena del club en Praga, se puede ver a Orbital tocando su tema exclusivo "Technologicque Park" en vivo ante la multitud que baila. El álbum de la banda sonora también incluye Queens of the Stone Age, Drowning Pool, Hatebreed, Nelly, Lil Wayne, N.E.R.D, Fermín IV y Moby. Fue lanzado el 6 de agosto de 2002 a través de Universal Records. Alcanzó el puesto #9 en Billboard 200, #16 en Top R&B/Hip-Hop Albums y #1 en Top Soundtracks. El "Tweaker remix" de la canción "Adrenaline" de Gavin Rossdale (el cantante principal de Bush) apareció en la película, mientras que la versión original está incluida en la banda sonora. Ninguna de las partituras de Edelman se incluyó en el álbum, con un disco separado de su trabajo lanzado por Varèse Sarabande.


title: XXX (película)

text: La película se estrenó en 3.374 salas y recaudó $44.506.103 en su primer fin de semana. Recaudó un total de $ 142 millones y otros $ 135 millones a nivel internacional para un total mundial de $ 277,4 millones en todo el mundo.


title: XXX (película)

text: En Rotten Tomatoes, la película tiene una calificación de aprobación del 48% según las reseñas de 180 críticos, con una calificación promedio de 5.59/10. El consenso del sitio dice: "Tiene una entrañable falta de seriedad, y Vin Diesel tiene más que suficiente músculo para el papel protagónico, pero en última instancia, "xXx" es una oportunidad perdida de dar nueva vida al género de suspenso y espías". En Metacritic, la película tiene una puntuación de 48 sobre 100, según las reseñas de 33 críticos, lo que indica "críticas mixtas o promedio". El público encuestado por CinemaScore le dio a la película una calificación A– en una escala de A a F.


title: XXX (película)

text: Roger Ebert del "Chicago Sun-Times" le otorgó 3 estrellas y media de 4 y escribió: "A su manera punk, "xXx" es tan buena como una buena película de Bond, y eso es decir algo". Peter Travers de "Rolling Stone" escribió: "Es difícil odiar una película, incluso una tan grosera, que sabe cómo reírse de sí misma". Adam Smith de "Empire" calificó la película como "esporádicamente entretenida, pero gravemente obstaculizada por un guion muy entrecortado", y la calificó con tres de cinco estrellas.


title: XXX (película)

text: Esta película fue nominada a un premio Razzie a la película dirigida a adolescentes más flatulenta, pero perdió ante "".


title: Áreas metropolitanas de México

text: Las áreas metropolitanas o zonas metropolitanas de México han sido tradicionalmente descritas como el grupo de municipios que interactúan entre sí, usualmente alrededor de una ciudad principal. En 2004, el Consejo Nacional de Población (Conapo), el Instituto Nacional de Estadística, Geografía e Informática (Inegi) y la Secretaría de Desarrollo Social (Sedesol) acordaron definir "área metropolitana" luego de un trabajo.


title: Áreas metropolitanas de México

text: Cabe hacer notar, sin embargo, que los estados del noroeste y el sudeste contienen pocos municipios de gran extensión, mientras que los estados del noreste y el centro contienen muchos municipios más pequeños en superficie. Como tal, las áreas metropolitanas del noroeste y el sudeste no se extienden más allá de los límites de un solo municipio (y las cifras oficiales tienden a reportar la población para todo el municipio aun si hay otras localidades no conurbadas), mientras que las áreas municipales del centro se extienden sobre muchos


title: Áreas metropolitanas de México

text: La población conjunta de las 59 zonas metropolitanas de México es de , lo que equivale al 57% del total de población del país.


title: Áreas metropolitanas de México

text: Las zonas metropolitanas que se localizan en la frontera con los Estados Unidos también forman conurbaciones transnacionales con una interacción económica y demográfica profunda. La CONAPO define y reconoce la existencia de dichas zonas metropolitanas y las define como los municipios que contienen al menos habitantes y que participan del proceso de conurbación con otras ciudades de los Estados Unidos de América.


title: Áreas metropolitanas de México

text: A continuación se presenta la población de las áreas metropolitanas entre México-Estados Unidos según el Diccionario geográfico del mundo en el 2007:


title: Áreas metropolitanas de México

text: Una megalópolis se define como una cadena continua de áreas metropolitanas o territorios que están relativamente integrados entre sí, como lo es el corredor de Boston-Washington D.C. "(BosWash)" en los Estados Unidos. En 1996, el "Programa General de Desarrollo Urbano del Distrito Federal" propuso, por primera vez, utilizar este término para referirse a la cadena urbana del centro de México, y más tarde el término fue retomado por PROAIRE, una comisión metropolitana del medio ambiente.


title: Áreas metropolitanas de México

text: Esta megalópolis, que en México se le llamó también "corona regional de ciudades", está integrada por las zonas metropolitanas de la Ciudad de México, Puebla, Cuernavaca, Toluca, Cuautla, Pachuca, Tula de Allende y Tulancingo; las cuales también pueden formar sub-megalópolis o coronas subregionales de ciudades (por ejemplo, la Zona metropolitana de Puebla-Tlaxcala forma una corona regional con Atlixco, San Martín Texmelucan, Apizaco y Tlaxcala). La megalópolis o corona regional del Centro de México está integrada por 173 municipios (91 del estado de México, 29 del estado de Puebla, 37 del estado de Tlaxcala, 16 de Morelos y 16 de Hidalgo) y las 16 alcaldías de la Ciudad de México, con una población total aproximada (según las cifras antes mencionadas) de 35 millones de habitantes.


title: Clasificación estelar

text: En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La "clase espectral" de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella.


title: Clasificación estelar

text: La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilizando las letras "O, B, A, F, G, K, y M", una secuencia que abarca desde las más calientes (tipo "O") a las más frías (tipo "M"). Cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, con el "0" para las estrellas más calientes y "9" para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, F1 forman una secuencia de las más calientes a las más frías). La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clásico, tal como la clase "D" para enanas blancas y la clase "C" para estrellas de carbono.


title: Clasificación estelar

text: En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral usando números romanos. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varían con la densidad de la atmósfera y por lo que se distinguen las gigantes rojas de las enanas. La clase de luminosidad "0" o las estrellas "Ia+" son "hipergigantes", la clase de estrellas "I" para las "supergigantes", la clase "II" son "gigantes" brillantes, la clase "III" para "gigantes" regulares, la clase "IV" son "subgigantes", la clase "V" para "estrellas de la secuencia principal", la clase "VI" son "subenanas", y la clase "VII" para "enanas blancas". La clase espectral completa para el Sol es G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K.


title: Clasificación estelar

text: La descripción convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales. Esta característica de 'ligereza' indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas son de un profundo tono anaranjado, y las enanas marrones no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un gris tenue para un observador cercano.


title: Clasificación estelar

text: El sistema de clasificación moderno se conoce como la clasificación "Morgan-Keenan" (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella.


title: Clasificación estelar

text: Otros sistemas modernos sistema de clasificación estelar, como el sistema UBV, se basan en índices de colores—las diferencias medidas en tres o más magnitudes de color. Estos números llevan etiquetas como "U-V" o "B-V", que representan los colores que pasan por dos filtros estándar (por ejemplo, "U"ltravioleta, "B"lue y "V"isual).


title: Clasificación estelar

text: El "sistema de Harvard" es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon, quien reordenó y simplificó un sistema alfabético anterior. Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial de aproximadamente 2000 a 50 000 K, mientras que las estrellas más evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se clasifican de más caliente a más fría.


title: Clasificación estelar

text: Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas de las que se hablará más adelante, se subdividen en números arábigos. (0-9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase dada. Por ejemplo, A0 denota las estrellas más calientes de la clase A y A9 denota las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella Mu Normae se clasifica como O9.7. El Sol está clasificado como G2.


title: Clasificación estelar

text: Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía, y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A, que se considera blanco. Las descripciones aparentes de color son lo que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo, o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la visión en color funcione. Las supergigantes rojas son más frías y rojas que las enanas del mismo tipo espectral, y las estrellas con características espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho más rojas que cualquier cuerpo negro.


title: Clasificación estelar

text: El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su temperatura superficial o fotosferica (o más precisamente, su temperatura efectiva) no se comprendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque para el momento en que se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (para 1914), esto generalmente se sospechó que era cierto. En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización al extender ideas bien conocidas en química física relacionadas con la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero lo aplicó a la cromosfera solar, luego a los espectros estelares.


title: Clasificación estelar

text: La astrónoma de Harvard Cecilia Payne demostró entonces que la secuencia espectral "O-B-A-F-G-K-M" es en realidad una secuencia de temperatura. Dado que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que se trata de una secuencia de temperatura, la colocación de un espectro en un subtipo determinado, como B3 o A7, depende de las estimaciones (en gran medida subjetivas) de la intensidad de las características de absorción de los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables.


title: Clasificación estelar

text: La "clasificación espectral de Yerkes", también llamada el sistema "MKK" por las iniciales de los autores, es un sistema de clasificación espectral estelar introducido en 1943 por William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, y Edith Kellman del Observatorio Yerkes. Este esquema de clasificación bidimensional (temperatura y luminosidad) se basa en líneas espectrales sensibles a la temperatura estelar y a la gravedad superficial, lo cual se relaciona con la luminosidad (mientras que la "clasificación de Harvard" se basa únicamente en la temperatura superficial). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y de los criterios de clasificación, el esquema se denominó "clasificación Morgan-Keenan", o "MK", y este sistema sigue en uso.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas más densas con mayor gravedad superficial exhiben mayor ampliación de la presión de líneas espectrales. La gravedad, y por lo tanto la presión, en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de una estrella enana porque el radio del gigante es mucho mayor que el de un enano de masa similar. Por lo tanto, las diferencias en el espectro pueden interpretarse como "efectos de luminosidad" y puede asignarse una clase de luminosidad únicamente a partir del examen del espectro.


title: Clasificación estelar

text: Se permiten casos marginales; por ejemplo, una estrella puede ser una supergigante o un gigante brillante, o puede estar entre las clasificaciones de la subgigante y la de la secuencia principal.


title: Clasificación estelar

text: Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, mientras que sería una estrella gigante o una subgigante.


title: Clasificación estelar

text: También se han utilizado clases de enanos: VI para subenanas (estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal).


title: Clasificación estelar

text: La clase de luminosidad nominal VII (y a veces números más altos) se utiliza ahora raramente para las clases de enana blanca o "subenana caliente", ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantescas ya no se aplican a las enanas blancas.


title: Clasificación estelar

text: Ocasionalmente, las letras "a" y "b" se aplican a clases de luminosidad distintas de las supergigantes; por ejemplo, a una estrella gigante ligeramente más luminosa que la típica se le puede dar una clase de luminosidad de IIIb.


title: Clasificación estelar

text: Una muestra de estrellas en V extremas con fuerte absorción en He II λ4686 líneas espectrales han recibido la designación "Vz". Un ejemplo de estrella es HD 93129 B.


title: Clasificación estelar

text: La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro.


title: Clasificación estelar

text: Por ejemplo, 59 Cygni aparece como tipo espectral B1.5Vnne, que indica un espectro con la clasificación general B1.5V, así como líneas de absorción muy amplias y determinadas líneas de emisión.


title: Clasificación estelar

text: La razón de la extraña disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica, ya que ha evolucionado a partir de las clases anteriores de Secchi y se ha modificado progresivamente a medida que ha mejorado la comprensión.


title: Clasificación estelar

text: Durante las décadas de 1860 y 1870, el pionero espectroscopista estelar Angelo Secchi creó las "clases Secchi" para clasificar los espectros observados. Para 1866, había desarrollado tres clases de espectros estelares, que se muestran en la siguiente tabla.


title: Clasificación estelar

text: A finales de la década de 1890, esta clasificación comenzó a ser reemplazada por la clasificación de Harvard, que se discute en el resto de este artículo.


title: Clasificación estelar

text: Los números romanos usados para las clases Secchi no deben ser confundidos con los números romanos sin relación alguna usados para las clases de luminosidad de Yerkes.


title: Clasificación estelar

text: En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a hacer un estudio de los espectros estelares en el Observatorio del Harvard College, utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el "Catálogo Draper de Espectros Estelares", publicado en 1890. Clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo.


title: Clasificación estelar

text: El catálogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a IV) se subdividían en clases más específicas, con letras de la A a la N. Además, se utilizaban las letras O, P y Q, para estrellas cuyos espectros consistían principalmente en líneas brillantes se usaba el O, P para nebulosas planetarias y Q para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase.


title: Clasificación estelar

text: En 1897, otro obrero de Harvard, Antonia Maury, colocó el subtipo Orión de la clase Secchi I por delante del resto de la clase Secchi I, colocando así el tipo moderno B por delante del tipo moderno A. Ella fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino una serie de veintidós tipos numerados de I a XXII.


title: Clasificación estelar

text: En 1901, Annie Jump Cannon regresó a los tipos con letras, pero dejó caer todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, y M, utilizadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares. También usó tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas a una quinta parte del camino de F a G, y así sucesivamente. Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard.


title: Clasificación estelar

text: Un mnemotécnico común para recordar el orden de las letras de tipo espectral, de las más calientes a las más frías, es "Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me".


title: Clasificación estelar

text: Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como el sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades. Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos.


title: Clasificación estelar

text: La clasificación gravitacional se realiza según cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en 2006.


title: Clasificación estelar

text: El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro de gravitación estelar, es decir si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.


title: Clasificación estelar

text: Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo.


title: Clasificación estelar

text: Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que órbita una estrella.


title: Clasificación estelar

text: Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.


title: Clasificación estelar

text: Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.


title: Clasificación estelar

text: Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.


title: Clasificación estelar

text: Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el "Harvard College Observatory". Draper pretendía establecer una clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó al observatorio para continuar los trabajos de clasificación. Estos fueron realizados por Williamina Fleming (1857-1910) quien clasificó más de 10.000 estrellas y supervisó los trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y recibió el nombre de Catálogo Henry Draper. Un catálogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por Annie Jump Cannon quien clasificó los espectros de más de 250.000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª magnitud.


title: Clasificación estelar

text: Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las líneas de absorción de la serie de Balmer que son sensibles a la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H y K del calcio, líneas del sodio, etc). Se descubrió que parte de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en el que se habían establecido las clases era erróneo y también que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habían sido retirados.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas se denominan a menudo de tipo "temprano" o "tardío". "Temprano" es sinónimo de "más caliente", mientras que "tardío" es sinónimo de "más frío".


title: Clasificación estelar

text: Dependiendo del contexto, "temprano" y "tardío" pueden ser términos absolutos o relativos. "Temprano" como un término absoluto se referiría por lo tanto a O o B, y posiblemente a estrellas A. Como referencia relativa se relaciona con estrellas más calientes que otras, tales como "K temprana" siendo quizás K0, K1, y K3.


title: Clasificación estelar

text: El término "tardío" se usa de la misma manera, con un uso no cualificado del término que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también se puede usar para estrellas que están frías en relación con otras estrellas, como en el caso de usar la "G tardía" para referirse a G7, G8, y G9.


title: Clasificación estelar

text: En el sentido relativo, "temprano" significa un número arábigo más bajo que sigue a la letra de la clase, y "tarde" significa un número más alto.


title: Clasificación estelar

text: Esta terminología oscura es una reserva de un modelo de evolución estelar de principios del siglo XX, que suponía que las estrellas eran impulsadas por la contracción gravitacional a través del mecanismo Kelvin-Helmholtz, que ahora se sabe que no se aplica a secuencia principal estrellas. Si eso fuera cierto, entonces las estrellas comenzarían sus vidas como estrellas muy calientes de "tipo temprano" y luego gradualmente se enfriarían hasta convertirse en estrellas de "tipo tardío". Este mecanismo proporcionó edades del Sol mucho más pequeñas que las observadas en el registro geológico, y se volvió obsoleto por el descubrimiento de que las estrellas son impulsadas por fusión nuclear. Los términos "temprano" y "tardío" fueron arrastrados, más allá de la desaparición del modelo en el que estaban basados.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su salida radiada en el rango ultravioleta. Estas son las más raras de todas las estrellas de la secuencia principal. Aproximadamente 1 de cada 3.000.000 (0,00003%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo O. Algunas de las se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O frecuentemente tienen entornos complicados que dificultan la medición de sus espectros.


title: Clasificación estelar

text: Los espectros de tipo O se definían anteriormente por la relación entre la fuerza del He II λ4541 y la de He I λ4471, donde λ es la longitud de onda, medida en ángstroms. El tipo espectral O7 se definió como el punto en el que las dos intensidades son iguales, con la línea He I debilitándose hacia los tipos anteriores. El tipo O3 fue, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque se puede ver muy débilmente con la tecnología moderna. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación de la línea N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y a veces de emisión para las líneas He] II, líneas ionizadas prominentes (Si IV, O III, N  III, y C III) y líneas de helio neutral, que se fortalecen de O5 a O9, y de hidrógeno prominente líneas de hidrógeno, aunque Debido a que son tan masivas, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y queman a través de su combustible de hidrógeno muy rápidamente, por lo que son las primeras estrellas en salir de la secuencia principal.


title: Clasificación estelar

text: Cuando se describió por primera vez el esquema de clasificación MKK en 1943, los únicos subtipos de clase O utilizados eran O5 a O9.5. El esquema MKK se extendió a O9.7 en 1971 y O4 en 1978, y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificación que añaden los tipos O2, O3 y O3.5.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros tienen líneas de helio neutro, que son más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadas. Como las estrellas de tipo O y B son tan enérgicas, solo viven por un tiempo relativamente corto. Así, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, son incapaces de alejarse del área en la que se formaron, aparte de las estrellas fugitivas.


title: Clasificación estelar

text: La transición de la clase O a la clase B se definió originalmente como el punto en el que desaparece el He II λ4541 Sin embargo, con un equipo moderno, la línea todavía es evidente en las primeras estrellas de tipo B. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define por la intensidad del espectro violeta He I, con la intensidad máxima correspondiente a la clase B2. Para los supergigantes, se utilizan líneas de silicio; las líneas de Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de una B temprana. A mitad de B, la intensidad de esta última en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para la B tardía, es la intensidad de Mg II λ4481 en relación con la de He I λ4471.".


title: Clasificación estelar

text: Estas estrellas tienden a ser encontradas en sus asociaciones OB de origen, las cuales están asociadas con nubes moleculares gigantescas. La asociación Orión OB1 ocupa una gran porción de un brazo en espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión. Aproximadamente 1 en 800 (0.125%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B.


title: Clasificación estelar

text: Las entidades masivas pero no supergigantes conocidas como "Estrellas Be" son estrellas de la secuencia principal que tienen, o han tenido en algún momento, una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas. Se cree que las estrellas Be suelen presentar vientos estelares inusualmente fuertes, altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos rotan a un ritmo curiosamente rápido. Los objetos conocidos como "B(e)" o Estrellas "B(e)" poseen líneas distintivas de emisión neutras o de baja ionización que se consideran que tienen 'mecanismos prohibidos', sometidos a procesos que normalmente no están permitidos por los conocimientos actuales de la mecánica cuántica.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de tipo A se encuentran entre las más comunes a simple vista, y son blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, a un máximo de A0, y también líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II, Si II) a un máximo de A5. La presencia de las líneas de Ca II se está fortaleciendo notablemente en este punto. Aproximadamente 1 de cada 160 (0,625%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de refuerzo "H" y "K" de Ca II. Los metales neutros (Fe I, Cr I) comienzan a ganar en las líneas de metal ionizado a finales de F. Sus espectros se caracterizan por las líneas de hidrógeno más débiles y los metales ionizados. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de tipo G, incluyendo el Sol tienen líneas espectrales prominentes "H" y "K" de Ca II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de moléculas CH. Las estrellas de la clase G constituyen alrededor del 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal del vecindario solar.


title: Clasificación estelar

text: G alberga el "Vacío Evolutivo Amarillo" (Yellow Evolutionary Void en inglés). Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no permanecen mucho tiempo en la clase de supergigante amarilla G, ya que este es un lugar extremadamente inestable para que haya una supergigante.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas tipo K son estrellas anaranjadas que son ligeramente más frías que el Sol. Constituyen alrededor del 12 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar.También hay estrellas gigantes del tipo K, que van desde hipergigantes como RW Cephei, hasta gigantes y supergigantes, como Arcturus, mientras que las enanas naranjas, como Alfa Centauri B, son estrellas de la secuencia principal.


title: Clasificación estelar

text: Tienen líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y en su mayoría metales neutros (Mn I, Fe I, Si I). A finales de K, las bandas moleculares de óxido de titanio se hacen presentes. Hay una sugerencia de que las estrellas del espectro K pueden aumentar potencialmente las posibilidades de vida en planetas en órbita que están dentro de la zona habitable.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de clase M son, con mucho, las más comunes. Alrededor del 76 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M. Sin embargo, las estrellas de la clase M de la secuencia principal (enanas rojas) tienen una luminosidad tan baja que ninguna es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista, a menos que se den condiciones excepcionales. La estrella más brillante conocida de la clase M es M0V Lacaille 8760, con magnitud 6.6 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se cita típicamente como 6.5), y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos más brillantes.


title: Clasificación estelar

text: Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las estrellas supergigantes más grandes de la Vía Láctea son estrellas M. Tales como VY Canis Majoris, Antares y Betelgeuse también son estrellas de clase M. Además, las enanas marrones más grandes y calientes son de clase M tardía, generalmente en el rango de M6.5 a M9.5.


title: Clasificación estelar

text: El espectro de una estrella de clase M contiene líneas de óxido (en el espectro visible, especialmente el Monóxido de titanio) y todos los metales neutros, pero generalmente no hay líneas de absorción de hidrógeno. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en estrellas de clase M, dominando normalmente su espectro visible en alrededor de M5. las bandas se hacen presentes a finales de M.


title: Clasificación estelar

text: Un número de nuevos tipos espectrales han sido tomados en uso a partir de los nuevos tipos de estrellas descubiertos.


title: Clasificación estelar

text: Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azules muestran líneas de emisión marcadas de carbono o nitrógeno, o a veces de oxígeno.


title: Clasificación estelar

text: La clase W o WR representa las estrellas de Wolf-Rayet, notable por espectros que carecen de líneas de hidrógeno. En cambio, sus espectros están dominados por amplias líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y, a veces, oxígeno altamente ionizados. Se cree que en su mayoría son supergigantes moribundos con sus capas de hidrógeno sopladas por los vientos estelares, exponiendo así directamente sus capas calientes de helio. La clase W se divide a su vez en subclases según la intensidad relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas externas).


title: Clasificación estelar

text: Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros de WR. Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están encerrados entre corchetes: e.g. [WC]. La mayoría de estos muestran espectros [WC], algunos [WO], y muy raramente [WN].


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas "slash" son estrellas de tipo O con líneas de tipo WN en sus espectros. El nombre "slash" viene de su tipo espectral impreso que tiene una barra (por ejemplo, "Of/WNL").


title: Clasificación estelar

text: Existe un grupo secundario que se encuentra con este espectro, un grupo más frío e "intermedio" denominado "Ofpe/WN9". Estas estrellas también han sido referidas como WN10 o WN11, pero que se ha vuelto menos popular al darse cuenta de la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf-Rayet. Descubrimientos recientes de estrellas aún más raras han extendido el rango de estrellas de barra hasta O2-3.5If/WN5-7, las cuales son aún más calientes que las estrellas "slash" originales.


title: Clasificación estelar

text: Los nuevos tipos espectrales L, T e Y fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto enanas roja como enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible.


title: Clasificación estelar

text: Las enanas marrones, cuya energía proviene únicamente de la atracción gravitacional, se enfrían a medida que envejecen y así progresan a tipos espectrales posteriores. Las enanas marrones comienzan sus vidas con espectros de tipo M y se enfriarán a través de las clases espectrales L, T e Y, más rápido cuanto menos masivas sean; las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado a enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo. Porque esto lleva a un solapamiento irresoluble entre los tipos espectrales temperatura efectiva y luminosidad para algunas masas y edades de diferentes tipos de L-T-Y, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad.


title: Clasificación estelar

text: Las enanas de la clase L reciben su designación porque son más fríos que las estrellas M y L es la letra que queda alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para soportar la fusión del hidrógeno y por lo tanto son estrellas, pero la mayoría son de masa subestelar y por lo tanto son enanas marrones. Son de color rojo muy oscuro y más brillantes en infrarrojo. Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros.


title: Clasificación estelar

text: Debido a la baja gravedad superficial en estrellas gigantes, los condensados que contienen TiO y VO nunca se forman. Por lo tanto, las estrellas de tipo L más grandes que las enanas nunca pueden formarse en un ambiente aislado. Sin embargo, puede ser posible que estos supergigantes de tipo L se formen a través de colisiones estelares, un ejemplo de lo cual es V838 Monocerotis mientras se encuentra en la erupción de la cúspide de su Nova roja luminosa. Enanas y planetas.


title: Clasificación estelar

text: Las enanas de la clase T son frías enanas marrones con temperaturas superficiales entre aproximadamente 550 y 1,300 K (277 y 1,027 °C; 530 y 1,880 °F). Su emisión alcanza su punto máximo en el infrarrojo. El metano es prominente en sus espectros.


title: Clasificación estelar

text: Las clases T y L podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas si las investigaciones recientes son exactas. Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo—unas veces la edad del universo—en ausencia de colisiones catastróficas, estos cuerpos más pequeños solo pueden aumentar en número.


title: Clasificación estelar

text: El estudio del número de proplyds (discos protoplanetarios, cúmulos de gas en nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas y los sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios más alto que lo que se conjeturaba anteriormente. Se ha teorizado que estos propulsores están en una carrera entre sí. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella, que son objetos muy violentos y que interrumpirán a otros propulsores en la vecindad, despojándolos de su gas. Los propulsores de la víctima se convertirán entonces probablemente en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son bastante invisibles para ser vista por nosotros.


title: Clasificación estelar

text: Las enanas marrones de clase espectral Y son más frías que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes de ellas. Un total de 17 objetos han sido colocados en la clase Y hasta agosto de 2013. Aunque tales enanos han sido modelados. y detectados dentro de los cuarenta años-luz por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) todavía no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1, y Y2.


title: Clasificación estelar

text: Los espectros de estos objetos Y prospectivos muestran una absorción de alrededor de 1.55 micrómetro. Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco, y que esto debe tomarse como la característica indicativa para la transición T-Y. De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el principal criterio que se ha adoptado para definir esta clase.Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano, y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura.


title: Clasificación estelar

text: La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828+2650, es una enana Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente en torno a los 300 K, la temperatura del cuerpo humano. Sin embargo, las mediciones de paralaje han demostrado que su luminosidad es inconsistente con el hecho de que sea más frío que ~400  K. El enano y más fría que se conoce actualmente es WISE 0855-0714 con una temperatura aproximada de 250 K.


title: Clasificación estelar

text: El rango de masas para los enanos Y es de 9-25 masas, pero los objetos jóvenes pueden llegar por debajo de una masa de Júpiter, lo que significa que los objetos de clase Y se sitúan a horcajadas sobre el límite de fusión de 13 masa de Júpiter que marca la división actual entre enanas marrones y planetas.


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión de helio. Con el aumento de la abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados, los espectros de estas estrellas se desvían cada vez más de las clases espectrales tardías habituales G, K y M. Las clases equivalentes para las estrellas ricas en carbono son S y C.


title: Clasificación estelar

text: Se supone que los gigantes entre esas estrellas producen este carbono ellos mismos, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles, cuya extraña atmósfera se sospecha que ha sido transferida de un compañero que ahora es una enana blanca, cuando el compañero era una estrella de carbono.


title: Clasificación estelar

text: Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también son conocidas como "estrellas de carbono". Estos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en los que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificación normal, desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M. Más recientemente, estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frío son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de CCN en CN]. Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la gran mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases:


title: Clasificación estelar

text: Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Las más parecidas a las estrellas de clase M tienen fuertes bandas espectrales de ZrO


title: Clasificación estelar

text: análogas a las bandas de TiO de estrellas de clase M, mientras que las más similares a las estrellas de carbono tienen bandas de Líneas D de sodio fuertes y débiles de C. Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso-s, y tienen una mayor abundancia de carbono y oxígeno que las estrellas de carbono o clase M. Al igual que las estrellas de carbono, casi todas las estrellas de clase conocidas son estrellas de rama asintótica gigante.


title: Clasificación estelar

text: El tipo espectral está formado por la letra S y un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperatura utilizada para los gigantes de la clase M. Los tipos más comunes son S3 a S5. La designación no estándar S10 solo se ha utilizado para la estrella Chi Cygni cuando se encuentra en un mínimo extremo.


title: Clasificación estelar

text: La clasificación básica suele ir seguida de una indicación de abundancia, siguiendo uno de varios esquemas: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S2*5. Un número después de una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporción de ZrO y TiO. Un número después de una barra es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la relación entre carbono y oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella de la EM. Las intensidades de circonio] y titanio pueden indicarse explícitamente. También se observa ocasionalmente un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas ZrO en una escala del 1 al 5.


title: Clasificación estelar

text: Entre las clases M y S, los casos fronterizos se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos fronterizos entre las clases S y C-N se denominan SC o CS. La secuencia M → MS → S → SC → C-N es hipotética para ser una secuencia de aumento de la abundancia de carbono con la edad para estrellas de carbono en rama gigante asintótica.


title: Clasificación estelar

text: La clase D (para Degeneradas) es la clasificación moderna usada para las enanas blancas - estrellas de baja masa que ya no están sufriendo fusión nuclear y que se han reducido a un tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase D se divide a su vez en los tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Las letras no están relacionadas con las letras utilizadas en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior o atmósfera visible de la enana blanca.


title: Clasificación estelar

text: Al tipo le sigue un número que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca. Este número es una forma redondeada de 50400/"T", donde "T" es la temperatura superficial efectiva, medida en kelvin. Originalmente, este número fue redondeado a uno de los dígitos del 1 al 9, pero más recientemente se han empezado a utilizar valores fraccionarios, así como valores por debajo del 1 y por encima del 9.


title: Clasificación estelar

text: Dos o más de las letras del tipo pueden ser utilizadas para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores.


title: Clasificación estelar

text: Se utiliza un conjunto diferente de símbolos de peculiaridad espectral para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas:


title: Clasificación estelar

text: En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Philip Childs Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.


title: Clasificación estelar

text: Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.


title: Clasificación estelar

text: Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:


title: Clasificación estelar

text: Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella de masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal, subgigante, gigante roja, apelotonamiento rojo y rama asintótica gigante. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase de luminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puede ver, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las fases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo de tres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su color es rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una 'gigante roja' (en el sentido de clase de luminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una 'gigante roja' en el sentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja aunque ese no sea su estado evolutivo. Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a confusión.


title: Clasificación estelar

text: Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior al Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase de luminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de luminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la fase evolutiva de secuencia principal.


title: Clasificación estelar

text: Los restos estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas. Incluidas en la categoría están las enanas blancas, y como puede verse en el esquema de clasificación radicalmente diferente para la clase D, los objetos no estelares son difíciles de encajar en el sistema MK.


title: Clasificación estelar

text: El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos remanentes no se pueden trazar fácilmente en el diagrama, o no se pueden colocar en absoluto. Las estrellas de neutrones antiguas son relativamente pequeños y fríos, y caerían en el extremo derecho del diagrama. Las nebulosas planetarias son dinámicas y tienden a desvanecerse rápidamente en brillo a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de la enana blanca. Si se muestra, una nebulosa planetaria sería trazada a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia, y por lo tanto no aparece en el diagrama.


title: Clasificación estelar

text: Se ha propuesto un sistema de clasificación para las estrellas de neutrones utilizando números romanos: el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, el tipo II para las estrellas de neutrones más masivas con tasas de enfriamiento más altas, y un propuesto tipo III para las estrellas de neutrones más masivas (posibles candidatas a ser estrellas exóticas) con tasas de enfriamiento más altas. Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor es el flujo de neutrinos que transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía calórica que después de sólo unos pocos años la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de los miles de millones a sólo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las anteriores clases espectrales Secchi y las clases de luminosidad Yerkes.


title: Clasificación estelar

text: Varios tipos espectrales, todos ellos utilizados anteriormente para estrellas no estándar a mediados del siglo XX, han sido reemplazados durante las revisiones del sistema de clasificación estelar. Todavía se pueden encontrar en ediciones antiguas de catálogos de estrellas: R y N se han subsumido en la nueva clase C como C-R y C-N.


title: Clasificación estelar

text: Los humanos pueden eventualmente ser capaces de colonizar cualquier tipo de hábitat estelar, esta sección tratará la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas.


title: Clasificación estelar

text: La estabilidad, la luminosidad y la duración de la vida son factores que influyen en la habitabilidad estelar. Solo conocemos una estrella que alberga vida, y esa es la nuestra, una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados y baja variabilidad en brillo. También se diferencia de muchos sistemas estelares en que sólo tiene una estrella (ver Habitabilidad planetaria, bajo la sección de sistemas binarios).


title: Clasificación estelar

text: Trabajando a partir de estas limitaciones y los problemas de tener una muestra empírica de un solo conjunto de estrellas, la gama de estrellas que se predice que serán capaces de soportar la vida tal como la conocemos está limitada por unos pocos factores. De los tipos de estrellas de la secuencia principal, las estrellas más masivas que 1,5 veces la del Sol (tipos espectrales O, B y A) envejecen demasiado rápido para que la vida avanzada se desarrolle (usando la Tierra como guía). En el otro extremo, los enanos de menos de la mitad de la masa de nuestro Sol (tipo espectral M) son propensos a fijar planetas dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver Habitabilidad en sistemas de enanas rojas). Aunque hay muchos problemas que enfrenta la vida en las enanas rojas, debido a su gran número y longevidad, muchos astrónomos continúan modelando estos sistemas.


title: Clasificación estelar

text: Por estas razones la Misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables en las estrellas de secuencia principal cercanas que son menos masivas que las del tipo espectral A pero más masivas que las del tipo M -- haciendo que las estrellas más probables alberguen estrellas enanas de vida de los tipos F, G, y K.


title: Extinción masiva del Cretácico-Paleógeno

text: La extinción masiva del Cretácico-Paleógeno (K–Pg) (anteriormente conocida como Cretácico-Terciario (K–T) fue una extinción masiva repentina de tres cuartas partes de las especies de plantas y animales de la Tierra, hace aproximadamente 66 millones de años. Con la excepción de algunas especies ectotérmicas como las tortugas marinas y los cocodrilos, ningún tetrápodo que pesara más de 25 kilogramos sobrevivió. Marcó el final del período Cretácico y el de la Era Mesozoica, al tiempo que presagiaba el comienzo del Paleógeno, primer periodo de la Era Cenozoica, que continúa hasta nuestros días.


text: En el registro geológico, el evento K–Pg está marcado por una capa delgada de sedimento llamada límite K–Pg, que se puede encontrar en todo el mundo en rocas marinas y terrestres. La arcilla límite muestra niveles inusualmente altos de iridio metálico, un elemento que es más común en los asteroides que en la corteza terrestre.


text: Como fue propuesto originalmente en 1980 por un equipo de científicos dirigido por Luis Alvarez y su hijo Walter, ahora se piensa generalmente que la extinción K – Pg fue causada por el impacto de un cometa o asteroide masivo, de 10 a de ancho, hace 66 millones de años, que devastó el medio ambiente global, principalmente a través de un invierno de impacto prolongado que detuvo la fotosíntesis en plantas y plancton. La hipótesis del impacto, también conocida como la hipótesis Álvarez, fue reforzada por el descubrimiento a principios de la década de 1990 del cráter Chicxulub, de 180 km, en el golfo de México, en la península de Yucatán, que proporcionó evidencia concluyente de que la arcilla del límite K-Pg representaba escombros de un impacto de asteroide. El hecho de que las extinciones ocurrieran simultáneamente proporciona una fuerte evidencia de que fueron causadas por el asteroide. Un proyecto de 2016 de perforación en el anillo de pico de Chicxulub confirmó que el anillo estaba compuesto por granitos expulsados en minutos desde las profundidades de la tierra, pero casi no encontró yeso, la roca del fondo marino habitual en la región que contiene sulfato: el yeso se habría vaporizado y dispersado en forma de aerosol en la atmósfera, provocando efectos a largo plazo en el clima y en la cadena alimentaria. En octubre de 2019, investigadores informaron que el evento rápidamente acidificó los océanos, produciendo un colapso ecológico y, de esta manera, también produjo efectos duraderos en el clima, y en consecuencia fue una razón clave para la extinción masiva a fines del Cretácico. En enero de 2020, científicos informaron de nuevas pruebas de que el evento de extinción fue principalmente el resultado del impacto de un meteorito y no del vulcanismo.


text: Otros factores causales o que contribuyeron a la extinción pueden haber sido las erupciones volcánicas que ocasionaron los traps del Decán y otras erupciones, el cambio climático y el cambio del nivel del mar.


text: Una amplia gama de especies perecieron en la extinción K – Pg, siendo las más conocidas los dinosaurios no aviares. También destruyó una miríada de otros organismos terrestres, incluidos algunos mamíferos, aves, lagartijas, insectos, plantas y todos los pterosaurios. En los océanos, la extinción K-Pg acabó con plesiosaurios y mosasaurios y devastó los peces teleósteos, tiburones, moluscos (especialmente ammonites, que se extinguieron) y muchas especies de plancton. Se estima que el 75% o más de todas las especies de la Tierra desaparecieron. Sin embargo, la extinción también brindó oportunidades evolutivas: a raíz de ello, muchos grupos sufrieron una notable radiación adaptativa, divergencia repentina y prolífica hacia nuevas formas y especies dentro de los desorganizados y vaciados nichos ecológicos. Los mamíferos, en particular, se convirtieron en el nuevo grupo dominante y se diversificaron en el Paleógeno, desarrollando nuevas formas como caballos, ballenas, murciélagos y primates. El grupo superviviente de dinosaurios eran aves, aves terrestres y acuáticas que irradiaron a todas las especies modernas de aves. Los peces teleósteos, y quizás lagartos también irradiaron.


text: Con el paso de los años se ha intentado explicar este fenómeno con varias hipótesis. Debido a que el fenómeno ocurrió hace millones de años, es complejo saber con exactitud qué fue lo que sucedió, depende de poder acceder e interpretar los indicios conservados en el registro geológico, por lo cual todas las hipótesis presentan una serie de problemas, sin embargo, la teoría más aceptada por la comunidad científica a nivel mundial es la hipótesis de "Álvarez y colaboradores".


text: En 1980 un grupo de investigadores liderados por el físico Luis Álvarez (Premio Nobel), su hijo el geólogo Walter Álvarez y otros colaboradores descubrieron, en las muestras tomadas por todo el mundo de las capas intermedias entre los períodos Cretácico y Terciario de hace 65 millones de años, una concentración de iridio cientos de veces más alta que lo normal.


text: Plantearon la así llamada «hipótesis Álvarez» o «hipótesis de Álvarez», conforme a la cual la extinción de los dinosaurios y de muchas otras formas de vida habría sido causada por el impacto de un gran meteorito contra la superficie de la Tierra hace 65 millones de años.


text: Para demostrar esta hipótesis, las investigaciones se centraron en encontrar una capa en la corteza de la Tierra con niveles elevados de iridio. Los niveles del iridio son generalmente más altos en asteroides y otros objetos extraterrestres. La evidencia del iridio fue descubierta anteriormente al hallazgo del cráter de Chicxulub. Actualmente esta hipótesis es la más aceptada aunque también tiene sus problemas.


text: Durante la década que siguió a la publicación del estudio, la hipótesis de la extinción por el choque de un asteroide continuó siendo tema de debate entre geólogos y paleontólogos.


text: Uno de las mayores objeciones a esta hipótesis era que no se conocía un cráter cuyas dimensiones correspondieran al tamaño calculado, que debería tener entre 150 y 200 km de diámetro. Si bien no sería imposible que la Tierra hubiera cambiado desde entonces escondiendo una deformación tal, en 1990 se ubicaron indicios en Haití de un tsunami de grandes proporciones que arrastró residuos de iridio. Buscando estudios geológicos realizados desde los años 1960 en adelante se pudo ubicar un cráter en Chicxulub, en la península de Yucatán, con un diámetro de unos 180 km.


text: Para algunos científicos, un problema de esta teoría es que la lectura de los registros fósiles sugiere que la extinción masiva de hace 65 millones de años duró cerca de diez millones de años, lo que no cuadra bien con que su causa fuera el impacto. Otros autores sostienen que la extinción fue muy rápida para la mayor parte de las especies. Es evidente que gran parte de estas discusiones está condicionada por la escasez de restos fósiles en grupos como los dinosaurios, si se calcula que la población al momento de su extinción pudo ser de 10 000 millones de estos animales en todo el mundo. Hasta el momento, la única zona conocida rica en restos de dinosaurios con continuidad sedimentaria a través del límite K/T es la Formación Hell Creek de Norteamérica, donde los especialistas en dinosaurios llevan décadas discutiendo sobre si su extinción fue catastrófica o se produjo gradualmente a lo largo de los últimos 10 millones de años del Cretácico.


text: A pesar de la dificultad de encontrar series ricas en fósiles de dinosaurios donde se haya registrado el límite K/T, una buena aproximación al debate puede realizarse calculando cómo varía su diversidad con el tiempo. En este sentido, el equipo de D. E. Fastowsky publicó en 2004, en la prestigiosa revista "Geology", un trabajo donde analizaban estadísticamente la base de datos más completa que existe sobre la diversidad de restos óseos, huevos, coprolitos y huellas de dinosaurios encontrados en los cinco continentes. Dichos autores concluyeron que, lejos de descender, la diversidad de géneros fósiles relacionados con los dinosaurios dentro de los últimos 18,5 millones de años del Cretácico alcanzó un máximo justamente durante los dos millones de años previos al límite K/T, contradiciendo el aparente declive gradual que algunos autores han defendido.


text: Los foraminíferos planctónicos (organismos unicelulares marinos) son otro grupo muy estudiado en relación con las extinciones del límite K/T. Según los recientes resultados científicos de un equipo internacional de investigadores liderados por Gerta Keller (Universidad de Princeton, EE. UU.) y Thierry Adatte (Universidad de Neuchâtel, Suiza), el cráter es 300 000 años más antiguo que la lámina K/T (Cretácico-Terciario). Por el contrario, otros estudios con foraminíferos planctónicos llevados a cabo por el equipo de Jan Smit (Universidad Libre de Ámsterdam) o por equipo de micropaleontología de la Universidad de Zaragoza (España), sostienen que el impacto meteorítico tuvo lugar coincidiendo con el límite K/T.


text: La teoría o hipótesis de los múltiples impactos es otro de los escenarios planteados como posible causa de la extinción masiva del Cretácico-Terciario. La teoría guarda un parecido a la presentada por los Álvarez, ya que también dice que la causa de la extinción habría sido la colisión de un objeto extraterrestre con la tierra, pero plantea dos escenarios. Expone que múltiples meteoritos colisionaron con la tierra, o bien, que un solo meteorito o asteroide se fragmentó en varias partes al entrar en contacto con la tierra, siendo el impacto que causó el cráter de Chicxulub uno de ellos. Otros posibles escenarios de impacto serían el cráter Silverpit y el cráter Shiva, en cuya formación pudo haberse producido un ascenso del manto terrestre a través de la fractura, explicando el origen geológico de los "traps" del Decán. El impacto podría haber sido parecido al ocurrido entre el cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter.


text: La gigantesca actividad volcánica que produjo los "traps" del Decán, en la India, también ha sido llamada a ser la causa de la extinción. Hay varias maneras en que estas pudieron haber causado la extinción, incluyendo la expulsión de polvo y otros gases que hubieran disminuido la cantidad de luz que ingresa al planeta, dificultando así la fotosíntesis además de enfriar el planeta; para luego con otros gases como el CO calentar el planeta y causar un efecto invernadero.


text: Originalmente se pensaba que la actividad volcánica empezó cerca de 68 millones de años atrás y duró cerca de 2 millones de años, aunque estudios más recientes afirman que pudieron haber sido aproximadamente 800 000 años. Años atrás esta teoría estaba asociada a una extinción lenta, sin embargo, luego Luis Álvarez expuso que los paleontólogos estaban obviando el efecto Signor–Lipps. Para problematizar más esta teoría, la mayoría de la evidencia encontrada desde la década de 1980 habla de una extinción más rápida que coincide más con el impacto de un meteorito.


text: Al final de Cretáceo, en el Maastrichtiense, hay evidencias de una fuerte disminución del nivel del mar, lo que hubiera causado una significativa disminución del espacio de la plataforma continental, hábitat de gran parte de la vida marina, además de otros cambios climáticos como el aumento de la temperatura. Sin embargo, estudios más recientes contradicen esta teoría enfatizando que no es posible que por sí sola haya logrado causar una extinción tan significativa.


text: Archibald y Fastovsky proponen, en 2004, un escenario que combina tres causas principales: la actividad volcánica, la disminución del nivel del mar y el impacto de un objeto contra la tierra. En este escenario, las especies tanto marinas como terrestres ya enfrentaban serios problemas causados por los cambios climáticos y por la pérdida del hábitat; así, al ser los dinosaurios los animales más grandes, fueron los primeros en ser afectados. Al mismo tiempo, el polvo y gases producto de la actividad volcánica enfriaron y secaron grandes áreas del planeta. En medio de este ambiente de tensión y estrés para la naturaleza, llegó el impacto de un meteorito, lo que causó el colapso de las especies que utilizaban la fotosíntesis, que son la base de la cadena alimenticia, por lo que toda la cadena colapsó. La mayor diferencia entre esta hipótesis con las otras que tratan solo una causa es que expone que las especies ya se encontraban luchando por su supervivencia antes del impacto, lo que debilitó severamente su capacidad de reacción y recuperación. Incluso se ha apuntado a la aparición de los insectos como una causa más, ya que estos produjeron cambios no solo en el entorno, sino que también contagiaron nuevas enfermedades que acabarían con la vida de los dinosaurios.


title: Memoria de solo lectura

text: La memoria de solo lectura, conocida también como ROM (acrónimo en inglés de "Read Only Memory"), es un medio de almacenamiento utilizado en ordenadores y dispositivos electrónicos, que permite solo la lectura de la información y no su escritura, independientemente de la presencia o no de una fuente de energía.


title: Memoria de solo lectura

text: Los datos almacenados en la ROM no se pueden modificar, o al menos no de manera rápida o fácil. Se utiliza principalmente para contener el firmware (programa que está estrechamente ligado a hardware específico, y es poco probable que requiera actualizaciones frecuentes) u otro contenido vital para el funcionamiento del dispositivo, como los programas que ponen en marcha el ordenador y realizan los diagnósticos.


title: Memoria de solo lectura

text: En su sentido más estricto, se refiere solo a máscara ROM -en inglés, MROM- (el más antiguo tipo de estado sólido ROM), que se fabrica con los datos almacenados de forma permanente, y por lo tanto, su contenido no puede ser modificado de ninguna forma. Sin embargo, las ROM más modernas, como EPROM y Flash EEPROM, efectivamente se pueden borrar y volver a programar varias veces, aun siendo descritos como "memoria de solo lectura" (ROM). La razón de que se las continúe llamando así es que el proceso de reprogramación en general es poco frecuente, relativamente lento y, a menudo, no se permite la escritura en lugares aleatorios de la memoria. A pesar de la simplicidad de la ROM, los dispositivos reprogramables son más flexibles y económicos, por lo cual las antiguas máscaras ROM no se suelen encontrar en hardware producido a partir de 2007.


title: Memoria de solo lectura

text: El tipo más simple de ROM en estado sólido es de la misma antigüedad que la propia tecnología semiconductora. Las puertas lógicas combinacionales pueden usarse en conjunto para indexar una dirección de memoria de "n" bits en valores de "m" bits de tamaño (una tabla de consultas). Con la invención de los circuitos integrados se desarrolló la máscara ROM. La máscara ROM consistía en una cuadrícula de líneas formadas por una palabra y líneas formadas por un bit seleccionadas respectivamente a partir de cambios en el transistor. De esta manera podían representar una tabla de consultas arbitraria y un lapso de propagación deductible.


title: Memoria de solo lectura

text: En las máscaras ROM los datos están físicamente codificados en el mismo circuito, así que solo se pueden programar durante la fabricación. Esto acarrea serias desventajas: