unidade didáctica 2 o universo

UNIDADE DIDÁCTICA 2.- O UNIVERSO

1.- A NOSA VISIÓN DO UNIVERSO

1.1.- Primeiras hipóteses

1.2.- Hipótese actual: un Universo en expansión

1.3.- Novos horizontes de investigación

2.- GRANDES ESTRUTURAS DO UNIVERSO

3.- ESTRELAS

4.-O SISTEMA SOLAR

5.- A EXPLORACIÓN NO UNIVERSO

1.- A NOSA VISIÓN DO UNIVERSO

1.1.- Primeiras hipóteses

1.- Xeocentrismo: a Terra fixa e inmóvil, ocupa o centro do Universo

(vixente ata o século XVI).

Entre os defensores deste modelo cabe destacar:

- Aristóteles (s. IV a. C.): dividiu o Universo en dúas partes: un mundo celeste e

outro terrestre. O mundo celeste era perfecto e o seu único movemento tiña que ser circular,

porque o círculo é a figura perfecta: non ten principio nin fin e é igual en tódolos puntos. O

mundo terrestre estaba formado por catro elementos ( terra, auga, aire e fogo). Este modelo non

podía explicar o feito de que o Sol, a Lúa, Venus, Marte e Xúpiter apareceran ás veces

máis brillantes e próximos a Terra e outras, máis afastados dela

-Claudio Tolomeo (s. II d.C.) : afirmaba que o Sol, a Lúa, e Mercurio, Venus, Marte,

Xúpiter e Saturno móvense nas súas propias esferas transparentes descubriendo movimientos

circulares. El perfeccionou o modelo de universo xeocéntrico aristotélico introducindo, para o

movemento do Sol, a Lúa e os planetas coñecidos, a idea dos epiciclos, pequenos círculos

centrados nun punto da esfera celeste que os soporta. Na esfera máis exterior estaban situadas

as estrelas.

O modelo xeocéntrico contaba co beneplácito da Igrexa Católica, xa que unha lectura

literal da Biblia (Josué 10, 12-15) confirmaba, aparentemente, que o Sol xiraba en torno

á Terra. Converteuse en dogma de fe e a súa contradición sería motivo de excomunión e

persecución pola Inquisición ata ben entrado o século XVI.

2. Heliocéntrico: defende que o Sol ocupaba o centro do universo.

Entre os defensores do modelo heliocéntrico cabe destacar:

Nicolás Copérnico

(1473-1543)

SolPlaneta

Aristarco de Samos ( 310-210 a.C.): dicía que a terra posee un movemento de

rotación arredor do sol e supuxo este mesmo movemento para os demais planetas.

Asimesmo, explicó o movemento da Lúa alrededor da Terra. Samos adiantou todo

o sistema de Copérnico, pero as súas teorías atoparon unha oposición insalvable

entre os filósofos helenos.

Nicolás Copérnico (1473-1543) propuxo a súa teoría heliocéntrica, na que o Sol

era o centro do Universo e todos os planetas (incluída a Terra) xiraban ao seu

arredor describindo órbitas circulares. A pesar de todos os esforzos realizados

(entre as correccións Copérnico supoñía que o centro do Universo non se

localizaba exactamente no Sol, senón nun punto un pouco afastado

deste) o modelo tampouco daba os resultados apetecidos.

A descrición proposta polo astrónomo e monxe polaco foi publicada uns

meses despois da súa morte, nun libro titulado Sobre las revoluciones de

las esferas celestes (De Revolutionibus Orbium Coelestium.) As

autoridades relixiosas da época rapidamente viron nas súas páxinas

afirmacións heréticas. A Igrexa Católica a colocou no seu índice de

libros prohibidos.

O universo copernicano estimaba que a esfera das estrelas debería estar a

unha distancia mínima da Terra moito maior ca considerada por

Tolomeo (unhas 400.000 veces maior). O tamaño do Universo facíase agora

indefinido e, como admitía o mesmo Copérnico, o seu tamaño podía ser infinito.

Johannes Kepler (1571- 1630) estudou a teoría heliocéntrica de

Copérnico e cos datos das órbitas planetarias á súa disposición consigue

elaborar (tras seis años de traballo) unha teoría que describía con gran

precisión as órbitas descritas polos planetas arredor do Sol. Comprende

que a fascinación que os seus devanceiros sentían polas órbitas

circulares non se correspondía coa realidade. Os planetas non se moven

describindo circunferencias, senón elipses (o Sol situaríase nun dos

focos) e fano a velocidade variable segundo a súa distancia ao Sol.

Kepler logra explicar o movemento planetario a partir das leis que levan o seu

nome que son válidas para calquera obxecto en órbita arredor dunha estrela

calquera.

Galileo Galilei (1564-1642), aínda que non inventou o telescopio, foi o

primeiro que o utilizou para observar a Lúa, os planetas e as estrelas.

Cando observou a Lúa comprendeu que non estaba formada por éter, tal e como

Aristóteles sostiña, senón que na súa superficie se apreciaban montañas e cráteres

similares aos que había na Terra.

Cando dirixiu o seu telescopio a Xúpiter descubriu catro lúas que xiraban arredor

do planeta (Io, Europa, Ganímedes e Calixto). Venus presentaba fases como a Lúa

e, ademais, o telescopio revelaba que as estrelas non se distribuían sobre a

superficie dunha esfera. Había moitas máis estrelas, invisibles a simple vista, e que

parecían estar situadas “máis aló”. O ceo non era unha esfera, era profundo.

Galileo publicou as súas observacións en 1610 nun libro titulado Sidereus

Nuncios (O mensaxeiro das estrelas) e nel amosábase partidario do sistema

copernicano: vivimos nun sistema solar dentro dun universo inmenso.

Sen embargo, as cousas non rodaron do todo ben para Galileo, a Inquisición puxo

as súas obras no punto de mira da ortodoxia e tras un largo xuízo viuse obrigado a

abxurar das súas ideas. O 22 de xuño de 1633 Galileo ( que entón tiña 69 anos),

arrodillado no claustro de Santa María Sopra Minerva, xura” abandonar totalmente

a falsa opinión de que o Sol é o centro do univeso e que se move, e que a Terra non

é o centro do Universo e que se move” Conta a lenda que tras pronunciar o seu

xuramento Galileo musitou en voz baixa “Epur si muove” (a pesar de todo, xira).

En 1980 o papa Juan pablo II ordenou que se reabrira o proceso a Galileo para

rehabilitalo.

3.- Un Universo infinito e estático

Isaac Newton (1642-1727) foi quen terminou de forma definitiva coa concepción

aristotélica do mundo. En 1687 publica Philosophiae Naturalis Principia Matemática

(Principios Matemáticos de la Filosofía Natural) onde enuncia as tres leis da Dinámica e a

Lei de Gravitación Universal, segundo a cal todos os corpos atráense cunha forza

directamente proporcional ao produto das súas masas e inversamente proporcional ao

cadrado da distancia que os separa. A forza que fai caer a mazá sobre a superficie da Terra

é a mesma que mantén os planetas orbitando arredor do Sol, liga as galaxias entre si e

mantén unido a todo o Universo. A aplicación da Lei de Gravitación Universal ao

movemento dos planetas permite deducir as leis de Kepler. A dinámica de Newton foi, tal

vez, a primeira gran teoría unificadora da Física. As leis da dinámica e a lei de gravitación

confirmaron o sistema copernicano e abriron a porta dun vasto universo inexplorado.

1.2.- Hipótese actual: un Universo en expansión

S. XX: A teoría da relatividade de Einstein explica erros observados

nas predicións feitas a partir das leis de Newton.

Dous descubrimentos revolucionan as ideas establecidas ata

entonces e levan a novos modelos:

1º) Desprazamento ao vermello1 (1929)

As galaxias parecen afastarse da Terra a velocidades moi elevadas,

que aumentan canto maior é a súa distancia.

Todas as galaxias se afastan unhas das outras polo que ao mirar cara

atrás todas as galaxias se atoparían nun mesmo punto, a partir do cal xurdíu

o Universo mediante un proceso de expansión que parece continuar hoxe en

día.

2º) A radiación de fondo ou cósmica2 (1964)

Atopouse unha radiación débil en zonas moi afastadas do Universo;

considerouse como restos da enerxía liberada na orixe do Universo (eco do Big

Bang), que tería lugar cunha gran explosión a unha temperatura moi elevada,

que iría descendendo coa expansión do Universo. Xurde así un novo modelo

sobre a orixe e estrutura do Universo coñecido como BIG BANG ou gran

explosión.

1.3.- Novos horizontes de investigación

• A teoría do Big Bang concorda coa teoría da Relatividade

No medio da nada máis absoluta produciuse unha explosión, o Big Bang, que deu orixe ao

Universo que, desde entón, fai uns 13700 millóns de anos, non cesou de se expandir empurrado

pola enigmática enerxía escura, arrefriándose cada vez máis.

1 Lonxitude de onda máis longa2 Desde todos os puntos do Cosmos (= Universo en Grecia)

A cosmoloxía reconstruíu a historia cósmica en nove grandes eras:

1. Era de Planck (0 – 10-43s): Período imposible de explicar para a Física porque sería

necesario substituír a teoría da relatividade xeral por unha teoría cuántica da gravitación,

aínda sen elaborar. Suponse que nesta era, a temperatura e a densidade eran tan altas que as

4 forzas que rexen o comportamento das partículas elementais estaban agrupadas nunha

única superforza, a electronuclear gravitatoria, e toda a materia se atopaba baixo a forma

da enerxía.

2. Era da gran unificación (10-43 –10-35s): era na que se separa a forza da gravidade

permanecendo as outras 3 unidas baixo a forma da gran forza unificada.

3. Era da inflación (10-35 – 10-32s): a expansión do espazo-tempo e o arrefriamento permitiron

a separación da forza nuclear forte. Nesta separación despréndese unha inmensa

cantidade de enerxía que provocou unha etapa de inflación na que o Universo expandiuse

bruscamente (1050 veces). Este crecemento instantáneo provocou que unhas rexións

medrasen máis rapidamente que outras motivando a aparición de flutuacións ou

irregularidades (”engurras”) no cosmos debidas as leves diferenzas de temperatura e

densidade.

Fotografía das engurras tomada pola

sonda WMAP (2001)

4. Era electrodébil ou dos quarks (10-32 – 10-12s): A separación das forzas provocou no

Universo unha especie de cristalización que liberou enormes cantidades de enerxía

(radiación fotónica) sendo posible, entón, a materialización da enerxía forxándose unha

grande variedade de partículas segundo a ecuación de Einstein, E = m·c2: os fotóns

materializábanse en pares de partículas de materia e antimateria, entre as que destacan os

quarks e antiquarks. Por algunha razón que descoñecemos, por cada 1000 millóns de

antiquarks xurdidos formáronse 1000 millóns + 1 quarks, sendo esta asimetría das leis

físicas (comprobada nos aceleradores de partículas) a causa de que no Universo predomine

a materia sobre a antimateria.

5. Era hadrónica (10-12 – 10-3s): Prodúcese a separación da forza nuclear débil. O

arrefriamento do Universo permite que a forza nuclear forte actúe sobre os quarks

orixinando a aparición de asociacións estables deles o que deu lugar á formación de

partículas hadrónicas: protóns, neutróns e mesóns, así como as súas correspondentes

antipartículas.

6. Era leptónica (10-3 – 1s): O continuo descenso da temperatura xa só permitía a formación

de pares de partículas de menor masa, leptóns e antileptóns: electróns e neutrinos.

7. Era da nucleosíntese (1s – 3·105 anos): Protóns e neutróns asócianse para formar núcleos

de hidróxeno. As altas temperaturas permiten nun breve período de tempo (uns 3 minutos)

que estes núcleos coliden e se fusionen para formar núcleos de helio e algo de litio. Toda a

materia permanecía en estado de plasma.

8. Era dos átomos e da radiación (3·105 – 106 anos): A temperatura descendera o suficiente

(2700ºC) como para permitir que a forza electromagnética actuase permitindo a asociación

entre os núcleos e os electróns aparecendo entón os primeiros átomos (H, He e Li).

Cando os electróns deixaron de estar libres no plasma, deixaron de interactuar cos fotóns,

aclarándose a brétema cosmolóxica e, deste xeito, o Universo volveuse transparente

permitindo que a radiación luminosa pasase a través da materia sen obstáculos.

9. Era das galaxias (106 anos– actualidade): A inmensa nebulosa primordial formada por os

átomos de H, He e Li da orixe a formación de galaxias por acción da forza da gravidade

sobre as irregularidades iniciais xeradas na era da inflación.

Para ter unha idea da enorme extensión temporal do cosmos, o famoso científico

estadounidense Carl Sagan ideou un calendario cósmico no que a totalidade dos 13.700

millóns de anos atribuídos ao Universo transcorren nun ano terrestre. Segundo esta analoxía, un

segundo representa 500 anos da nosa historia e podemos datar os acontecementos máis

significativos da seguinte forma:

1 de Xaneiro 00:00 hProdúcese o Big Bang, a explosión inicial que deu orixe ao

Universo.

1 de Xaneiro 00:10 hProdúcese a formación dos primeiros átomos e a enerxía irradiada

va enchendo pouco a pouco o nacente espazo-tempo.

1 de

Setembro00:00 h

Prodúcese a formación do Sistema Solar a partir dunha nube de gas

e po.

25 de

Setembro00:00 h

Na Terra fan a súa aparición os primeiros seres vivos

(microscópicos).

15 de

Decembro00:00 h

Rómpese o monopolio das algas verde-azuis coa chamada

explosión do Cámbrico, onde os seres vivos diversificáronse de

forma violenta adaptándose aos ambientes máis diferentes.

24 de

Decembro00:00 h

Aparecen os dinosauros, dominadores absolutos do planeta durante

160 millóns de anos, ata a súa extinción o 29 de decembro.

31 de

Decembro23:00 h Aparece o Homo Sapiens.

31 de

Decembro23:59:00 h O home comeza a vivir na Idade de pedra.

31 de

Decembro23:59:52 h Xurde o Imperio babilónico.

31 de

Decembro23:59:56 h Estamos nos tempos de Xesús e do emperador romano Augusto.

31 de

Decembro23:59:59 h Cristovo Colón descubre América.

31 de

Decembro24:00 h Tempo presente.

De acordo con este calendario, toda a historia humana transcorre no último minuto, da

última hora, do día 31 de decembro. Isto nos da unha idea gráfica do efémera que foi a nosa

existencia comparada coa evolución do Universo.

Os interrogantes que plantexa a teoría do Big Bang son moitos, algúns moi difíciles de

responder. Un deles planifica o “futuro” da expansión cósmica. Das ecuacións da Teoría da

Relatividade Xeral pódese deducir que a resposta non é única. Caben tres posibilidades. E é que

a forza de gravidade tende a frear a expansión das galaxias, tendendo a xuntalas. De que dita

forza sexa o suficientemente grande dependerá que a expansión siga eternamente ou a recesión

das galaxias se deteña.

Os cálculos permiten establecer a chamada densidade crítica do Universo (calculada en

uns tres átomos de hidróxeno por metro cúbico).

• No século XX establécese, ademais, a mecánica cuántica, que explica os

fenómenos a escala microscópica.

Ambas teorías son amplamente aceptadas pola comunidade

científica; sen embargo, hai puntos nos que entran en conflito o que pon de

manifesto que non poden ser totalmente correctas.

Actualmente, trabállase nunha nova teoría que unifique as dúas

anteriores e permita predecir mellor o comportamento do mundo

microscópico e do Universo no seu conxunto (un dos científicos que traballan

neste campo é Stephen Hawking).

Polo que respecta á predición sobre a evolución do Universo no

futuro, as dúas hipóteses máis extendidas son:

• BIG CRUNCH ou grande implosión:

O Universo continuará expandíndose cada vez máis lentamente, ata que se

producirá o proceso inverso ó Big Bang, é decir, a forza de gravidade entre as

galaxias fará que escomencen a achegarse, primeiro máis lentamente e logo

cada vez máis rápido ata orixinar unha gran implosión final.

• BIG RIP ou grande esgazamento:

As galaxias se irán separando cada vez máis rápido, de maneira que o

Universo se expandirá eternamente.

Que a evolución do Universo siga un ou outro modelo, depende en

grande medida da súa masa.

dUNIV < dCRIT dUNIV > dCRIT dUNIV dCRIT

Os cálculos que toman en conta a masa presente nas galaxias e estrelas arroxan un valor

para a densidade do Universo que apenas chega ao 1% da densidade crítica. Sen embargo,

pénsase que pode existir unha grande cantidade de materia indetectable (“materia escura”) cuxa

existencia dedúcese da súa influencia sobre as órbitas das estrelas e galaxias. A natureza da

materia escura é hoxe un misterio.

2. GRANDES ESTRUCTURAS DO UNIVERSO

O Universo o é todo: toda a materia e a enerxía xunto co espazo e o tempo. As teorías

físicas actuais din que non hai nada fóra do Universo, nin sequera o tempo, e que non se pode

saír del.

Ata fai ben pouco, críase que o Universo era, sobre todo, un inmenso baleiro no que

“flotan” miles de millóns de galaxias. Sen embargo, na actualidade pénsase que estas galaxias

(o Universo observable) tan só constitúe un 4 % do total da densidade materia-enerxía do

Universo. O resto sería nun 22% materia escura en un 74% enerxía escura:

Big Crunch – A gran contracción

Un Universo pechado onde a cantidade de materia-enerxía resulta suficiente para superar a densidade crítica e xere unha atracción gravitatoria tan forte que free a expansión e dea comezo ao proceso inverso, a Gran Contracción, até alcanzar o punto de singularidade inicial. Outra posibilidade sería o Universo “pulsante” sometido a infinitos ciclos de expansión-compresión.

Big Rip – O gran esgazamento

Un Universo próximo á densidade crítica, pero onde a forza repulsiva dunha entolecida enerxía escura superaría a forza da gravidade. Isto provocaría unha expansión tan acelerada que, nun instante determinado, o Universo voaría en anacos e se produciría o esgazamento de todo canto coñecemos: as galaxias e toda a materia se evaporarían e o tempo deteríase.

Big Chill – O gran arrefriamento

Un Universo aberto onde a materia-enerxía é insuficiente e non se alcanza a densidade crítica necesaria para que a forza da gravidade free a expansión. Nun Universo destas características, o espazo expandiríase indefinidamente, aínda que a un ritmo lento freado pola gravidade: todo o contido do Universo estaría condenado a unha morte lenta e fría no medio da escuridade máis absoluta.

A materia escura é materia de natureza descoñecida porque non emite nin absorbe enerxía

radiación electromagnética que permita detectala. A súa existencia só pode ser posta de

manifesto indirectamente polos efectos gravitacionais que producen sobre as galaxias, moito

maiores do esperado entre os que deberían producir entre a materia detectable (observable).

Esta materia escura forma unha tea invisible que serve como unha especie de esqueleto

cósmico no que se engarzan os acios de galaxias como as grilandas brillantes nunha árbore

de Nadal.

A enerxía escura é unha enerxía misteriosa de natureza descoñecida que actúa como forza

repulsiva en contra da gravidade acelerando a expansión do Universo.

Dende o punto de vista químico, a composición do cosmos é sinxela: un 75% de

hidróxeno, un 20% de helio e un 5% o resto dos elementos.

En canto a estrutura e organización, o Universo ten aspecto esponxoso e burbullar onde os

sistemas estelares forman máis de 100.000 millóns de galaxias que se agrupan en enxames

chamados cúmulos galácticos. Estes reúnense en supercúmulos que, a súa vez, se dispoñen en

filamentos como enormes murallas cósmicas engarzadas no esqueleto cósmico formado pola

materia escura.

Esta sería a localización do noso planeta no mapa organizativo do Universo:

Universo

Supercúmulo de Virgo

Grupo Local

Vía Láctea

Nebulosa de Orión

α-Centauri

Sistema Solar

Sol Terra

Galaxia Andrómeda

3. ESTRELAS

As estrelas son a parte máis visible do firmamento. Son auténticos fornos que xeran

cantidades enormes de enerxía a partir de reaccións nucleares de fusión consistentes,

basicamente, en xuntar átomos de hidróxeno para formar helio. No proceso de fusión

parte da masa transfórmase en enerxía segundo a coñecida ecuación de Einstein: E = m

c2.

Existen varias formas de clasificar as estrelas. Unha delas baséase na súa cor ou clase

espectral. Segundo este criterio as estrelas clasifícanse nas seguintes clases(3):

A clase espectral está moi relacionada coa cor, a temperatura e o tamaño da estrela:

Clase Temperatura (oC) Cor Masa (M/Msol) Radio (R/RSol)

O 50.000 – 28.000 Azul 60 15

B 28.000 - 9600 Branco azulado 18 7

A 9600 - 7100 Branco 3,1 2,1

F 7100 - 5700 Branco amarelento 1,7 1,3

G 5700 - 4600 Amarelo 1,0 1,0

K 4600 - 3200 Amarelo alaranxado 0,8 0,9

M 3200 - 1700 Vermello 0,3 0,4

O nacimiento, vida e morte dunha estrela están condicionados pola magnitude de dous

efectos contrapostos:

Por un lado, a forza de gravidade fai que a estrela, unha vez que acadou

certa masa, se contraia. A enerxía gravitatoria liberada no proceso fai que

3() A regra nemotécnica para recordalas consiste en reter a frase Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me (Oh, se unha boa chica, bícame)

a materia se quente ata que no seu núcleo se acade unha temperatura tal que comecen as

reaccións de fusión do hidróxeno para dar helio.

Unha vez que as reaccións de fusión se iniciaron no núcleo, a enerxía liberada e as

partículas (electróns, neutrinos) resultantes exercen unha presión (presión de

radiación) que tende a expandir a estrela.

Cando ambas presións equilíbranse, a estrela entra

nun período de estabilidade que dura aproximadamente o 90 %

da súa vida. Dise que a estrela atópase na secuencia principal.

A estrela permanecerá na secuencia principal mentres teña

hidróxeno que queimar. Pero, inevitablemente, chega un tempo

en que o combustible (hidróxeno) esgótase. As estrelas cuxa

masa sitúase arredor do 1% da masa do Sol (estrelas ananas)

queiman o seu combustible lentamente, podendo permanecer na secuencia principal billóns de

anos. As que teñen unha masa similar ao Sol o consumen moito máis rapidamente (4,5 millóns

de toneladas por segundo) e o esgotan en só uns miles de anos, 10.000 millóns de anos no caso

do Sol. No extremo oposto as estrelas moi masivas (60 veces a masa do Sol, estrelas xigantes)

consomen o hidróxeno moi rapidamente e só duran na secuencia principal uns poucos millóns

de anos (entre 1 e 100).

Cando o hidróxeno esgótase, o núcleo da estrela, formado agora

por helio, expándese primeiro para contraerse a continuación á vez

que a súa envoltura se expande e arrefría converténdose nunha estrela

moito máis grande e cuxa luz ten un ton vermello. Convértese nunha

xigante vermella. No seu núcleo seguirase xerando enerxía

fusionando agora núcleos de helio para formar outros elementos tales

como litio, carbono, osíxeno, neón… Cando todo o helio se consume

a estrela abandona o estado de xigante vermella e entra nun período

de grande inestabilidade . O núcleo comezará a contraerse de novo (a

presión da gravidade faise maior que a da radiación do núcleo) o que aumentará a súa

temperatura permitindo que comece a fusión de núcleos máis pesados e a conseguinte xeración

de novos elementos ata chegar ao ferro. Neste punto a temperatura acada os 5.000 millóns de

grados no seu núcleo e o seu fin está próximo, porque a fusión dos átomos de ferro para xerar

elementos máis pesados non desprende enerxía, senón que a absorbe. A forza de gravidade

Estrela M <1,2 MSol

Xigante vermella

Anana branca

Estrela M>1,2 MSol

Xigante ousuperxigantevermella

Explosión supernova

Pulsar

Burato negro

comezará a comprimir o material da estrela á vez que se eleva a súa temperatura. O final da

estrela dependerá agora da súa masa:

Se a masa é inferior a 1,2 masas solares (límite de Chandrasekhar) a compresión detense

cando o seu núcleo acade a incrible densidade de 10 6 g/cm3. A estrela termina a súa vida

como unha anana branca. É demasiado densa para seguir contraéndose e as reaccións

nucleares cesaron no seu núcleo.

Cando esgote todo o helio, arrefriarase lenta e progresivamente ata se apagar por completo,

orixinando unha estrela de carbono, escura e fría, chamada anana marrón ou anana

negra.

Se a masa é superior a 1,2 masas solares pode acabar os seus días de dous formas

diferentes:

a) Se a masa é dobre que a do Sol terminará estoupando como unha supernova e

espallando a meirande parte da materia ao exterior quedando como residuo unha

pequena (e enormemente densa) estrela de neutróns que xira rapidamente. O seu

campo magnético atrapará as partículas cargadas facendo que emitan unha

radiación en forma de feixe xiratorio. Para un observador que se atope na

dirección do feixe este aparecerá como unha especie de faro que aparece a

intervalos regulares de tempo. A estrela converteuse nun pulsar.

b) Unha estrela de masa superior que despois de explotar como unha supernova

aínda teña unha masa aínda considerable (cinco soles) sufrirá un colapso

gravitatorio que a converte en algo inimaxinablemente denso: un punto de

volume cero cun campo gravitatorio infinito. Isto é, aparece unha singularidade

(as ecuacións da Física non poden manexar campos gravitatorios infinitos) que se

coñece co nome de burato negro.

Na década dos cincuenta descubríronse os quasar (quasi-stellar radio source), obxectos

estelares moito máis pequenos que as galaxias (da orde dun millón de veces máis pequenos que

a Vía Láctea), que emiten unha enorme cantidade de enerxía (cen veces máis que unha galaxia

xigante), cuxo brillo flutúa con períodos que van desde poucos anos ata días, situados a

enormes distancias de nos (descubríronse quasares a 12.000 millóns de anos luz) e que se

afastan a velocidades superiores a 90% da velocidade da luz.

A día de hoxe a natureza dos quasares é un misterio. Crese que poden ser núcleos de

galaxias moi xoves nas que un burato negro arrastra a materia situada ao seu arredor

acelerándoa e quentándoa a millóns de grados o que explicaría a grande luminosidade destes

obxectos.

AS GALAXIAS

As estrelas non soen estar illadas no Universo senón formando agrupacións no seo das

galaxias.

As galaxias son enormes acumulacións de materia a xeito de po cósmico, nebulosas e

estrelas, algunhas das cales posúen sistemas planetarios. Todos estes compoñentes mantense

unidos entre si por forzas de atracción gravitatoria. O espazo entre estrelas non está baleiro

A estrela Polar sinala o Norte. É unha estrela non demasiado brillante, situada na Osa Menor e todas as demais estrelas e constelacións parece que xiran arredor dela.

Para situar a Polar, prolongar a liña que une Merak e Dubhe (as estrelas que forman o lado posterior do “carro” da Osa Maior). A Polar atópase a unha distancia igual a catro veces a existente entre ambas estrelas.

A estrela Polar atópase a uns 430 anos luz da Terra.

Clasificación das galaxias segundo Hubble

senón que contén o medio interestelar formado por unha mestura de gases e po cósmico, así

como unha pequena fracción de compostos orgánicos.

O primeiro que realizou unha clasificación das galaxias foi E. Hubble. Segundo el

calsifícanse en:

Elípticas. Noméanse coa letra E e un número do 0 al 7 que indica a súa excentricidade.

Lenticulares. Nomeadas como S0. Teñen forma de disco.

Espirais. Úsase a letra S e unha letra a,b, c que indica se os brazos están moi pegados aol

núcleo (letra a) o moi separados deste (letra c).

Espirais barradas. (SB) Parecidas ás espirais pero se pode apreciar unha barra que conecta

diametralmente o núcleo cos brazos.

Irregulares (I), sen forma definida.

Crese que a Vía Láctea pertence ao grupo Sa, aínda que ultimamente existen datos que

inclinan a crer que pode ser do tipo SBa.

As galaxias elípticas están formadas por estrelas máis vellas que as que forman as galaxias

espirais, cuxos brazos son auténticos crisois de novas estrelas. Os astrofísicos pensan que as

galaxias elípticas xorden como consecuencia dunha colisión entre galaxias espirais (ou

irregulares). Como consecuencia do choque expúlsase ao espazo grande cantidade de gas e po,

ademais de estrelas, que posteriormente se xuntarán formando cúmulos estelares. Este parece

ser o destino da nosa Vía Láctea tras a colisión con M31 (ou galaxia Andrómeda). M31 viaxa

cara nos á nada desprezable velocidade de 400.000 km/h e calcúlase que topará coa nosa galaxia

dentro de aproximadamente cinco mil millóns de años

A nosa galaxia, a Vía Láctea, é unha galaxia espiral formada por entre 100.000 e 300.000

millóns de estrelas e duns 100.000 anos luz de diámetro. Nela pode distinguirse:

Situación aproximada do Sol na Vía Láctea (flecha). Vivimos en “un barrio periférico” situado a uns 30.000 anos luz do centro

Núcleo ou bulbo formado por un enxame de varios millóns de vellas estrelas e,

segundo parece, cun xigantesco burato negro no seu centro (Sagittarius A).

Disco: de forma achatada, contén po cósmico, estrelas máis novas e nebulosas (zonas

escuras nas que se concentran nubes de gas e po) distribuídas en 5 brazos principais en

espiral: Perseo, Orión (onde nos atopamos), Saxitario, Centauro e Cisne.

Halo: de forma esférica e contén vellas estrelas agrupadas en cúmulos globulares e

algunhas estrelas illadas.

A Vía Láctea forma parte dun agrupamento de galaxias chamado o Grupo Local xunto con

Andrómeda, a Nube de Magallanes Grande, a Nube de Magallanes Pequena, Dragón, o Sistema

da Osa Menor e outras máis ata un total de 54 galaxias.

4. O SISTEMA SOLAR

Nun dos brazos exteriores da Vía Láctea, o chamado brazo de Orión, e situado a uns

30.000 anos luz do centro da mesma, atópase o Sistema Solar, un sistema planetario formado

por oito planetas que orbitan arredor do Sol, situado no seu centro. Ademais dos oito planetas:

Mercurio, Venus, Terra, Marte, Xúpiter, Saturno, Urano e Neptuno, existen outros obxectos de

menor tamaño tales como os planetas ananos e os asteroides.

O Sol

O Sol é unha estrela mediana-pequena. Pertence á clase espectral G (ver Galaxias e

estrelas) e a súa temperatura superficial é duns 6.000 0C, mentres que no seu interior estímese

que poden acadarse temperaturas próximas aos 15.000.000 de 0C. A súa masa é de 2.10 30 kg, é

dicir, máis de 300.000 veces a masa da Terra (6.1024 kg) e obtén a súa enerxía da fusión de

átomos de hidróxeno que, ás enormes temperaturas que existen no seu núcleo, son capaces de

vencer as forzas de repulsión electrostática e transfórmanse en helio desprendendo unha grande

cantidade de enerxía.

Protoestrela

Disco de acreción

Planetesimais

Liña de xeoZona exterior

O radio do Sol é de 700.000 km (unhas 100 veces o radio da Terra), a súa gravidade é de

274 m/s2 , (28 veces superior á da Terra) e desprázase arredor do centro da nosa galaxia a unha

velocidade de 250 km/s (900.000 km/h), tardando uns 225 millóns de años en completar a súa

órbita.

O noso Sol está actualmente na secuencia principal. A súa idade estímase en uns 4.500

millóns de anos e calcúlase que permanecerá estable outros 4.500 millóns de anos. Entón terá

“queimado” practicamente todo o hidróxeno do que dispón e entrará nunha fase ao final da cal

converterase nunha xigante vermella (expandirase ata que o seu tamaño chegue,

aproximadamente, ata a órbita de Marte) e comezará a fusionar átomos de helio para obter

elementos máis pesados. A partir de aí o Sol volverase bastante inestable atravesando períodos

de contracción gravitatoria e outros de violenta expansión, como consecuencia dos cales

expulsará parte da materia que o forma orixinando unha nebulosa no seu entorno, pero pouco a

pouco a súa capacidade para producir enerxía e radiación que contrarreste a forza de gravidade

irá diminuíndo. Ao final a forza de gravidade gañará a partida e o Sol contraerase para

transformarse nunha pequena e fría estrela: unha anana branca que seguirá arrefriándose máis e

máis no centro da nebulosa.

A formación do Sistema Solar

A formación de sistemas planetarios arredor dunha estrela pode explicarse a partir da

Teoría da acreción secuencial.

Segundo esta teoría todo comeza a partir dunha nube de gas e po inicial (probablemente

orixinada a partir da explosión dunha supernova xigante). A partir dela orixínase a estrela

central que queda rodeada dun disco de hidróxeno, helio e materia residual. A partir dos

materiais do disco formaranse corpos sólidos como a Terra que poden atrapar importantes

cantidades de gas para transformarse en xigantes gasosos como Xúpiter.

A formación dun sistema planetario ten lugar en varias fases. O noso sistema solar

probablemente seguiu unha secuencia parecida.

1. Colapso dunha nube de gas (He e H2) e po (H2O(s), Fe…)

Cando unha nube interestelar acada unha densidade suficiente a forza

de gravidade pode producir un colapso formando no seu centro unha

protoestrela ao redor da cal esténdese un disco de materia residual no

cal os materiais sólidos forman grumos.

A protoestrela central comeza a fusionar o hidróxeno e a producir

enerxía que quenta o disco.

2. Formación dos planetesimais

Liña de xeo

Planetas interiores

Planeta xigante

O planeta limpa unha zona que fai de foso

Os escombros almacénanse nos límites do foso creado.

Os de tamaño superior caen cara á estrela quentándose progresivamente e as substancias de

menor punto de ebulición (H2O e outras) evapóranse. Isto ocorre ata unha distancia dunhas

2-4 unidades astronómicas. A chamada liña de xeo que no noso sistema solar atópase entre

as órbitas de Marte e Xúpiter.

A liña de xeo marca a fronteira entre a zona interna do sistema na que existe pouco gas e

bastantes corpos sólidos e a zona máis externa, rica en gas e en materia xeada.

Na zona interior prodúcese a agregación dos corpos rochosos inicialmente formados como

consecuencia dos múltiples choques entre eles co resultado final dun enxame de corpos cun

tamaño aproximado de poucos quilómetros. Son os embrións dos planetas, os planetesimais.

Entre os planetesimais e os corpos máis pequenos establécese unha competición polo espazo

dispoñible: os corpos de maior tamaño, debido a súa maior atracción gravitatoria, rematarán

atrapando aos máis pequenos “limpando” unha franxa centrada na súa órbita.

Na zona interior, os planetesimais crecen ao colidir entre eles. As colisións con fragmentos

máis pequenos deixan a superficie destes planetas chea de cráteres de impacto.

Os catro planetas interiores do Sistema Solar: Mercurio, Venus Terra e Marte, están

compostos de materiais con elevados puntos de ebulición: silicatos e ferro, o que parece

indicar que se formaron na parte interior da liña de xeo.

3. Formación dos planetas exteriores.

Os planetas exteriores formáronse, probablemente, a partir dun núcleo sólido de tamaño

similar ao da Terra que comeza a atraer gas. Se as condicións son as apropiadas

(composición do gas, masa do embrión, composición do mesmo…) este gas queda ligado ao

núcleo sólido.

Unha vez formado o planeta xigante, este

tenderá a “limpar” a súa órbita formando

unha “zona de escombros” no límite

interior e exterior da súa órbita. Ademais,

a creación dunha franxa libre de materia

crea unha especie de foso que impide que

o material que procede das zonas máis

exteriores caia cara ao centro,

acumulándose no borde externo da órbita.

O planeta xigante amontoa o material do

que xurdirán novos planetas.

Tamaño comparado Tierra-Mercurio

Mercurio

Datos básicos

Distancia media ao Sol (UA) 0,387

Período orbital (“ano”) 87 d 23,23 h

Período de rotación (“día”) 58 d 15,51 h

Radio ecuatorial (km) 2.440

Masa (kg) 3,30 1023

Composición Níquel–ferro, silicatos

Densidade media (g/cm3) 5,43

Gravidade na superficie (m/s2) 3,7

Temperatura media (0C) día/noite 350 / -170

Satélites Non ten

Mercurio é un planeta pequeno que describe unha órbita moi próxima ao Sol e a que

presenta maior excentricidade (“achatamento” da elipse) de todos os planetas.

Supónse que ten un núcleo metálico

(probablemente ferro) moito máis grande có da Terra.

A súa superficie está totalmente cuberta de cráteres de

impacto resultado do bombardeo de meteoritos no

período de formación do sistema solar. Xira moi

lentamente arredor do seu eixo.

A diferenza de temperaturas entre o día e a noite

é enorme o que pode provocar fracturas nas rochas que contribúen á súa erosión. No seu ceo

destacan dous obxectos moi brillantes: Venus e, un pouco máis pequena, a Terra, cuxa lúa case

pode verse a simple vista como un pequeno punto brillante.

A sonda Mariner 10 (NASA) revelou en 1975 a existencia dunha tenue atmosfera composta

por sodio e potasio.

Hai varios cantís enormes que cortan a súa superficie. Teñen uns 500 km de lonxitude e o

terreo dun lado do cantil está máis elevado (2 a 4 km) e o do outro lado descendeu. Poden

observarse cráteres partidos en dous por este accidente xeolóxico.

Alguén describiu a Mercurio como “un mundo creado polo Sol e que quedou a medio

facer”

Tamaño comparado Venus-Tierra

Venus

Datos básicos


Período orbital (“ano”) 224,7 días

Período de rotación (“día”) - 243,02 días (retrógrado)


Masa (kg) 4,87 1024

Composición Níquel–ferro, silicatos, CO2



Temperatura media (0C) 460

Satélites Non ten

Venus é un planeta moi parecido á Terra en tamaño, masa e proximidade ao Sol, que xira

lentamente sobre o seu eixo aso revés que os demais planetas. Sen embargo, as condicións

superficiais de Venus distan moito de ser calmas. A súa atmosfera é moi densa e está formada

case ao 100% de CO2. A súa proximidade ao Sol impediu que en Venus se formasen os océanos

que cobren a Terra. No noso planeta a presenza de grandes masas de auga facilitou que o

dióxido de carbono, moi abundante nas etapas iniciais, disolvérase para rematar creando rochas.

A atmosfera de Venus exerce unha presión case cen

veces superior á que existe na superficie do noso planeta

e equivalente á que existe a 1.000 m de profundidade

baixo a superficie do mar.

A grande concentración de CO2 na atmosfera produce un

efecto invernadoiro elevado provocando que a

temperatura superficial ascenda ata cerca de 500 0C.

Nas nubes situadas a uns 40 km da superficie fórmanse gotas de ácido sulfúrico, aínda non

chegan a caer sobre a súa superficie xa que se evaporan antes debido á enorme temperatura. A

presenza de ácido sulfúrico nas nubes superiores é o responsable da cor amarelenta de Venus.

O relevo de Venus é menos accidentado que o da Terra, a súa superficie consiste,

fundamentalmente, en chairas con elevacións pouco pronunciadas, aínda que existen algunhas

montañas de considerable altura.

Tamaño comparado Tierra - Marte

Un dos obxectos máis brillantes do firmamento nocturno (“o lucero da mañá”) é un auténtico

inferno no que algúns metais como o estaño, o chumbo ou o zinc están en estado líquido.

Marte

Datos básicos


Período orbital (“ano”) 686,98 días

Período de rotación (“día”) 24,63 horas


Masa (kg) 6,42 1023

Composición Ferro, silicatos, CO2



Temperatura media (0C) - 46

Satélites 2

Marte, visible a simple vista, presenta un aspecto vermello característico no firmamento

nocturno. Durante moito tempo foi un dos máis firmes

candidatos a albergar vida, xa que está situado a unha

distancia do Sol adecuada para que a súa temperatura non

sexa excesivamente alta como en Mercurio ou Venus.

Hoxe sabemos que moi probablemente houbo zonas

considerablemente extensas de auga líquida en Marte,

pero iso se calcula que sucedeu fai uns 3.000 millóns de

anos. Hoxe Marte é unha terra de volcáns inactivos, leitos de antigos lagos secos e chairas de

lava compostas de basalto cunha elevada proporción de óxidos de ferro que lle dan ao planeta a

súa cor vermella característica. O seu clima é frío e seco. Ten unha

tenue atmosfera composta, fundamentalmente, de CO2. A presión na

súa superficie non supera os 10 hPa (na Terra a presión é duns 1.000

hPa).

Cerca do ecuador atópase o Val Marineris, un inmenso canón de

2.700 km de lonxitude, unha anchura de 500 km e unha profundidade

entre 2 e 7 km. En Marte tamén atópase o maior volcán coñecido, o monte Olimpo de máis de

25 km de altura.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c3/Olympus_Mons-scale-white_in_km.png

Tamaño comparado Tierra-Júpiter

En ambos polos obsérvanse depósitos de xeo. Moi probablemente baixo unha capa de CO2

sólido se atope auga xeada.

Dous asteroides: Fobos (22 km de diámetro) e Deimos (23 km) orbitan ao redor do planeta e a

curta distancia deste.

O descubrimento, en 2003, de metano na súa atmosfera alimentou novamente a posibilidade de

que existan procesos biolóxicos responsables de dito gas.

Xúpiter

Datos básicos

Distancia media al Sol (UA) 5,20 UA

Período orbital (“ano”) 11 anos 315 días 1,1 h

Período de rotación (“día”) 9 h 55,5 min


Masa (kg) 1,90 1027

Composición H2, He



Temperatura media (0C) 121

Satélites 63

Xúpiter, o primeiro dos planetas exteriores do Sistema Solar, é tamén o máis grande. Ten unha

masa que é 2,5 veces maior cá do resto dos planetas xuntos. Debido á súa enorme masa exerce

unha grande influencia gravitatoria sobre o resto dos planetas e obxectos interplanetarios

(cometas e outros).

Xúpiter, ao igual que os demais planetas, formouse a

partir dun disco protoplanetario, pero debido á súa

enorme gravidade aínda retén os gases orixinais que

outros planetas máis pequenos perderon. As densas

nubes de Xúpiter están compostas dun 88 % de

hidróxeno, 11 % de helio e pequenas cantidades de

metano, amoníaco, auga, monóxido de carbono e outros.

Tamaño comparado Tierra-Saturno

As cores amarelas e vermellas das nubes probablemente se deban a compostos do hidróxeno

con xofre e fósforo.

A Gran Mancha Vermella, unha inmensa tormenta do tamaño da Terra, é un das

características distintivas do planeta.

O interior de Xúpiter, inobservable, probablemente conteña un núcleo rochoso de tamaño

superior á Terra cuberto en extensas zonas de océanos de hidróxeno líquido.

Actualmente coñécense 63 lúas que orbitan ao redor do planeta. Delas, catro: Io, Europa,

Ganímedes e Calisto xa foron descubertas por Galileo en 1610 e son visibles desde a Terra

cun pequeno telescopio.

Saturno

Datos básicos

Distancia media al Sol (UA) 9,54


Período de rotación (“día”) 10 h 14 min


Masa (kg) 5,70 10 26

Composición H2, He




Satélites 60

Saturno, o segundo planeta máis grande do Sistema Solar, é famoso polos seus aneis. Destaca,

ademais, a súa pequena densidade (inferior á da auga) que é a máis pequena de todos os

planetas.

Está formado fundamentalmente por hidróxeno, aínda

que se supón que no seu centro haberá un núcleo

rochoso cun tamaño varias veces superior ao da Terra,

probablemente rodeado de hidróxeno metálico, unha

forma de hidróxeno líquido que ten propiedades

metálicas. Obtense cando se somete o hidróxeno a

Tamaño comparado Terra-Urano

presións elevadas e temperaturas moi baixas. Probablemente na súa superficie existan océanos

de hidróxeno líquido.

Saturno presenta na súa atmosfera máis exterior unhas franxas similares ás de Xúpiter, aínda

que moito menos coloreadas.

Os aneis son moi finos (anchura inferior a 1 km), ten uns 270.000 km de diámetro e están

formados por rochas xeadas cuxo tamaño raramente supera o dunha pelota de baloncesto. A

chamada descontinuidade de Cassini separa o anel máis exterior (anel A) e o interior (anel B).

É visible a simple vista no ceo nocturno como un obxecto brillante de magnitude entre 0 e 1.

Titán e Encédalo son dous das súas lúas que teñen un especial interese xa que ambas teñen

atmosfera. A de Encédalo é rica en metano e a súa composición podería ser similar á da Terra

primitiva. Titán é moi probable que conteña auga no seu interior a pouca profundidade da

superficie.

Urano

Datos básicos

Distancia media al Sol (UA) 19,19


Período de rotación (“día”) - 17 h 14 min


Masa (kg) 8,67 10 25

Composición H2, He, CH4




Satélites 27

O disco de Urano ten un ton azul verdoso visto cun

telescopio. Suponse que, ao igual que Xúpiter e Saturno, ten

un núcleo rochoso, parecido ao da Terra, lixeiramente maior

ca esta, rodeado dunha capa de “xeo” (metano, auga e

amoníaco en estado sólido) estando a súa superficie cuberta

por océanos de hidróxeno líquido. A súa atmosfera está

formada por hidróxeno, helio e metano (que absorbe a luz

vermella reflectindo luz azul e verde, de aí a súa coloración).

En 1965 (ver esquema) empezou a facerse a noite no polo norte de Urano que permaneceu a escuras ata 2007, ano no que empezou a iluminarse. Á larga noite de 42 años a seguirá un período de luz (“día”) que durará ata 2049, ano no que Urano volverá a estar na posición que ocupaba en 1965.

Urano tamén ten aneis, pero bastantes diferentes aos de Xúpiter e Saturno. Consisten en varios

aneis moi estreitos separados por anchos intervalos.

Urano orbita ao redor do

Sol en sentido

retrógrado e o seu eixo

de rotación (eixo N-S),

está inclinado case 900

respecto ao plano da súa

órbita. De esta maneira

o seu hemisferio Norte está iluminado case ao completo durante 42 anos e en total escuridade

durante o mesmo tempo. Como pode observarse na imaxe, ao estar os aneis de Urano situados

no seu ecuador son iluminados polo sol desde abaixo (ano 1986), desde arriba (ano 2028) ou de

canto (1965 e 2007) ofrecendo un aspecto moi cambiante para un observador exterior.

Neptuno

Datos básicos

Distancia media al Sol (UA) 30

Período orbital (“ano”) 164 anos 288 días 13 h

Período de rotación (“día”) 16 h 6,5 min


Masa (kg) 1,02 10 26

Composición H2, He, CH4




Satélites 13

A existencia de Neptuno foi predita (Le Verrier e Adams) antes de que fora visto a través dun

telescopio, xa que os cálculos amosaban unhas perturbacións na órbita de Urano que soamente

podían ser debidas á existencia dun planeta das características de Neptuno. Foi descuberto en

1846 onde Le Verrier predeciran.

A sonda Voyager 2 sobrevoou Neptuno en 1989 aportando

valiosa información sobre o planeta, que está situado a unha

distancia do Sol trinta veces superior á Terra.

Presenta unha gran mancha, similar á Gran Mancha Vermella de Xúpiter, que, como esta, é

debida a unha xigantesca tormenta no interior da cal sopran ventos a máis de 2000 km/h.

Ten tamén un sistema de catro aneis: dous máis estreitos e outros dous máis anchos.

A súa estrutura interna é moi parecida á dos planetas exteriores: un núcleo rochoso sobre o cal

esténdese unha extensa capa xeada (auga, amoníaco e metano) á que rodea unha densa

atmosfera de gases: hidróxeno, helio, auga e metano.

Dos seus trece satélites coñecidos dous, Nereida e Tritón, teñen un tamaño considerable. Tritón

ten unha temperatura próxima aos -230 0C, forma esférica e é un dos poucos corpos do Sistema

Solar que ten actividade volcánica. Os seus volcáns xeados emiten chorros de nitróxeno líquido

que alcanzan varios kilómetros de altura.

En 1995 descubriuse o primeiro planeta extrasolar orbitando arredor da estrela 51 Pegasi. A

súa masa é 150 veces a da Terra e completa a súa órbita en só 4,2 días, o que significa que debe

estar moi preto da estrela (a uns 7.500.000 km). Dende entón identificáronse uns 300 planetas

extrasolares. Todos eles son planetas moi grandes (similares a Xúpiter) e non foron observados

directamente. A súa existencia dedúcese das variacións da luz da estrela al pasar por diante dela

(“tránsito”) e das perturbacións producidas no movemento da estrela debido á súa forza de

gravidade.

Os planetas extrasolares clasifícanse en dous grandes grupos:

Xúpiteres quentes. Orbitan moi próximos ás estrelas con órbitas case circulares e

períodos orbitais pequenos (ata unha semana).

Xigantes excéntricos. Presentan períodos orbitais máis grandes (ata casei dez anos),

masa bastante maior e describen órbitas moi afastadas da estrela e moi elípticas.

5. A EXPLORACIÓN DO UNIVERSO

As dimensións do espazo son tan enormes que a información que chega da maioría dos

astros resulta moi feble polo que para o seu estudo é necesario o emprego de telescopios que

agrandan as imaxes dos obxectos moi afastados. Entre eles cabe destacar:

Telescopios ópticos que captan a luz que emiten ou reflicten os astros

Radiotelescopios que captan coas súas xigantescas antenas parabólicas todo tipo de

radiación como as ondas de radio, raios gamma, raios X, raios ultravioleta ou a radiación

infravermella e de microondas.

Para evitar as interferencias que a atmosfera terrestre produce nas observacións (mesmo ás

veces impedíndoa), os telescopios acostuman a situarse nos cumios das montañas, como os

observatorios españois situados na illa de La Palma “Roque de los Muchachos” e “Teide” na

illa de Tenerife, en Canarias (punteiro na colaboración da investigación espacial) ou en órbita

arredor da Terra (fóra da atmosfera) como o telescopio espacial Hubble.

Nas últimas décadas o home desenvolveu numerosos aparellos que paso a paso están

facendo posible a conquista do espazo: descubrimentos, coñecementos e mesmo viaxes

espaciais.

A nave rusa Vostok 1 foi o primeiro enxeño tripulado que deu unha volta arredor da Terra

en 1961. A bordo ía Iuri Gagarin o primeiro home en visitar o espazo.

Conquista da Lúa: a sonda rusa Lúa 9 conseguiu en 1966 e por primeira vez posarse no

noso satélite. O 21 de xullo de 1969, a nave tripulada Apolo XI chegou a Lúa, sendo o

americano Neil Alden Armstrong o primeiro home en poñer o pé nela.

Os transbordadores ou lanzadeiras espaciais son naves espaciais tripuladas (Discovery,

Atlantis, Endeavour, …) deseñadas para ser lanzadas por foguetes (Ariane, Soyuz, Delta,

Atlas, …), permanecer en órbita e regresaren á Terra.

Os satélites artificiais son obxectos que permanecen en órbita arredor da Terra para fins

diversos tales como comunicacións, metereoloxía, detección de recursos, vixilancia,

militares, sistemas de navegación (GPS) e investigación científica e astronómica (COBE,

SOHO, Hubble, …)

As sondas espaciais son robots exploradores non tripulados: Pioneer (Xúpiter e Satutno),

Voyager (planetas exteriores), Galileo (Urano, Neptuno e cometa Halley), Deep Impact

( cometa Tempel 1), Giotto (Sol), etc.

Mensaxes simbólicas a bordo das sondas para informar da nosa existencia a posibles intelixencias extraterrestres

As estacións espaciais son bases espaciais situadas na órbita terrestre que permiten a vida

no espazo durante largos períodos de tempo. Actualmente só existe unha en construción

coñecida como Estación Espacial Internacional.

unidade didáctica 2 o universo

Documents