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: 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. Nicolás Copérnico(1473-1543) 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. SolPlaneta4937760141605Johannes 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. 4871085107950Galileo 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. 49187102197103.- 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 vermello (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 cósmica (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. A cosmoloxía reconstruíu a historia cósmica en nove grandes eras: 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. 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. 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) 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. 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. 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. 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. 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. 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 Xaneiro00:00 hProdúcese o Big Bang, a explosión inicial que deu orixe ao Universo.1 de Xaneiro00:10 hProdúcese a formación dos primeiros átomos e a enerxía irradiada va enchendo pouco a pouco o nacente espazo-tempo.1 de Setembro00:00 hProdúcese a formación do Sistema Solar a partir dunha nube de gas e po.25 de Setembro00:00 hNa Terra fan a súa aparición os primeiros seres vivos (microscópicos).15 de Decembro00:00 hRómpese 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 hAparecen os dinosauros, dominadores absolutos do planeta durante 160 millóns de anos, ata a súa extinción o 29 de decembro.31 de Decembro23:00 hAparece o Homo Sapiens.31 de Decembro23:59:00 hO home comeza a vivir na Idade de pedra.31 de Decembro23:59:52 hXurde o Imperio babilónico.31 de Decembro23:59:56 hEstamos nos tempos de Xesús e do emperador romano Augusto.31 de Decembro23:59:59 hCristovo Colón descubre América.31 de Decembro24:00 hTempo 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 < dCRITdUNIV > dCRITdUNIV dCRIT Big Rip – O gran esgazamentoUn 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 Crunch – A gran contracciónUn 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 Chill – O gran arrefriamentoUn 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. 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: 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: 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(): 851535109220 A clase espectral está moi relacionada coa cor, a temperatura e o tamaño da estrela: ClaseTemperatura (oC)CorMasa (M/Msol)Radio (R/RSol)O50.000 – 28.000Azul6015B28.000 - 9600Branco azulado187A9600 - 7100Branco3,1 2,1F7100 - 5700Branco amarelento1,7 1,3G5700 - 4600Amarelo1,0 1,0K4600 - 3200Amarelo alaranxado0,8 0,9M3200 - 1700Vermello0,3 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 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 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. Estrela M <1,2 MSolXigante vermellaAnana branca 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: 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. 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. Estrela M>1,2 MSolXigante ousuperxigantevermellaExplosión supernovaPulsarBurato negro 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. 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 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: Clasificación das galaxias segundo Hubble 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: 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. O sistema solar Situación aproximada do Sol na Vía Láctea (flecha). Vivimos en “un barrio periférico” situado a uns 30.000 anos luz do centroNun 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. 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. ProtoestrelaDisco de acreciónA formación dun sistema planetario ten lugar en varias fases. O noso sistema solar probablemente seguiu unha secuencia parecida. 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. PlanetesimaisLiña de xeoZona exteriorA protoestrela central comeza a fusionar o hidróxeno e a producir enerxía que quenta o disco. Formación dos planetesimais 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. Liña de xeoPlanetas interioresPlaneta xiganteO planeta limpa unha zona que fai de fosoOs escombros almacénanse nos límites do foso creado.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. Mercurio 4290060-10160Datos básicosDistancia media ao Sol (UA)0,387Período orbital (“ano”)87 d 23,23 hPeríodo de rotación (“día”)58 d 15,51 hRadio ecuatorial (km)2.440Masa (kg)3,30 1023Composición1946275159385Níquel–ferro, silicatosDensidade media (g/cm3)5,43 Gravidade na superficie (m/s2)3,7Temperatura media (0C) día/noite350 / -170SatélitesNon 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. Tamaño comparado Tierra-MercurioSupónse 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” 4411980316865Venus Datos básicosDistancia media ao Sol (UA)0,723Período orbital (“ano”)224,7 díasPeríodo de rotación (“día”)- 243,02 días (retrógrado)Radio ecuatorial (km)6.052Masa (kg)4,87 1024ComposiciónNíquel–ferro, silicatos, CO2Densidade media (g/cm3)2044065520705,24Gravidade na superficie (m/s2)8,87Temperatura media (0C) 460SatélitesNon 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. Tamaño comparado Venus-TierraA 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. 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. 4461510274955Marte Datos básicosDistancia media ao Sol (UA)1,52Período orbital (“ano”)686,98 díasPeríodo de rotación (“día”)24,63 horasRadio ecuatorial (km)3.397Masa (kg)6,42 1023Composición2139315223520Ferro, silicatos, CO2Densidade media (g/cm3)3,94Gravidade na superficie (m/s2)3,71Temperatura media (0C) - 46Satélites2 Tamaño comparado Tierra - MarteMarte, 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. 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 44532555715Datos básicosDistancia media al Sol (UA)5,20 UAPeríodo orbital (“ano”)11 anos 315 días 1,1 hPeríodo de rotación (“día”)9 h 55,5 minRadio ecuatorial (km)71.600Masa (kg)1,90 1027ComposiciónH2, HeDensidade media (g/cm3)1976755101601,33Gravidade na superficie (m/s2)23,12Temperatura media (0C) 121Satélites63 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). Tamaño comparado Tierra-JúpiterXúpiter, 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. 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. 4408170330835Saturno Datos básicos Distancia media al Sol (UA)9,54 Período orbital (“ano”)29 anos 167 días 6,7 hPeríodo de rotación (“día”)10 h 14 minRadio ecuatorial (km)60.250Masa (kg)1942465266705,70 10 26ComposiciónH2, HeDensidade media (g/cm3)0,69Gravidade na superficie (m/s2)9,05Temperatura media (0C) - 143Satélites60 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. Tamaño comparado Tierra-SaturnoEstá 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 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 4392930635Datos básicos Distancia media al Sol (UA)19,19Período orbital (“ano”)84 anos 3 días 15,7 hPeríodo de rotación (“día”)- 17 h 14 minRadio ecuatorial (km)25.560Masa (kg)8,67 10 25Composición1927225236220H2, He, CH4Densidade media (g/cm3)1,29Gravidade na superficie (m/s2)8,69Temperatura media (0C) - 205Satélites27 Tamaño comparado Terra-UranoO 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). Urano tamén ten aneis, pero bastantes diferentes aos de Xúpiter e Saturno. Consisten en varios aneis moi estreitos separados por anchos intervalos. 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 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 441388510795Datos básicos Distancia media al Sol (UA)30Período orbital (“ano”)164 anos 288 días 13 hPeríodo de rotación (“día”)16 h 6,5 minRadio ecuatorial (km)24.786Masa (kg)1,02 10 26Composición1934845146685H2, He, CH4Densidade media (g/cm3)1,64Gravidade na superficie (m/s2)11,0Temperatura media (0C) - 220Satélites13 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. 015240A 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. 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, …) Mensaxes simbólicas a bordo das sondas para informar da nosa existencia a posibles intelixencias extraterrestresAs 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. 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

Recommended

Recommended

More Related Content

What's hot

What's hot (17)

Similar to Unidade didáctica 2 o universo

Similar to Unidade didáctica 2 o universo (20)

More from juanapardo

More from juanapardo (20)

Unidade didáctica 2 o universo