Exposicion Universo

7/27/2019 Exposicion Universo

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NDICE

1. Introduccin. Justificacin y concepto expositivo 31.1La belleza de la evolucin del Cosmos 31.2Tres niveles de lectura 3

2. Objetivos 43. Contenidos 4

3.1Introduccin, Qu vamos a ver? 43.2Por qu esta exposicin? 43.3Antes de comenzar 4

4. Resumen de la exposicin 6

5. Esquema de la exposicin 75.1Las galaxias como bloques bsicos del Universo 85.2Nuestra Galaxia 105.3La materia prima para las estrellas 135.4Las estrellas: crisol de los elementos qumicos 155.5El Sol 195.6Los planetas (y cometas) 225.7Muerte estelar: el origen de la vida 285.8El eterno retorno 31


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1. Introduccin. Justificacin y concepto expositivo

La exposicin se adapta en forma y espritu al proyecto internacional From Earth tothe Universe y por tanto incorpora su filosofa, su esttica y las imgenes de laseleccin oficial. La implementacin concreta se ha elaborado aplicando adems unaserie de criterios:

- La exposicin de imgenes se dota de un discurso, mensaje o contenido quequeda reflejado en el subttulo: la belleza de la evolucin del Cosmos.

- La organizacin del material y su presentacin permiten tres nivelesdiferentes de lectura.

1.1 La belleza de la evolucin del Cosmos

Sobre un material seleccionado ante todo por su impacto visual (belleza), se haorganizado un discurso centrado en la evolucin qumica del Universo. De este modola exposicin comunica al pblico ms general y de una manera bsica y esquemticauno de los conceptos centrales de la astrofsica moderna: el de evolucin a partir deun Universo primigenio muy sencillo (compuesto solo de hidrgeno y helio) hasta unUniverso actual y futuro enriquecido y complejo (con todos los dems elementosqumicos) que permite la existencia de planetas y vida. Se resalta el hallazgosorprendente de que todos los elementos qumicos que nos rodean, salvo elhidrgeno y el helio, son en realidad subproductos generados en el corazn de lasestrellas y esparcidos luego por el Cosmos en procesos a veces tranquilos, o a veces

violentos.1.2. Tres niveles de lectura

La exposicin admite tres niveles de lectura: visual, general y detallado. El nivelvisual corresponde a la mera contemplacin de las imgenes. De este modo elcontenido evolutivo no se comunica, pero las fotografas por s mismas son capacesde sorprender al pblico general y llamar su atencin sobre la belleza de la ciencia.

El nivel general implica tan solo leer una frase brevsima en cada panel, a modo detitular. Estos titulares, junto con las imgenes, conforman una sucesin que brinda alpblico un discurso esquemtico y elemental pero clarsimo acerca de la evolucinqumica del Universo. Sin esfuerzo, un visitante ocasional capta de inmediato que los

planetas y la vida son un producto de las estrellas, que somos parte del Cosmos en unsentido muy profundo e insospechado.

El nivel detallado implica la lectura de algunos o todos los pies de figura. Estos piesson los textos oficiales de From Earth to the Universe traducidos al castellano ycon algunas modificaciones menores para adaptaros al discurso evolutivo (dado queen su origen estos textos estn concebidos como piezas totalmente independientes).El pblico ms motivado accede as a detalles adicionales acerca de la naturaleza delos cuerpos celestes y el lugar que les corresponde en la evolucin del Cosmos. Comocomplemento, en esta versin de la exposicin cada imagen se acompaa de unagragea informativa adicional en la que se ofrecen pistas acerca del tamao aparentede los objetos representados y las condiciones en las que se pueden observar (a

simple vista, con telescopios o con medios sofisticados).


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2. Objetivos

- Estimular el inters por la astronoma y la ciencia.- Animar a la ciudadana en general a replantearse su lugar en el Universo.- Analizar el Universo como un todo del que formamos parte.- Comprender que el mundo complejo en el que vivimos, y el Universo en

general, es producto de un Universo inicial muy sencillo compuesto dehidrgeno y helio.

- Entender la evolucin csmica como un proceso dinmico de miles demillones de aos.

- Captar que el estado actual (y la vida en la Tierra) no suponen la culminacindel proceso de evolucin csmica, sino que este contina en la actualidad y

seguir en el futuro.

3. Contenidos

3.1 Introduccin, qu vamos a ver?

De la Tierra al Universo: la belleza de evolucin del Cosmos

Se trata de una exposicin de imgenes astronmicas en el marco del AoInternacional de la Astronoma 2009 (AIA 2009). Esta celebracin fue promovida porla Unin Astronmica Internacional y por la Unesco. La organizacin internacional del

AIA 2009 propuso esta exposicin como uno de los proyectos pilar. La exposicin enAndaluca est organizada por la Red de Espacios de Divulgacin Cientfica y Tcnicade Andaluca y patrocinada por la Consejera de Innovacin, Ciencia y Empresa de laJunta de Andaluca. La muestra descubre la evolucin del Cosmos a travs defotografas impactantes.

3.2 Por qu esta exposicin?

En 1609, Galileo Galilei dirigi por primera vez su telescopio hacia el cielo. 400 aosdespus se celebra el Ao Internacional de la Astronoma bajo el lema: El Universopara que lo descubras. Con la exposicin De la Tierra al Universo: la belleza de laevolucin del Cosmos podrs ver mediante imgenes obtenidas con telescopios

modernos cmo ha evolucionado el Cosmos hasta nuestros das.3.3 Antes de comenzar

Qu es la astronoma?

La astronoma es la ciencia que se ocupa del Universo en general, de los cuerposcelestes que contiene, su evolucin, su naturaleza y sus interacciones. La astronomaestudia por tanto los planetas y sus satlites, los cometas y meteoroides, las estrellasy la materia interestelar, los sistemas de estrellas llamados galaxias, los cmulos degalaxias y el Universo en su conjunto.

La astronoma es una de las ciencias ms antiguas. En los albores de la civilizacin, elser humano se dio cuenta que la repeticin regular de los fenmenos celestes

constitua el reloj natural de sus mltiples actividades: la jornada de labor se meda


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por la salida y la puesta del sol; el mes, por el ciclo lunar; las siembras, las cosechasy el trabajo agrcola en general eran regulados por la aproximacin de las estaciones.

En los pueblos antiguos, los astros se consideraban como divinidades y el estudio de

sus posiciones resultaba esencial para determinar sus influencias sobre losacontecimientos, terrenales. Por este conjunto de razones la astronoma fue, entodas las civilizaciones del pasado, una ciencia tanto al servicio del poder civil comodel religioso.

La astronoma moderna se divide en dos ramas: la astronoma clsica y la astrofsica.La astronoma clsica incluye la astrometra (el estudio mediante la observacin delas posiciones y los movimientos de los cuerpos celestes) y la mecnica celeste (elestudio matemtico de sus movimientos explicados por las teoras de la gravitacin).La astrofsica, por su parte, abarca el resto de campos de estudio, entre los que secuenta el anlisis de la composicin qumica de los astros y sus condiciones fsicas, suevolucin, y el estudio del Universo como un todo (objeto este ltimo de la disciplinaconocida como cosmologa).

Origen del Universo

El Universo tiene aproximadamente unos 15 000 millones de aos. Hace ese tiempo elUniverso se hallaba en la fase inicial conocida como Gran Explosin (Big Bang eningls). En esa poca tienen su origen el espacio y el tiempo.

En la fase inicial, la de la Gran Explosin, la materia y el espacio del Cosmos estabancomprimidos en estado de altsimas densidades, presiones y temperaturas. A partirde ese estado se produjo la expansin del espacio, con el consiguiente enfriamientoprogresivo de la materia.

Un instante despus de la gran explosin se formaron los tomos de hidrgeno y

helio, que son los elementos ms comunes que hay y de los que estn compuestas lasestrellas. La materia supercaliente se fue expandiendo y enfriando, y a partir de ellase formaron estrellas, galaxias, etc...

Qu es un telescopio?

Es un instrumento ptico que tiene la funcin de recoger la luz proveniente de unobjeto lejano y ampliarlo, permitiendo ver objetos lejanos o dbiles con mucho msdetalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronoma y cadadesarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestracomprensin del Universo.

Tan importantes como los telescopios son las cmaras que se colocan tras ellos paracaptar las imgenes. En esta exposicin se ofrecen imgenes obtenidas con lostelescopios (espaciales y terrestres) y las cmaras astronmicas mejores del mundo.

Cmo se expresan las distancias en astronoma?

En astronoma profesional se usan sobre todo dos unidades de medida poco conocidasentre el gran pblico: la unidad astronmica (equivalente a la distancia entre laTierra y el Sol) y el prsec, una longitud enorme que se emplea para medir distanciasentre estrellas.

Pero en obras de astronoma divulgativa es muy frecuente expresar las distancias entiempos de luz. En lugar de dar la distancia a los objetos en kilmetros (o enunidades astronmicas, o en prsecs), damos como dato el tiempo que la luz tardaraen llegar desde un punto a otro determinado, a una velocidad de casi 300 000 km/s.

As, el ao-luz es la unidad de longitud ms adecuada para expresar grandesdistancias en astronoma divulgativa. Es igual a la distancia recorrida por la luz en un


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ao solar medio, o ms especficamente, la distancia que recorrera un fotn que semoviera por el vaco y bien apartado de cualquier perturbacin, en un ao juliano(365.25 das de 86400 segundos).

El ao-luz no es una unidad de tiempo, sino de distancia. La luz tarda 8 minutos enviajar desde el Sol hasta la Tierra. Nuestra Galaxia tiene 100 000 aos-luz dedimetro.

Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300 000 km/s, un ao-luz equivaleen nmeros redondos a 9 461 000 000 000 km (casi diez billones de km), o bien a63 240 unidades astronmicas, o tambin a 0.3066 prsecs (dicho de otro modo, unprsec es igual a 3.26 aos-luz).

Nada puede viajar ms rpido que la luz, ni los objetos materiales ni la energa enninguna de sus formas.

4. RESUMEN DE LA EXPOSICINComo se ha indicado en la introduccin, la exposicin cuenta con tres niveles delectura. Cuando se sigue el nivel general, los ttulos de los paneles conforman unmensaje que sintetiza los conceptos esenciales sobre evolucin qumica del Cosmos.En el resumen siguiente se ofrece un texto basado en ese nivel general de lectura yofrece, por tanto, una visin sinttica de los contenidos de la muestra.

El Universo observable aparece repleto de galaxias, que suelen agregarse en gruposde tamao moderado o en cmulos que alcanzan millares de miembros.

Existe una diversidad enorme de galaxias. La nuestra es de forma espiral. Las Nubesde Magallanes, las galaxias ms cercanas a la nuestra, son irregulares, mientras quela de Andrmeda, la mayor del Grupo Local, es otra espiral normal. Nuestra Galaxiacontiene cientos de miles de millones de estrellas, as como grandes nubes de polvo ygas. La Va Lctea representa el panorama de nuestra Galaxia vista desde el interior.

Las nubes de polvo y gas se llaman nebulosas y se componen casi solo de hidrgeno.Las nebulosas se concentran y en su seno nacen estrellas de diversos tamaos, peroque casi siempre se forman en grupos: los cmulos estelares. Hay cmulos estelaresjvenes, que pueden contener miles de estrellas, y tambin los hay antiguos. Lasestrellas convierten el hidrgeno en otros elementos qumicos por medio de procesosnucleares: aqu est la clave de la evolucin qumica del Universo.

El Sol es una estrella normal que, a pesar de ser bastante tranquila, exhibe una

cierta actividad que afecta a su entorno. El Sol va acompaado de planetas gigantescomo Jpiter o Saturno (el ms bello de todos), hechos sobre todo de gas. Losplanetas pequeos (como Venus, Marte o la Tierra con su Luna) son rocosos. Loscometas son cuerpos pequeos y helados que forman parte del Sistema Solar. Muchasestrellas poseen planetas a su alrededor desde el mismo momento de su nacimiento.

Las estrellas como el Sol mueren de forma tranquila, pero otras lo hacen enexplosiones cataclsmicas. La muerte estelar enriquece el Universo con elementosms pesados que el hidrgeno, tomos forjados en los interiores estelares. As, lasestrellas aportan al Cosmos los elementos necesarios para la vida. La formacin ymuerte de estrellas y planetas se mantiene activa en nuestra Galaxia y en otras,aunque es ms intensa en galaxias que colisionan. Somos testigos de un proceso de

evolucin csmica impulsado por las estrellas y que est alterando la composicin delCosmos. Cada galaxia contiene una multitud inmensa de estrellas y hay cientos de


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miles de millones de galaxias en el Universo observable: una inmensidad quizinfinita de mundos en evolucin.

5. ESQUEMA DE LA EXPOSICINLas galaxias como bloques bsicos del Universo

La primera seccin de la muestra pretende situar al pblico en el contexto csmico msgeneral: el Universo consta de galaxias que se agregan en grupos y cmulos. NuestraGalaxia es una ms entre todas ellas.

Nuestra Galaxia

Se centra ahora la vista en nuestra propia Galaxia y en el aspecto que ofrece cuando laobservamos desde su interior.

La materia prima para las estrellasEste grupo de paneles presenta al pblico las nebulosas: nubes de gas y polvo que flotanlibres en el seno de las galaxias y que constituyen la materia prima para la formacinde estrellas.

Las estrellas: crisol de los elementos qumicos

Se presentan las estrellas en su papel de mquinas csmicas que convierten hidrgenoen elementos qumicos ms pesados.

El Sol

Nos acercamos al Sol como ejemplo de estrella ordinaria pero cercana, en la que

podemos contemplar todos los fenmenos energticos de las estrellas con gran detalle.Los planetas (y cometas)

Muchas estrellas estn acompaadas de planetas. Los paneles siguientes nos aproximana los mundos opacos del Sistema Solar.

Muerte estelar: el origen de la vida

Se completa el ciclo de la evolucin qumica del Universo con los mecanismos que hacenque las estrellas moribundas entreguen al espacio los elementos pesados forjados en susinteriores.

El eterno retorno

Despus de la visin en detalle de la produccin de elementos qumicos en las estrellas ysu difusin por el Universo, el punto de vista se aleja para mostrar que los procesos denacimiento (y, por tanto, muerte) de las estrellas se mantienen activos en el Universoactual a las mayores escalas. Los procesos que han dado lugar a la aparicin del Sol, los

planetas y la vida se estn produciendo ahora, y lo seguirn haciendo, a todo lo ancho ylargo de un Universo cuya vastedad supera la capacidad de la imaginacin.


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5.1 Las galaxias como bloques bsicos del Universo

Paneles 2, 3, 4 y 5

La primera seccin de la muestra pretende situar al pblico en el contexto csmico msgeneral: el Universo consta de galaxias que se agregan en grupos y cmulos. NuestraGalaxia es una ms entre todas ellas.

El Universo observable aparece repleto de galaxias1

, que suelen agregarse en gruposde tamao moderado (entre dos y varias decenas de miembros) o en cmulos. Loscmulos estn formados por cientos y hasta miles de galaxias: son los sistemas msgrandes unidos por la gravitacin que se conocen en el Universo. Curiosamente, lamayor parte de su materia luminosa no est en las galaxias, sino entre ellas, enforma de un gas a temperaturas de millones de grados atrapado por la fuerzagravitatoria del conjunto.

Ejemplos de estas agrupaciones los tenemos en el cmulo de galaxias de Hrcules,que est formado por 100 miembros (panel 2), Los Ojos, que es un grupo formadopor dos miembros (panel 3), o el Quinteto de Stephan con tan solo cuatro miembros,aunque aparece antepuesta una quinta galaxia que no pertenece al grupo. El grupo

compacto de Hickson 44 tambin consta de cuatro galaxias (panel 4).En los cmulos de galaxias, que como hemos comentado estn formados por millaresde miembros, la enorme atraccin gravitatoria sumada de todos sus componentespuede desviar la luz de objetos an ms lejanos que aparecen como arcos de luz, unfenmeno que se denomina lente gravitatoria.

Existe una diversidad enorme de galaxias: elpticas, espirales e irregulares2. NGC5128 es una galaxia elptica anmala, ya que posee una banda pulverulenta a causade la colisin con otra galaxia (las elpticas normales no contienen polvo), y M106 esuna galaxia espiral (panel 5).

1Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo y materia oscura, unidos gravitatoriamente.

2Tipos de galaxias: A principios del siglo XX, Hubble y Lundmark clasificaron las galaxias en tres tipos fundamentales: elpticas,espirales e irregulares, lo que result en el esquema bsico que an se utiliza hoy da. Las galaxias espirales, como la nuestra, estnformadas por un ncleo envuelto en una esfera central llamada bulbo, y un disco con brazos espirales. Se ven en el cielo en unavariedad de inclinaciones, con bulbos mayores o menores, y con diferentes tipos de brazos espirales (mejor o peor trazados, ms omenos enrollados); en ellas se aprecian otras componentes, como anillos o barras (estructuras aproximadamente rectas que seextienden a ambos lados del ncleo de la galaxia). Las galaxias irregulares, por el contrario, no t ienen ncleos dominantes y tienenformas asimtricas; un claro ejemplo son las Nubes de Magallanes, las dos galaxias ms prximas a la nuestra, visibles a simple vistadesde el hemisferio sur. Las galaxias elpticas, en tres dimensiones, son sistemas semejantes, grosso modo, a un baln de rugby. Nopresentan detalles estructurales, aparte de un ncleo concentrado alrededor del cual se observa una nebulosidad cuyo brillo decrecesuavemente hacia el exterior. Las galaxias elpticas constituyen la poblacin dominante de las partes centrales de los cmulos degalaxias y, al menos algunas de ellas, podran formarse por la fusin de dos o ms galaxias espirales tras una colisin violenta.


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Panel 2: El Universo observable aparece repleto de galaxias

Al mirar al Universo, este aparece ante nosotros lleno de galaxias. El cmulo degalaxias de Hrcules est formado por 100 miembros de todo tipo, elpticas, espiralese irregulares.

Panel 3: Las galaxias suelen agregarse y forman grupos de tamao moderado...

El grupo de galaxias ms pequeo tendra solo dos miembros. Un ejemplo es el parllamado Los ojos. Otro grupo de galaxias es El Quinteto de Stephan con tan solocuatro miembros, aunque aparece antepuesta una quinta galaxia que no pertenece algrupo, de ah su nombre.

Panel 4: o cmulos que pueden reunir hasta millares de miembros


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Adems de los grupos de galaxias, como el grupo compacto de Hickson 44 que constade cuatro galaxias, existen los cmulos que cuentan con millares de miembros. Por lagravitacin combinada de un cmulo se puede desviar la luz de objetos an mslejanos que aparecen como arcos de luz, es lo que se conoce como lente gravitatoria.

Panel 5: Existe una diversidad enorme de galaxias

En el Universo existe una enorme diversidad de galaxias: elpticas, espirales eirregulares. NGC 5128 es una galaxia elptica anmala ya que posee una bandapulverulenta a causa de la colisin con otra galaxia. Las elpticas normales nocontienen polvo. Si miras la galaxia M106 vers que es una espiral con un ncleoabultado rodeado de un disco con varios brazos espirales.

5.2 Nuestra Galaxia

Paneles 6, 7, 8, 9, 10, y 11

Se centra ahora la vista en nuestra propia Galaxia y en el aspecto que ofrece cuando la

observamos desde su interior.

Nuestra Galaxia, al igual que la NGC 7331, es de forma espiral (como hemos visto, lasgalaxias espirales tienen un bulbo central rodeado de un disco plano surcado porbrazos espirales). Otra galaxia espiral es la galaxia Remolino (panel 6). Las Nubes deMagallanes (panel 7), las galaxias ms cercanas a la nuestra, son irregulares,mientras que la de Andrmeda3 (panel 8), la mayor del Grupo Local4, es otra espiralnormal.

3La galaxia de Andrmeda se distingue a simple vista bajo un cielo verdaderamente oscuro; dicho cielo slo lo podemos encontrar enrelativamente pocos lugares, normalmente zonas aisladas lejos de los ncleos de poblacin y fuentes de contaminacin lumnica. Asimple vista parece bastante pequea, pues slo la parte central es suficientemente brillante para ser apreciable por el ojo humano,

pero el dimetro angular completo de la galaxia es en realidad de siete veces el de la Luna llena visto desde la tierra.4Grupo Local: un grupo de aproximadamente treinta galaxias prximas entre s (astronmicamente hablando), del cual tambin formaparte la nuestra.


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Nuestra Galaxia contiene cientos de miles de millones de estrellas. Su zona centralse sita hacia la constelacin de Sagitario, en el hemisferio sur celeste, aunque sepuede observar desde casi todo el mundo (panel 9). Junto a la zona de Sagitario estla constelacin de Escorpio, que incluye la estrella rojiza Antares, una de las ms

luminosas que se conocen (panel 10). El disco de la Galaxia, visto de perfil y desde suinterior, traza en el firmamento la banda lechosa de la Va Lctea (panel 11)5,6.

Panel 6 Nuestra Galaxia tiene forma espiral

Nuestra Galaxia, al igual que NGC 7331 tiene forma espiral. Las galaxias espiralestienen un bulbo central rodeado de un disco plano surcado por brazos espirales. Estaforma la puedes ver claramente en la imagen de galaxia Remolino.

Panel 7 Las Nubes de Magallanes son las galaxias ms cercanas a la nuestra

Las Nubes de Magallanes (Nube Mayor y Nube Menor) son galaxias que orbitanalrededor de la nuestra. Son los sistemas estelares ms cercanos.

5 La Va Lctea fue uno de los primeros objetos celestes que Galileo Galilei examin con el telescopio. Descubri que su apariencianebulosa se desgrana en multitud de estrellas en ciertos lugares. Galileo concluy, correctamente, que la Va Lctea se compone deestrellas.

6 De dnde procede el nombre de la Va Lctea? Cuenta el mito griego que Zeus se hizo pasar por el marido de una mujer llamadaAlcmena y de su encuentro naci un nio al que llamaron Hrcules. La esposa de Zeus, Hera, se enter de lo ocurrido e intent matara la criatura enviando dos serpientes, pero el pequeo las estrangul sin dificultad. Siguiendo instrucciones de Zeus, el dios Hermesesper a que Hera cayese dormida y deposit a Hrcules en su regazo para que el nio pudiese mamar el alimento que lo harainmortal. Hera despert y separ bruscamente al nio de su pecho, lo que dej escapar un reguero de leche que se derram por elfirmamento: la Va Lctea.


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Panel 8 La galaxia de Andrmeda es la mayor del Grupo Local

El miembro mayor del Grupo Local de galaxias es la espiral de Andrmeda. Estagalaxia tiene un bulbo central que se compone de astros ms antiguos y fros, decolor amarillento, mientras que los brazos espirales del disco contienen estrellas msjvenes y calientes, de color azulado.

Panel 9 Nuestra Galaxia contiene cientos de miles de millones de estrellas...

Si observas el centro de nuestra Galaxia podrs ver la gran multitud de astros que laforman. Esta regin del cielo se sita hacia la constelacin de Sagitario, en elhemisferio sur celeste. Se puede observar desde casi todo el mundo.

Panel 10 ... y grandes nubes de polvo y gas

Al mirar al cielo podrs ver junto a la zona de Sagitario a la constelacin de Escorpio,que incluye la estrella rojiza Antares, una de las ms luminosas que se conocen. La


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banda brillante de la Va Lctea aparece a la izquierda de la imagen, donde seentrelazan nubes de estrellas con acumulaciones de polvo y gas.

Panel 11 La Va Lctea es la imagen que brinda nuestra Galaxia al verla desde su

interior

Si miras al cielo en una noche oscura vers la Va Lctea como una banda brillante:consiste en acumulaciones de estrellas y nebulosas en el plano del disco central denuestra Galaxia. Esta imagen de la Va Lctea completa se ha compuesto a partir defotografas obtenidas desde Alemania y Namibia.

5.3 La materia prima para las estrellas

Paneles 12, 13 y 14

Este grupo de paneles presenta al pblico las nebulosas: nubes de gas y polvo que flotanlibres en el seno de las galaxias y que constituyen la materia prima para la formacinde estrellas.

En el seno de las galaxias flotan nubes de polvo y gas que se llaman nebulosas (panel12). Se componen sobre todo de hidrgeno7, aunque contienen tambin cantidadespequeas de otras sustancias8 (panel 13). Las nebulosas se concentran bajo el influjode su propia atraccin gravitatoria y en su seno nacen estrellas nuevas. Las nebulosas

son la materia original a partir de la que se forman las estrellas (panel 14).

7El hidrgeno es un elemento qumico representado por el smbolo H y con un nmero atmico de 1. En condiciones normales depresin y temperatura en la Tierra, es un gas diatmico (H2) incoloro, inodoro, inspido, no metlico y altamente inflamable. Con unamasa atmica de 1.00794(7) u, el hidrgeno es el elemento qumico ms ligero y es, tambin, el elemento ms abundante, puesconstituye aproximadamente el 75% de la materia del Universo. En el espacio interestelar se encuentra hidrgeno molecular (H2) otambin en estado atmico. Fue Cecilia Payne (1900-1979) quien demostr que el hidrgeno es el principal componente de lasestrellas, algo asumido hoy en da, pero que represent un autntico cambio de paradigma en 1925. Pese a mantenerse ligada aHarvard durante casi dos dcadas, no fue considerada como astrnoma oficial hasta el ao 1938. En 1956 se convirti en la primeramujer profesora asociada de dicha universidad. Cita: La recompensa del cientfico joven consiste en la emocin de ser la primerapersona en la historia del mundo que considera algo o que comprende algo. Nada se puede comparar con esa experiencia Larecompensa del cientfico mayor es el sentimiento de abarcar en un vago bosquejo todo un gran paisaje.

8Muchas nebulosas muestran colores rojizos. Esto se debe a que estn compuestas de hidrgeno atmico que se encuentra ionizado enparte. Los tomos de hidrgeno en estado normal constan de un protn y un electrn que gira a su alrededor. En el tomo ionizado elelectrn se desprende del protn. Cuando un electrn vuelve a quedar atrapado por un protn, emite una cierta cantidad de luz conel color caracterstico de estas nebulosas de hidrgeno ionizado.


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Panel 12 Las nubes de polvo y gas se llaman nebulosas

En la imagen vers diversos objetos astronmicos en la constelacin boreal del Cisne.La estrella ms brillante es Deneb y a su izquierda aparecen las nebulosas deNorteamrica y del Pelcano, nubes de polvo y gas. Abajo a la derecha, junto a laestrella Sadr, est la nebulosa Mariposa, una de las regiones ms brillantes delcomplejo nebular del Cisne.

Panel 13 Las nebulosas se componen sobre todo de hidrgeno

Otras nebulosas llamativas son la Cabeza de Caballo o las nebulosidades de laconstelacin de Orin, compuestas esencialmente de gas hidrgeno.

Panel 14 Las nebulosas se condensan y en su seno nacen estrellas


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Las nubes de polvo y gas conocidas como nebulosas se condensan y de ellas nacenestrellas. Este hecho lo puedes ver en la nebulosa del Cono, donde aparece en laparte superior una estrella muy brillante, 5 Monocerotis, junto a otras estrellas queacaban de nacer. En la nebulosa Rosetn vers las estrellas jvenes en el ojo central

del rosetn.

5.4 Las estrellas: crisol de los elementos qumicos

Paneles 15, 16, 17, 18, 19, 20 y 21

Se presentan las estrellas en su papel de mquinas csmicas que convierten hidrgenoen elementos qumicos ms pesados.

Las estrellas se forman en nubes de gas que se concentran por efecto de su propiagravitacin. El proceso es violento y lleva consigo la formacin de discos9, quealimentan de materia a la estrella naciente (o protoestrella), y expulsiones demateria a cientos de kilmetros por segundo. La temperatura y densidad en el centrode la protoestrella aumentan conforme se acumula la materia hasta permitir que lostomos de hidrgeno, el elemento ms abundante del Universo, se fusionen paraformar tomos de helio en un proceso que libera grandes cantidades de energa(E=mc2).

Se forman estrellas de diferentes tamaos. Eta Carinae, por ejemplo, es una de lasms luminosas que se conocen en nuestra Galaxia (panel 15).

Las estrellas casi siempre se forman en grupos: los cmulos estelares1010 (panel 16 y17). Todas las estrellas de un cmulo se forman al mismo tiempo y, aunque coincidenen edad, no todas evolucionan al mismo ritmo: los procesos internos son lentos en lasestrellas con poca masa -que pueden vivir miles de millones de aos- y ms rpidos

9El proceso de colapso de una nube interestelar hasta formar una protoestrella se conoce actualmente con bastante precisin y sueleimplicar la aparicin de un disco de materia circunestelar que a largo plazo termina por desaparecer.

10 Parece muy probable que el Sol naciera en el seno de uno de estos grupos de estrellas. Sin embargo, los cmulos estelares abiertos

tienen poca masa (pocos miembros) y los avatares que sufren en su vida en el seno del disco galctico terminan por disgregarlos en alo sumo mil millones de aos. Por lo tanto hay esparcidas por toda la Galaxia estrellas que son hermanas del Sol, aunque no tengamosmanera de identificarlas.


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en las estrellas de mayor masa, que completan su ciclo vital en pocos millones deaos.

Hay cmulos estelares jvenes, que pueden contener miles de estrellas, y tambin

los hay antiguos. Un ejemplo de cmulo estelar joven es Las Plyades o SieteCabrillas (panel 18). La mitologa griega identifica a sus siete miembros msbrillantes con las siete hijas de Atlas y Plyone. Este cmulo se encuentra a 440aos-luz y est formado por estrellas jvenes y calientes. El cmulo Doble de Perseoconsta de dos cmulos estelares que se encuentran entre los ms luminosos, densos ycercanos. Se cree que nacieron de una misma nube interestelar hace 13 millones deaos. Los cmulos de estrellas jvenes se denominan tambin cmulos abiertos ocmulos galcticos (panel 19).

Los cmulos antiguos, o globulares, son las agrupaciones de estrellas ms viejas de laGalaxia. NGC6752, en la constelacin austral del Pavo, y el cmulo globular deHrcules, con una edad estimada de ms de diez mil millones de aos, son cmulosestelares antiguos (panel 20).

Las estrellas convierten el hidrgeno en otros elementos qumicos ms pesados11 pormedio de procesos nucleares (fusin nuclear): aqu est la clave de la evolucinqumica del Universo. La energa generada emerge a la superficie y atmsferaestelares. En la imagen ultravioleta puedes ver la regin ms externa del Sol, lacorona solar (panel 21).

Cuando comienza este proceso, que constituye el motor de una estrella durante suvida, decimos que se ha formado una nueva estrella: una enorme esfera gaseosa cuyaparte ms externa, la atmsfera, podemos ver de forma directa. Poco queda yaalrededor de la estrella de la materia que la form. Sin embargo, la materia deldisco circunestelar puede condensarse y formar planetas, cometas o asteroides, es

decir, un sistema planetario.Panel 15 Se forman estrellas de tamaos diversos

La nebulosa de eta Carinae se encuentra en la constelacin de la Quilla (Carina). Apartir de estas nubes se forman estrellas de todos los tamaos, entre ellas la estrellaeta Carinae, una de las ms luminosas que se conocen en la Galaxia.

11 Elementos qumicos pesados: se denominan elementos pesados (o metales en la jerga astronmica) a todos los elementosqumicos ms pesados que el hidrgeno y helio. Constituyen una fraccin mnima de la composicin del Universo, frente al 80% en

masa de hidrgeno y el 20% en masa de helio. Se originan a partir de procesos de fusin en el interior de las estrellas. Su presencia yabundancia es un indicador de la edad de stas y del medio interestelar.


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Panel 16 Las estrellas nacen en grupos

Las estrellas nacen en grupos. Estos grupos los puedes ver en la nebulosa Laguna, unaregin de intensa formacin estelar. El grupo de estrellas que acaba de nacer a partirde esta nebulosidad se denomina NGC 6530 y su energa hace brillar con tonos rojizosel hidrgeno de la nebulosa. Otra regin de formacin estelar es el cmulo estelarNGC3603. Contiene uno de los grupos de estrellas jvenes ms impresionantes de laGalaxia.

Panel 17 Las estrellas que nacen juntas forman un cmulo estelar

Cuando una nube de polvo y gas se condensa, comienza la formacin de estrellas.Estas nacen en grupo y forman cmulos estelares como NGC 6520, que surgi hace200 millones de aos de la nebulosa oscura Barnard 86.

Panel 18 Hay cmulos estelares jvenes


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En el Universo puedes encontrar cmulos estelares jvenes, como Las Plyades oSiete Cabrillas. Este cmulo est formado por estrellas jvenes y calientes. Lamitologa griega identifica a sus siete miembros ms brillantes con las siete hijas deAtlas y Plyone.

Panel 19 Los cmulos jvenes pueden tener miles de estrellas

Los cmulos jvenes llegan a contener miles de estrellas. Este es el caso del cmuloDoble de Perseo. Estos dos cmulos estelares se encuentran entre los ms luminosos,densos y cercanos. Se cree que nacieron de una misma nube interestelar hace 13millones de aos. Los cmulos de estrellas jvenes se denominan tambin cmulosabiertos o cmulos galcticos.

Panel 20 Tambin hay cmulos estelares antiguos

En el Universo puedes encontrar tambin cmulos estelares antiguos. Entre loscmulos estelares antiguos est el cmulo globular NGC6752, en la constelacinaustral del Pavo, y el cmulo globular de Hrcules, con una edad estimada de ms dediez mil millones de aos. Los cmulos globulares son las estructuras ms antiguasque se conocen en nuestra Galaxia.


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Panel 21 El hidrgeno se convierte en otros elementos qumicos en el interior de lasestrellas

Las estrellas tienen la misma composicin qumica que las nebulosas de las quesurgieron: principalmente hidrgeno y helio. En el centro de las estrellas, elhidrgeno se convierte en elementos qumicos ms pesados a travs de reacciones defusin nuclear. La energa generada en el proceso emerge a la superficie y atmsferaestelares. En esta imagen ultravioleta puedes ver la regin ms externa del Sol, lacorona solar.

5.5 El Sol

Paneles 22, 23 y 24

Nos acercamos al Sol como ejemplo de estrella ordinaria pero cercana, en la quepodemos contemplar todos los fenmenos energticos de las estrellas con gran detalle.

Llamamos Sistema Solar al conjunto formado por nuestra estrella y los cuerpos quegiran a su alrededor. El Sistema Solar consta del Sol, en el centro, ocho planetas, 97satlites (conocidos, aunque pueden existir ms), cuatro sistemas de anillos, millonesde asteroides (con radio superior a 1 km), muchos millones de cometas, el vientosolar (flujo de partculas cargadas procedentes del Sol que invaden el espaciointerplanetario), y una gran nube de polvo. Estudiando estos cuerpos, tanto colectivacomo individualmente, intentamos comprender el origen, formacin y evolucin delSistema Solar; un proceso que comenz, a partir de una nube de gas y polvo, hace4600 millones de aos.

El Sol es una estrella bastante comn (panel 22), que emite la mayor parte de suradiacin en luz visible y cuya atmsfera se compone, en lo que se refiere al nmero


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de partculas, de un 95% de hidrgeno, un 3% de helio y el 2% restante de elementospesados (como el hierro o el magnesio).

Produce energa mediante la fusin de tomos de hidrgeno para dar lugar a helio12,

de tal forma que esa energa se abre camino hasta la superficie de la estrella y seemite en forma de radiacin visible. En la imagen, obtenida con la luz que emiten lostomos de hidrgeno, se pueden ver los detalles de la superficie solar o fotosfera.

La temperatura central del Sol, donde la fusin tiene lugar, asciende a 15 millonesde grados, mientras que en la superficie es tan solo de 5600 grados. Una estrellacon las caractersticas del Sol tiene una vida media de unos 9000 a 10 000 millonesde aos, de modo que nuestra estrella ha vivido ya la mitad de su existencia.

A pesar de ser bastante tranquila, exhibe una cierta actividad que afecta a suentorno. Las manchas solares13 (panel 23) son la manifestacin ms frecuente de laactividad solar, son regiones de la fotosfera solar14 que se enfran porque el campomagntico solar bloquea la salida de energa (por eso aparecen ms oscuras). La

fotosfera tiene, en promedio, una temperatura de unos 6000 grados; las manchastienen una temperatura de aproximadamente 1000 grados menos.

La cromosfera se extiende por encima de la superficie visible, la fotosfera, y estlimitada superiormente por la atmsfera solar, o corona. Las imgenes se hanobtenido con luz ultravioleta, ya que no se puede ver en condiciones normalesdebido a la dbil luz que emite. En la imagen puedes ver una gran erupcin solar queexpulsa materia hacia la atmsfera exterior, aunque como hemos dichoanteriormente, el Sol es una estrella bastante tranquila y de brillo constante (panel23).

12La reaccin de fusin bsica de una estrella se puede representar sintticamente as: 4HHe+E. Teniendo en cuenta las masasatmicas,

4 x 1.008 4.003+(0.029 x c2)

Esta energa proviene de la transformacin de la masa perdida en esa reaccin segn la ecuacin de Einstein. La energa liberada enestas reacciones nucleares es un milln de veces mayor que la liberada en una reaccin qumica (combustin), lo que explica que se

alcance una temperatura de 15106 grados en el ncleo del Sol.13Las manchas solares aparecen ms oscuras que su entorno porque estn ms fras, pero no debemos pensar por ello que se trate deverdaderas zonas negras. En realidad, si recortramos una mancha solar y la colocramos en el cielo de la noche resplandecera comouna estrella. Nos parecen oscuras solo por contraste con los alrededores, ms calientes.

14Estructura del Sol:Corona: tenue atmsfera exterior del Sol. Es visible en los eclipses totales. Se expande continuamente hacia el espacio en un vientode partculas cargadas (principalmente protones y electrones), que se mueven con velocidades entre 300 y 600 km/s, el viento solar,y que es el responsable fundamental de las auroras boreales y de otros fenmenos magnticos de la atmsfera terrestre. Este vientorepresenta una prdida de masa solar de unas 2 toneladas por segundo.

Cromosfera: fina capa (8000 km) irregular en la superficie, que se encuentra muy afectada por la actividad magntica. Se sita entrela corona y la fotosfera.

Fotosfera (significa esfera de luz) es la superficie visible del Sol. Es una capa de gas de la que procede casi toda la luz que recibimosdel Sol, aunque la fuente de energa se encuentra en el ncleo solar. En ella podemos encontrar manchas solares, protuberancias ycampos magnticos.

Zona de conveccin: zona en la que la energa procedente del ncleo se transporta por conveccin.

Zona de radiacin: en la que la energa procedente del ncleo se transporta por radiacin.

Ncleo: el gas del interior del Sol est formado por 75% en masa de H, 23% en masa de He y el resto por elementos ms pesados. En lse dan las reacciones de fusin nuclear.


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Otra de las manifestaciones de la actividad solar son los bucles coronales y lasfulguraciones solares. Los bucles coronales son estructuras arqueadas formadas porgas extremadamente caliente y con carga elctrica, en la corona solar. Este gas caede nuevo y desencadena una fulguracin explosiva conocida como lluvia coronal. En

cambio, las fulguraciones solares son unas erupciones violentas que aparecen en losalrededores de las manchas solares (panel 24).

Panel 22 El Sol es una estrella normal...

El Sol es una estrella corriente. Se encuentra a 8.3 minutos-luz de nuestro planeta.En esta imagen, obtenida con la luz que emiten los tomos de hidrgeno, puedes verdetalles de la superficie solar o fotosfera solar.

Panel 23 ...y bastante tranquila

Al mirar en detalle el Sol, se aprecian las manchas solares. Son regiones que seenfran porque el campo magntico solar bloquea la salida de energa. Las manchasson la manifestacin ms frecuente de la actividad solar. En imgenes obtenidas conluz ultravioleta puedes ver detalles de la cromosfera solar. Esta es la capaintermedia entre la visible y la corona solar. En la imagen puedes ver una granerupcin solar que expulsa materia hacia la atmsfera exterior, aunque nuestraestrella es bastante tranquila y de brillo constante.


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Panel 24 La actividad solar afecta al entorno de nuestra estrella

Entre las manifestaciones de la actividad solar se encuentran los bucles coronales.Son unas estructuras arqueadas formadas por gas extremadamente caliente y concarga elctrica, en la corona solar. Este gas cae de nuevo y desencadena unafulguracin explosiva conocida como lluvia coronal. Otras manifestaciones de laactividad solar son las fulguraciones solares, unas erupciones violentas que aparecenen los alrededores de las manchas solares.

5.6 Los planetas (y cometas)

Paneles 25, 26, 27, 28, 29, 30 y 31

Muchas estrellas estn acompaadas de planetas. Los paneles siguientes nos aproximana los mundos opacos del Sistema Solar.


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El Sol va acompaado de ocho planetas que giran a su alrededor15. Segn sucomposicin podemos clasificarlos en dos grupos: terrestres o rocosos y los gigantesgaseosos o jovianos. En el grupo de los planetas gigantes, hechos sobre todo de gas,encontramos a Jpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Se caracterizan por tener una

densidad media baja y una atmsfera de hidrgeno-helio muy densa, probablementecapturada de la nebulosa solar durante su formacin. De hecho, la composicin deestos planetas se parece a la del Sol, ligeramente enriquecida de elementos pesados(nitrgeno, carbono, fsforo, azufre). Estos planetas carecen de una superficieslida, aunque muy probablemente contienen un ncleo slido de silicatos y hierrode unas diez veces la masa terrestre. Sus atmsferas presentan bandas de diferentescolores, originadas por las capas de nubes a diferentes alturas y de diferentecomposicin que reflejan la luz solar y se ven afectadas por ciclones y anticiclones.

Jpiter es el mayor del Sistema Solar y la imagen ha sido obtenida con luz infrarrojapara mostrar la altitud de las nubes (panel 25). Algunos de estos ciclones yanticiclones presentes en las atmsferas de los planetas son tan estables que han

permanecido durante decenas y centenares de aos, como la gran mancha roja deJpiter (panel 26), que en realidad es un anticicln16. Otras bandas se desplazan desur a norte sin perder su forma (la mancha oscura de Neptuno), o se engullen unas aotras, desaparecen y renacen.

Urano es el tercer planeta ms grande y el sptimo en orden de distancia al Sol. Estrodeado por cinco finsimos anillos. En Urano el metano absorbe la luz roja y leconfiere un tono verde-azulado (panel 26). Otro de los planetas gigantes que puedesver en el cielo es Saturno (panel 27), el ms bello de los mundos gaseosos delSistema Solar17. Esta imagen fue captada por la sonda espacial Cassini y en ella se

15A finales del siglo XVI Tycho Brahe haba acumulado multitud de observaciones sobre el movimiento de los cuerpos planetarios.Fue su discpulo Johannes Kepler el que consigui interpretarlos en forma de leyes, que expresan las condiciones que cumplen lasrbitas de todos ellos. De manera esquemtica son:

1. Los planetas se mueven describiendo elipses en uno de cuyos focos est el Sol. Esta ley es vlida para todos los cuerposplanetarios (cambiando el Sol por un planeta, en el caso de los satlites); adems, en el caso de los planetas esa elipse es, engeneral, muy poco excntrica (o sea casi una circunferencia).

2. Las reas barridas por los radios-vectores que unen al Sol con un planeta son iguales para tiempos iguales. La consecuenciainmediata de esta ley es que el planeta se mueve a velocidad tanto ms alta cuanto ms cerca est del Sol.

3. El cuadrado del periodo de revolucin (T) de un planeta es proporcional al cubo del semieje mayor de su rbita (d): T 2= k xd3

Los cuerpos planetarios giran en sus rbitas elpticas de modo que, contemplados desde el hemisferio norte celeste, el sentido de giroes opuesto al de las agujas del reloj (revolucin directa). Al sentido contrario se le llama revolucin retrgrada. Estas conclusionespermitieron entender muchas de las paradojas que haban creado las observaciones acumuladas.

El hecho de que unos cuerpos crucen en ocasiones las rbitas de otros se debe a que no todas las rbitas tienen la mismaexcentricidad. Estas rbitas irregulares se deben a interacciones entre los cuerpos planetarios, algunas producidas probablemente enel origen mismo del sistema, y otras ms recientes.

Una interaccin orbital muy importante, que deriva de la tercera ley de Kepler, tiene un significado especial; cuando la velocidadorbital de un cuerpo planetario est en una relacin sencilla con la de otro prximo (1/2, 1/3, 1/4, etc.) los dos cuerpos coincidirnen las mismas posiciones orbitales cada cierto nmero de rbitas; y esa coincidencia determinar que la atraccin gravitatoriaexpulsar al menor de su rbita. Estas perturbaciones repetidas se llaman resonancias; por tanto, las rbitas resonantes sonrbitas prohibidas para los cuerpos pequeos. En cambio, otros cuerpos comparten la misma rbita de forma estable, como sucedecon los grupos se asteroides troyanos, que preceden y siguen a Jpiter en su rbita, exactamente a 60 del planeta. Los troyanosestn situados en puntos lagrangianos, en los que las combinaciones de fuerzas y movimientos del Sol, Jpiter y los asteroidesinducen una "isla" de estabilidad orbital.

Por otra parte, adems del movimiento alrededor del Sol (o del planeta) todos los cuerpos planetarios giran alrededor de s mismoscon un movimiento que se conoce como rotacin. La velocidad de rotacin es muy variada en cada caso dependiendo, tanto delvalor que tuviera inicialmente al originarse el sistema, como del efecto de frenado que ejerce el campo gravitatorio de los cuerposprximos. As se explica que Mercurio tenga una velocidad muy baja debido a su proximidad al Sol; que la Luna haya llegado a igualarsu velocidad de rotacin a la de traslacin, debido a la atraccin de la Tierra.

16 La mancha roja de Jpiter la descubri Christiaan Huygens en el siglo XVII y desde entonces se ha mantenido activa, aunque connotables cambios de color a lo largo del tiempo. Probablemente exista desde haca siglos, y puede que dure varios siglos ms.

17En general, si un satlite est demasiado cerca de su planeta, la atraccin mareal que sufre su parte prxima es mucho mayor quela de la parte opuesta, lo cual conducira a su fragmentacin. Por lo tanto, se puede calcular la distancia mnima necesaria para queesto no ocurra y el satlite pueda permanecer con suficiente estabilidad en su rbita; el clculo indica que esta distancia mnima es,


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aprecian las sombras que sus miles de anillos individuales proyectan sobre elhemisferio boreal del planeta. Tambin se ven algunas zonas tormentosas en elhemisferio austral.

El grupo de los planetas rocosos est constituido por los planetas pequeos:Mercurio, Venus, la Tierra, y Marte, todos ellos con superficie slida y un ncleo dehierro y rocas ricas en silicio. Marte es un planeta rocoso ms pequeo que la Tierraque llega a acercarse a tan slo 3 minutos-luz (panel 28). Es observable a simplevista si se dan las condiciones necesarias. En la imagen captada por la sonda MarsGlobal Surveyor puedes ver nubes formadas por cristales de hielo de agua. Abajo a laizquierda hay nubes que cubren las cumbres de los tres volcanes de Tharsis. En laparte superior se ve la cubierta de hielo del casquete polar norte.

Otro planeta rocoso es la Tierra (panel 29). La imagen muestra una vista sobre elAtlntico Norte. No se trata de una foto real, sino de una imagen sintetizada a partirde datos de satlites artificiales. Nuestro planeta cuenta con un satlite natural, laLuna. El paisaje lunar est formado por terrenos elevados claros y llanuras oscurasrellenas de lava solidificada conocidas como los mares lunares.

Los cometas tambin forman parte del Sistema Solar. Son bloques de hielo de cientosde metros o varios kilmetros que, cuando se subliman con la radiacin solar, emitengases y polvo que forman la cabellera y la cola (panel 30).

Muchas estrellas poseen planetas a su alrededor desde el mismo momento de sunacimiento18. En las nebulosas que poseen mayor cantidad de polvo muchas de lasestrellas nacen acompaadas de planetas. Este es el caso de las nebulosas de laCorona Austral (panel 31), que se muestran como una larga cola de polvo interestelarque brilla alumbrada por las estrellas jvenes cercanas. Aproximadamente un terciode las estrellas posee planetas a su alrededor.

aproximadamente, 3 veces el dimetro del planeta, lo que se conoce como lmite de Roche. La hiptesis ms aceptada acerca delorigen de los anillos de Saturno consiste en que un cuerpo (quiz un cometa, quiz un satlite) se adentr ms all del lmite deRoche y fue destruido: los anillos son sus restos.

18Es evidente que no pueden formarse planetas rocosos (formados por silicatos, hierro, etc.) en un Universo donde slo existanhidrgeno y helio. Pero los modelos indican que tampoco los planetas gaseosos se llegan a desarrollar en esas condiciones. Por tanto,un Universo de hidrgeno y helio es un Universo sin planetas. La fabricacin de metales en el seno de las estrellas y su posterior

devolucin al medio interestelar constituye un paso crucial para la formacin de los mundos y la vida. Cuantos ms metalescontenga una nebulosa, ms probable es la aparicin de planetas alrededor de las estrellas que nazcan en su seno.


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Panel 25 El Sol va acompaado de planetas gigantes como Jpiter

Nuestra estrella va acompaada de planetas, entre ellos el nuestro. El mayor de losplanetas del Sistema Solar es Jpiter. Si se observa con luz visible Jpiter aparececon tonos marrones y crema. En esta imagen obtenida con luz infrarroja se muestrala altitud de las nubes, desde las ms elevadas en blanco, pasando por las medias enazul, hasta las ms bajas en rojo.

Panel 26 Los planetas gigantes estn hechos de gas

En Jpiter puedes observar una gran mancha roja. Se trata de un anticicln deltamao de la Tierra, ubicado en el hemisferio austral. Otro de estos planetasgigantes es Urano. Es el tercer planeta ms grande y el sptimo en orden de distanciaal Sol. Estos planetas gigantes estn hechos de gas. En Urano el metano absorbe la

luz roja y le confiere un tono verde-azulado.


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Panel 27 Saturno es el ms bello de los planetas gaseosos del Sistema Solar

Otro de los planetas gigantes que puedes ver en el cielo es Saturno, el ms bello delos mundos gaseosos del Sistema Solar. Esta imagen fue captada por la sonda espacialCassini y en ella se aprecian las sombras que los anillos proyectan sobre el hemisferioboreal del planeta. Tambin se ven algunas zonas tormentosas en el hemisferioaustral.

Panel 28 Los planetas pequeos son rocosos, como Marte...

Al mirar por la noche al cielo en las circunstancias adecuadas puedes ver Marte, unplaneta rocoso ms pequeo que la Tierra. En la imagen captada por la sonda MarsGlobal Surveyor puedes ver nubes formadas por cristales de hielo de agua. Abajo a laizquierda hay nubes que cubren las cumbres de los tres volcanes de Tharsis. En laparte superior se ve la cubierta de hielo del casquete polar norte.


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Panel 29 ...o como la Tierra con su Luna

Otro planeta rocoso es la Tierra. La imagen muestra una vista sobre el AtlnticoNorte. Esta imagen se gener mediante el sistema informtico Blue Marble de laNASA, que integra datos de varios satlites artificiales. Nuestro planeta cuenta conun satlite, la Luna que se encuentra a 1.25 segundos-luz. El paisaje lunar estformado por terrenos elevados claros y llanuras oscuras rellenas de lava solidificadaconocidas como los mares lunares. Toda la superficie lunar muestra marcas decrteres debidas a impactos de meteoritos.

Panel 30 Los cometas son cuerpos pequeos y helados del Sistema Solar

Los cometas que circulan por nuestro Sistema Solar son pequeos bloques de hielo de

cientos de metros o varios kilmetros que, cuando se subliman con la radiacin solar,emiten gases y polvo que forman la cabellera y la cola. Ejemplos de estos cometasson el cometa Machholz, C/2001 Q4 y el cometa Hale-Bopp.


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Panel 31 Muchas estrellas nacen acompaadas de planetas

En las nebulosas que poseen mayor cantidad de polvo muchas de las estrellas nacenacompaadas de planetas. Este es el caso de las nebulosas de la Corona Austral, que

se muestran como una larga cola de polvo interestelar que brilla alumbrada por lasestrellas jvenes cercanas. Aproximadamente un tercio de las estrellas poseeplanetas a su alrededor.

5.7 Muerte estelar: el origen de la vida

Paneles 32, 33, 34, 35

Se completa el ciclo de la evolucin qumica del Universo con los mecanismos que hacenque las estrellas moribundas entreguen al espacio los elementos pesados forjados en susinteriores.

El agotamiento del hidrgeno en el centro marca el principio del fin en la vida de unaestrella. Para mantener su equilibrio19, la estrella crece desmesuradamente y seconvierte en una gigante roja, con un tamao similar a la distancia desde la Tierra -oincluso desde Jpiter- al Sol. Al final de esta etapa la estrella expulsa lentamente laatmsfera, que forma una envoltura gaseosa alrededor del ncleo. La masa inicial dela estrella desempea un papel crucial en su final. Los modelos tericos y lasobservaciones indican que, si la masa estelar no alcanza unas siete u ocho veces lamasa del Sol, la estrella expulsar toda su atmsfera y dejar al descubierto un

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Las estrellas mantienen su estructura gracias al equilibrio entre la presin ejercida hacia fuera por la produccin de energa y lacompresin que ejerce hacia el interior el propio peso del astro. El equilibrio entre produccin de energa y gravitacin determina eltamao de la estrella, que puede ir variando a lo largo de su vida a medida que se alteran las condiciones en el seno del objeto.


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ncleo caliente que ilumina la envoltura. Se forma entonces una nebulosa planetariacuyo ncleo, una enana blanca con temperaturas de decenas de miles grados ytamao similar al de la Tierra, es incapaz de producir energa y se enfra lentamentehasta perderse de vista.

Las estrellas como el Sol, por ejemplo la que hay en el centro de la nebulosaplanetaria Hlice (panel 32), mueren de forma tranquila. En la imagen se aprecia lanebulosa planetaria, la envoltura gaseosa que emiten las estrellas al final de suexistencia, devolviendo al medio interestelar parte del material que conform suinterior.

Otras estrellas ms pesadas mueren en explosiones cataclsmicas. Las estrellas quesuperan en unas siete u ocho veces la masa del Sol explotan como supernovas20, unode los fenmenos ms violentos del Universo: lanzan la materia estelar al espacio avelocidades de miles de kilmetros por segundo y slo queda el ncleo central, depocos kilmetros de dimetro. Este ncleo puede desarrollarse como una estrella deneutrones que gira rpidamente -un plsar- o, si su masa es mayor que 3.2 veces ladel Sol, como un agujero negro, una concentracin de materia tal que ni la luz puedeescapar de la accin de su gravedad. La energa emitida por la estrella de neutronesque hay en el centro de la nebulosa del Cangrejo hace que el gas nebular emitaadems de luz, ondas de radio (panel 33).

La muerte estelar enriquece el Universo con elementos ms pesados que elhidrgeno, tomos forjados en los interiores estelares. As, las estrellas aportan alCosmos los elementos necesarios para la vida (panel 34). Tales elementos qumicosson los que encontramos en la Tierra y que conforman el material del que estamoshechos los seres vivos. Tras largos procesos dinmicos, la materia expulsada por lasestrellas se agrupar y desencadenar la formacin de una siguiente generacin deestrellas. En la nebulosa Trompa de Elefante tenemos un ejemplo de nebulosa muy

enriquecida en elementos pesados, como lo evidencia su alto contenido de polvo. Seaprecia un fragmento nebular pequeo y brillante dentro de su regin ms oscura. Setrata de una estrella recin nacida (panel 35): probablemente estn surgiendoplanetas a su alrededor.

20 Cuando las estrellas masivas entran en una crisis energtica final debido al agotamiento absoluto de sus fuentes de energainterna, entonces ya no hay nada que contrarreste la tendencia a la contraccin inducida por la gravitacin. La estructura de laestrella se derrumba y esto induce la explosin de la supernova. Este es el proceso que desencadena las supernovas de tipo II,tambin llamadas supernovas gravitatorias. Existen otros tipos de explosiones estelares cataclsmicas, tambin llamadas supernovastermonucleares, que se producen a travs de un mecanismo totalmente diferente, en concreto debido al intercambio de masa entreuna estrella normal y una enana blanca que orbita a su alrededor. Las ms importantes de las supernovas termonucleares son lasconocidas como de tipo Ia. Hay que subrayar el hecho de que las estrellas, en el curso de su vida normal, solo llegan a sintetizar los

elementos qumicos ms ligeros que el hierro o el nquel. Todos los dems se generan en el curso de las explosiones de supernovas. Deah su importancia crucial para la evolucin qumica del Universo.


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Panel 32 Las estrellas como el Sol mueren de forma tranquila

En la nebulosa planetaria Hlice se aprecia la envoltura gaseosa resplandeciente ytenue que expulsan las estrellas semejantes al Sol al final de su existencia. Lasestrellas como la nuestra mueren de forma tranquila devolviendo al mediointerestelar parte del material que conform su interior.

Panel 33 Otras estrellas mueren en explosiones cataclsmicas

Al Sol le espera un final tranquilo, pero existen otras estrellas que mueren enexplosiones cataclsmicas o supernovas. Algunas explosiones de supernovas dejan trasde s objetos compactos llamados estrellas de neutrones. La energa emitida por laestrella de neutrones que hay en el centro de la nebulosa del Cangrejo hace que elgas nebular emita adems de luz, ondas de radio. Estas explosiones esparcen a gran

velocidad por el espacio interestelar elementos qumicos pesados creados a partir delhidrgeno a lo largo de la vida de la estrella.


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Panel 34 Las muertes estelares enriquecen el Universo con elementos pesados

Las explosiones estelares son el nico medio del que dispone el Universo paragenerar muchos de los elementos qumicos necesarios para la vida. La nebulosaG292.0+1.8 se form en una explosin de supernova cercana hace unos miles deaos. En la supernova de Tycho se ve cmo el material se encuentra en expansin yse est mezclando con el medio interestelar para en el futuro formar parte de otrasnebulosas.

Panel 35 Las estrellas aportan al Cosmos los elementos necesarios para la vida

Los materiales expulsados por las estrellas al final de sus vidas se incorporan a las

nebulosas interestelares y nutren la formacin de nuevas generaciones de estrellas yplanetas. Las estrellas aportan al Cosmos los elementos necesarios para la vida. Lasnuevas generaciones estelares surgen a partir del material enriquecido en elementosqumicos pesados generados por estrellas que existieron y desaparecieron. En lanebulosa Trompa de Elefante puedes ver un fragmento nebular pequeo y brillantedentro de su regin ms oscura. Se trata de una estrella recin nacida.


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5.8 El eterno retorno

Paneles 36, 37, 38, 39, 40

Despus de la visin en detalle de la produccin de elementos qumicos en las estrellas ysu difusin por el Universo, el punto de vista se aleja para mostrar que los procesos denacimiento (y, por tanto, muerte) de las estrellas se mantienen activos en el Universoactual a las mayores escalas. Los procesos que han dado lugar a la aparicin del Sol, los

planetas y la vida se estn produciendo ahora, y lo seguirn haciendo, a todo lo ancho ylargo de un Universo cuya vastedad supera la capacidad de la imaginacin.

La formacin y muerte de estrellas y planetas se mantiene activa en nuestra Galaxiay en otras, como en la galaxia del Tringulo (panel 36). Esta es una galaxia espiralcon los brazos tachonados de nebulosas rosadas que emiten luz con el colorcaracterstico del hidrgeno ionizado21, el signo ms destacado de que se estnformando estrellas en la actualidad. Esta galaxia es la tercera ms grande del Grupo

Local.La mayor parte de las galaxias vive en comunidades, lo que provoca colisiones entreellas que dan lugar a formas espectaculares. La formacin estelar es ms intensa engalaxias que colisionan. En la imagen puedes ver dos galaxias denominadas LasAntenas, en pleno proceso de colisin (panel 37). El choque violento de las masasnebulosas de los dos sistemas estelares comprime el gas e induce episodios intensosde formacin de estrellas. En un futuro remoto nuestra Galaxia chocar con lagalaxia de Andrmeda22.

A lo largo de la exposicin hemos recorrido los procesos de formacin de estrellas,generacin de elementos qumicos pesados, su difusin por el espacio y el retorno de

21Las nebulosas de hidrgeno ionizado ya han aparecido a lo largo de la exposicin, con sus formas imposibles y sus tonalidadescaractersticas rosadas y rojizas. En otras galaxias se aprecian tambin estas nebulosidades rosadas, lo cual indica que en esos lugaresse desarrolla en estos momentos una intensa formacin estelar. Hay incluso galaxias que experimentan episodios violentos deformacin estelar (las galaxias con formacin estelar eruptiva, o starburst galaxies). El ritmo de formacin estelar en nuestra Galaxia

es algo menos intenso que en la galaxia del Tringulo.22Una colisin de galaxias evoca una catstrofe de proporciones apocalpticas. Sin embargo, la situacin no es tan grave como pudieraparecer en un principio. Cuando dos galaxias chocan, sus estrellas se entrecruzan como los naipes al barajar un mazo de cartas: jamsllega a producirse una colisin frontal entre estrellas, porque las estrellas son muy pequeas comparadas con las distancias que lasseparan, incluso en las zonas ms densas de cualquier galaxia. El panorama es diferente en lo que respecta al gas. Las nubes de gas sposeen dimensiones grandes comparadas con las distancias que median entre ellas, de modo que en una colisin de galaxias esinevitable que se produzcan choques frontales, violentsimos, entre masas nebulosas. Estos choques implican la condensacin ycalentamiento de los gases, y este proceso induce la formacin estelar a gran escala. Cuando dos galaxias chocan, una proporcin muygrande del gas y el polvo que contienen se colapsan y se convierten en estrellas. De ah que las galaxias en colisin (como el ejemplode Las Antenas) exhiban regiones de hidrgeno ionizado extensas y muy brillantes. Faltan miles de millones de aos para que nuestraGalaxia choque con la de Andrmeda. Cuando esto suceda al Sol no le ocurrir nada malo (si es que an existe para entonces), perolos cielos de los mundos que pueblan nuestra Galaxia se llenarn del resplandor rosado de las nebulosas de hidrgeno ionizado, y laformacin acelerada de estrellas masivas encender los cielos con frecuentes explosiones de supernova.


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ese material a las nebulosas a partir de las que se formarn nuevas estrellas yplanetas en el futuro. Este ciclo, una especie de eterno retorno qumico a escalaastronmica, se produce en todo el Cosmos a gran escala. La inmensa cantidad deestrellas que pueblan nuestra Galaxia da una medida de la eficacia de estos procesos

(panel 38). Otras galaxias son semejantes a la nuestra, y se conocen cientos de milesde millones de ellas en el Universo observable. La imagen captada por el Hubble(panel 39) nos puede dar una idea de la inmensidad insondable que la astronomamoderna nos ha desvelado a lo largo de los cuatrocientos aos trascurridos desde elprimer uso del telescopio. Ahora vemos el Universo de otro modo y, por lo tanto,entendemos nuestro lugar en l de una manera distinta: entendemos laextraordinaria pequeez de nuestro mundo en un Cosmos antiguo y enorme, ycomprendemos que la materia que nos conforma y la energa que nos impulsa sonproducto de las estrellas. Habitamos un planeta cualquiera en una inmensidad quizinfinita (panel 40) de mundos en evolucin.

Panel 36 La formacin estelar se mantiene activa en nuestra Galaxia y en otras

La formacin estelar se mantiene activa en nuestra Galaxia y en otras. En la galaxiadel Tringulo, existen indicios de formacin estelar. Es una galaxia espiral con losbrazos tachonados de nebulosas rosadas que emiten luz con el color caractersticodel hidrgeno ionizado, el signo ms destacado de que se estn formando estrellas enla actualidad. Esta galaxia es la tercera ms grande del Grupo Local.

Panel 37 La formacin estelar es ms intensa en las galaxias que colisionan

Cuando las galaxias colisionan se desencadena una formacin estelar intensa. Estehecho lo puedes ver en dos galaxias denominadas Las Antenas, en pleno proceso decolisin. El choque violento de las masas nebulosas de los dos sistemas estelarescomprime el gas e induce episodios intensos de formacin de estrellas. En un futuroremoto nuestra Galaxia chocar con la galaxia de Andrmeda.


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Panel 38 Cada galaxia contiene una multitud inmensa de estrellas

En la imagen puedes contemplar el centro de nuestra Galaxia visto con luz infrarroja.Aparece ms de un milln de estrellas. Se estima que hay varios cientos de miles demillones de astros en nuestra Galaxia.

Panel 39 Hay cientos de miles de millones de galaxias en el Universo observable

El telescopio espacial Hubble capt objetos cien millones de veces ms dbiles que laestrella ms tenue perceptible a simple vista. En la imagen hay ms de 10 000objetos, lo que nos da una idea de los cientos de miles de millones de galaxias queexisten en nuestro Universo.

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Al mirar el cmulo globular omega Centauri puedes hacerte una idea de la grandezadel Cosmos. Hay, por lo tanto, soles innumerables y tierras infinitas que giran porigual en torno a aquellos soles, tal y como vemos a estas girar en torno a este solcercano a nosotros, como afirm Giordano Bruno en su obra Del infinito: el

Universo y los mundos.

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