 que pepía funció, buenos dias, e nada, encantada de estar aquí. Estás viviendo un pouco deste tema que é o meu tema de investigación e que me encanta e ao que me he dedicado nos últimos 25 anos, a parte de que fui astronoma aficionada, entonces lo de mirar las estrellas lo hecho desde que era, casi como o suyo, así que, bueno... Está bien de... É que, claro, non se ois e se nota tan raro que... Bueno, entonces, vamos a empezar. Quando salimos a ver el cielo en un lugar despejado, no, como mañana pueden tener, e sobretodo sinón de luna, mañana no tendremos esa suerte, pero bueno, en lugar despejado, sin luna, oscuro, vemos algo así, vemos un cielo así, no, e agora sabemos que todas esas estrellas que vemos son estrellas de nuestra propia galaxia e que, en el universo, hay muchas galaxias parecidas a las nostras, oces máis pequeñas, oces máis grandes, no, pero este conocimiento realmente é algo bastante reciente, hace menos de 100 años, todavía no teníamos esta nocia, es decir, hace un poquito menos de 100 años hubo un... lo que se llamó el gran debate sobre a naturaleza de las nebulosas espirales e o tamaño del universo, que, bueno, foi un debate que se realizou en un lugar importante, en Washington, e que en el que os contendientes fueron estos dos señores, Herbert Curtis e Carlos Shapley, porque ellos veían, o sea, cada uno de ellos ya había grandes telescopios en esa época, no, como nos de agora, pero bastante grandes, e quando apuntaban el telescopio al cielo, además de las estrellas, veían otros objetos, como estas nebulosas, algo que non eran estrellas, cúmulos, e no sabían realmente se os objetos quán lejos estaban. Tenían la noción de que vivíamos en una galaxia, en un conjunto de estrellas, pero no estava claro se estes objetos formaban parte de nuestra propia galaxia, o eran objetos mucho máis distantes, no. E este señor, este astronoma de conservatori, mantenía que estas nebulosas espirales, que ele observaba con su telescopio, eran galaxias como la nuestra, que estaban extremadamente lejos. Mientras que este outro señor, Carlos Shapley, que foi alguien muy importante en el estudio de la Bialatia, es decir, dos astronomos realmente importantes en su época, mantenía que las nebulosas espirales en realidad son pequeños objetos que pertenecían a nuestra propia Bialatia. Entonces, en ese momento realmente estaban en esta dicrotomía que tenías os argumentos para mantener que era una o outra realidad. La clave de esto era realmente poder medir la distancia a esos objetos, no. E eso era lo importante. E a posibilidad de medir esa distancia abrió esta señora, Enrieta Levitt, que estudiaba estrellas que variaban en estrellas a plagas fototográficas e en ella descubrió estrellas que variaban. E variaban de tal manera que a luz de la estrella variaba con o tempo, isto é o tempo, isto é o luz. E, además, quanto máis brillante era a estrella, máis largo era o período. O período é o... Es decir, estas estrellas periódicas que brillan lo mismo e repiten, repiten, repiten o patrón de brillo. Então, o período seria o tempo que pasa entre dos máximos, entre doblocaciones en las que brillan lo máximo. Então, já se dio cuenta que a luminosidad de la estrella era proporcional ao período, no, con lo cual, eso dava unha ideia de la luminosidad relativa de las estrellas entre sí, no. Pero, claro, como non sabia que distancia estava o objeto, non sabia tampoco la luminosidad real que tenían esas estrellas, no. Pero, isto foi clave, no. Isto foi porque ya estábamos observando estas estrellas en una galaxia ao lado de la charla, que era a pequena nube de magallanes en la que está suficientemente lejos para que todas as estrellas se puedan considerar que estará na mesma distancia de nosotros. Un año... Un año despues, Hexprun, que es outro gastronómico bastante famoso, determinó a distancia de unas pocas feidas, unas pocas de esas estrellas e, a partir de eso, se pudo calibrar esta la ración porque dado un periodo que eso se podia medir independientemente da distancia, dado un periodo de variación de la estrella a luminosidad que tenía real e comparando esa luminosidad real con a luminosidad aparente, se pode deducir la distancia. Então, gracias a esto un par de años despues de ese gran debate Edwin Hubble e Milton Jumason usando el telescopio dos metros e medio de Monte Wilson na California, lograron medir una estrella acefeida unpe conocer una estrella que variaba de esa manera con ese patrón de brillo de variación de brillo identificaron que era una estrella de este tipo en una de esas nebulosas espirales que era la galaxia de Andromeda que es la galaxia espiral mástercana e a partir de esta imagem desde o vego no es la que tomaron ellos eles lo venían con una foto tomada con placas fotográficas e usales de telescopio e identificaron estrellas dentro de la galaxia Andromeda e dedujeron que su distancia eran 900 mil años luz que era muchísimo maior que el tamaño que se había calculado para nuestra galaxia entonces eso se derivaba que efectivamente esas nebulosas formaban parte eran objetos probablemente como nuestra propia galaxia que estaban muchísimo más lejos e bueno, esta es una imagen tomada por el telescopio espacial Hubble que se nombró en honora a este astróno e una de las cosas que se hizo e esta foi una nota de prensa deste telescopio foi observar esa primera variable la estrella variable número 1 de la constellación de Andromeda de la galaxia Andromeda e se determinó ese brillo e mejorno foi unas situaciones un pouco histórica entiendo, pero aún así pues era importante observarla e bueno, volvemos a lo que vemos en el cielo e se nuestra galaxia tiene esa forma de una nebulosa que está aí como es que vemos esa distribución de estrella en el cielo e entonces para ello trajeo una pizza porque ayer le pedía a Daniel que como les decía a ellas, es un espécimen que se casé con los suyos solo un año maior e le pedi, miga a ver que podiamos convertir un año luz para convertir a galaxia en algo cotidiano e se se convierte un año en luz en una micra nos sale unha ensaimada xo 10 centímetros isto é un pouco má grande se convertiamos un año luz en una micra unha micra é o tamaño de una bacteria apenas este seria la dialáxia e xoo Vamos imaginar que o sol é un granito, un granito de orégano neste caso, que está metido como a mitad del disco, no? E está, máso o menos, a 25 anos luz, do centro da galáxia, e está metido aí. Então, desde o sol, que é onde nós estamos, desde a tierra, miramos ásí arriba, o miramos ásí abajo, vemos harina e queso e todo el rollo, pero vemos poquito e poca capa. En cambio, quando miramos, o bien ásí al centro de la pizza, o bien todo alrededor, pero en el plano de la pizza, hay mucha profundidad de masa, vale? E eso é o que pasa quando, es decir, quando estamos mirando, nuestra galáxia seria algo ásí, vale? La pizza. Temos la pizza aquí e o sol está máso o menos aí, vale? En una distancia así. Então, quando miramos ásí adentro, vemos muchísimas estrellas e vemos el centro de la vialáctea, estamos viviendo el centro de la vialáctea. É un á foto, nunca seria ásí á simple vista, vale? Pó simplemente podían nácer un á foto así, en el tegué de mañana. Quando miramos ásí arriba, o que se estava diciendo, hay muy poquita capa de estrellas, no? Então, o que vemos é estrellas, pero no vemos, no estamos mirando la vialáctea. E quando nos damos toda a la vuelta, que os decía antes, no? Alrededor nuestro, pero en el plano de la pizza, pues vemos toda la vialáctea, vale? É una vista panorámica de nuestra propia galáxia, obtenida a lo largo de todo un año, no? Haciendo un montón de imágenes. Entonces, el plano de la vialáctea, é esto, esto por aquí también é vialáctea. Todo é vialáctea, todo é nuestra galáxia, no? Pero aquí é onde, quando estamos mirando, hacía el centro, o hacía el plano, e aqui, cuando estamos mirando, hacía arriba o hacía abajo. E como ven, incluso desde nuestra propia galáxia, podemos obtener una imagen de nós mesmos, estando dentro, que se parece un pouco, que nos puede recordar como seria se daviéramos desde afuera. E, entonces, bueno, les cuento un poco como nombramos las diferentes partes de nuestra galáxia, no? Hay que nombrar las cosas. Entonces, ese plano, se la viramos de canto, se la viramos como esta outra galáxia que estávamos vindo de canto, veríamos, bueno, el disco de la vialáctea, que é un disco fino, un disco delgado, donde hay la maior parte de las estes, donde se están formando las estes actualmente, donde hay mucho polvo, y donde se están formando los elementos químicos, el disco grueso, que é má grueso, e ya é algo má fósil, es decir, se supone que no, parece que é viejo, aún está bastante controversido que distribución de edades tendrían las estrellas aí, pero en ello estamos. El halo, que seria la componente máis vieja de la galáxia, en donde hay co-globulares, que son objetos que han formado estrellas, en su momento, fueron nubes de gas, que formaron estrellas todas a la vez, por tanto, todos tienen muy aproximadamente na mesma edad, na mesma composición química. A galáxia rota, estaría rotando así, en el plano, o sea, a pizza estaría rotando así. Que má, el centro galáx, el centro galáctico, el bulbo, en el centro de la galáxia se supone que habría un gelo negro supervasivo, de eso les va a hablar, yo creo bastante la siguiente ponente. E bueno, eso basicamente, entonces, el tamaño total de la galáxia, o sea, el diámetro aproximadamente serán unos 100 años luz, vale? 100 mil, eso, 100 mil años, 100 mil años luz, que serían eso, 10 centímetros en el paso de una micro, un año luz, pero resulta que son 10 centímetros. E se la vemos, es de arriba, entonces vemos una galáxia espiral preciosa, con seu bulbo, no, con el núcleo onde se supone que está o gelo negro, con brazos espirales, que son los que estarían en ese disco e donde se forman todas estas estellas grillates son porque son estellas jóvenes, masivas, que se han formado recientemente e que, e las nubes de gas, de las que se han formado, e las nubes de polvo, vale? El polvo sería lo que producen las estellas cuando ya se mueden, digamos, e todo eso se va a elaborar mucho mejor en las charlas que viene más adelante. E, bueno, las regiones de formación estelar son muchas de las imágenes espectaculares que se vende o cielo, pues son las regiones de formación estelar, porque, bueno, ahí están las estellitas que se han formado e que las iluminan e forman formas muy bonitas, el sistema solar que estaría más o menos a 24 años ou años luz al centro de la galaxia 24-25 vale? Estaremos por aquí e, bueno, esta es nuestra casa, vale? E, bueno, e non todas las galaxias son espirales, hay galaxias de muchos tipos morfológicos, de muchas formas, galaxias que se llaman elípticas o lenticulares, que son mucho más amorfas que no tienen maratazos espirales, que son más como un esferóide, no, un globo, e lo que estaría a secuencia de las galaxias con barra, que es, en esta forma, en el centro ha sido de barra, no, con barra o sin barra e las galaxias de regulares, e luego galaxias de nanas que en esta escala de luznes e que nas veríamos, no, esa es o alco que se llaman a secuencia de Jabel, Jabel hizo muchas cosas, parece, o por lo menos eso decía él, hay quien dice que Jabel en realidad no hizo tanto, que tenia, que era como muy, que le gustaba aparentar, pero trajo la cianotros, bueno, en realidad esta secuencia no es para nada una secuencia evolutiva realmente, no es que en algún momento quizás se pensou que las galaxias evolucionaban un pouco en este sentido, de hecho, todavía se les llama estas galaxias de tipo temprano e estas de tipo tardío, pero en realidad no hay una secuencia evolutiva, simplemente cada una ha evolucionado de manera a súa manera diferente, no, e outra cosa son las masas de las galaxias, o sea, pueden variar en un factor pues, pues, 7, no, las más pequeñitas pueden tener del orden de un millón de estrellas, vale, como serían estas, incluso menos, tenemos outras más pequeñitas que esta que serían pues 100 mil estrellas, por exemplo, esta es una galaxia anana, esta es la noe grande de Magallanes que tendría mil millones de estrellas, esta es una galaxia parecida a la nuestra, 100 mil millones de estrellas e esta pues una galaxia más masivas que conocemos, e las galaxias tampoco se distribuyen en el espacio de cualquier manera, no, se agrupan en cúmulos, en filamentos, luego hay zonas más vacías de galaxias, no, este seria o modelo de galaxias de Virgo, que son modelos más cercanos e bueno, ven que hay un montón de galaxias de todos os tipos por aquí dentro, luego a otras escalas hay grupos de galaxias, este es un grupo pues bastante con las galaxias bastantes separaditas entre sí, nos están molestando mucho las unas de las otras, este seria outro ejemplo de grupo de galaxias que es mucho más compacto que las galaxias que están, perdón, que es tan compacto que las galaxias están realmente interaccionando entre sí y haciéndose un desastre a una, a la sota realmente, no y formando un montón de estrellas y con mucha actividad e bueno, este se llama el Quinteto de Stefan por cierto, en la charla que les van a pasar les van a pasar esta misma charla y en las anotaciones del Power Point pues hay un montón he puesto más información he puesto links un poco más de información y luego nosotros nuestro galaxia nuestro grupo de galaxias en una zona que se llama el vacío un poco el vacío local porque estamos en una zona como muy tranquila con muy pocas galaxias con muy poca masa una zona local que que ocupa unos 200 millones de años luz de tamaño que esto dijimos que seria 200 metros 200 millones de años sí, 2 millones de... no, 20 metros, no, como era? 200 metros, sí un millón de años luz es un metro, sí un millón de años luz es un metro entonces esto seria como 200 metros nuestra esa zona local con un montón de galaxias ahí vale e nuestro grupo local no con un diámetro de los 9 millones de años luz o sea 9 metros pensando que las galaxias grandes fueran del tamaño de una pizza pequeña vale non es ahí nada entonces nuestro grupo local lo componen dos galaxias grandes como la nuestra una de ellas es la Via Láctea la galaxia Andrómeda separadas unos 2,5 millones de años luz que serían 2,5 metros en esta escala realmente no están tan separadas bueno, creo que Alfreight en algún momento les hizo el símil del el sistema solar y como están separados los planetas cuando hicimos este cálculo me sorprendió me imaginaba que me esperaba que fueran separadas pero no realmente es así lo que sí que dentro de la propia galaxia es prácticamente espacio vacío bueno, total que tenemos las 2 galaxias grandes cada una de ellas tiene un montón de galaxias a su alrededor en particular la Via Láctea tiene 2 galaxias satélites que son las nubes de magallanes que estarían como a unos 15 centímetros tenia neste tamañito y luego hay un montón de galaxias también como flotando por el grupo local máas máas pequeñitas también o sea digamos que cada una de estas galaxias tiene su grupo de galaxias máas lo menos grande unas 50 galaxias a lo mejor alrededor todas ellas muy pequeñitas vale y luego pues habrá outra 20 outra intera pues flotando por aquí que sepamos porque realmente ah bueno aquí había aquí había traído vamos a ver se lo se hacer un animación de como de como sería el grupo local en tres dimensiones esta seria nuestra propia galaxia con las nubes de magallanes y su sistema de satélites esta seria la galaxia de Andrómeda también con su grupo de satélites con su galaxia cerprana que se llama de 33 e esta seria un pouco pues las distancias en el grupo local el tamaño del grupo local e estos son por fotitos de esas galaxias que estoy diciendo no la vía láctea por un lado con las dos nubes de magallanes que serían las galaxias satélites máas grandes que tiene actualmente realmente sabemos que no han sido satélites durante toda a historia de la galaxia sino que realmente parece que están llegando justo ahora que estaban mucho más lejos están empezando a entrar en nuestro sistema la galaxia de Andrómeda que también tiene sus galaxias satélites grandes como m33 o m32 m32 quando digo m33 significa el catálogo el número la galaxia número 33 del catálogo de Mesiel que foi un astrónomo que en realidad o que ele se dedicaba era buscar cometas con su telescopio e tenia estas nebulosas que estaban sempre en el mismo sitio pero que le molestaban porque las confundía con cometas e entonces nadas dijo vos voy a hacer un catálogo para que así quando me las encuentre ya sepa que esa nois un cometa e entonces hizo o catálogo e todos muchos dos objetos astrónómicos tienen ese tipo de nombres m33 ngc que es new general catálogo tanto entonces son nombres poco digamos poco atractivos pero bueno eso es m33 m32 son estas galaxias aquí e además de estos dos grupos de galaxias unas bueno estas galaxias que son máso o menos grandes habría unas 70 o ya quizá vamos por 100 porque estamos discutiendo muchísimo ultimamente galaxias menos brilhantes de pues de 100 millones de luminosidades solares máso o menos no algunas de ellas tienen gas e están formando estrellas actualmente e las llamamos galaxias regulares e regulares simplemente porque como tienen gas e están formando estrellas pues tienen como grumitos de formación estelar e antes de que las hacin parecer pues eso unas cosa todo irregular en cambio nobo están las galaxias enanas sin gas que son galaxias que ya han dejado formar estrellas hace mucho tiempo e todas las vemos como manchitas de luz sem demasiado e bastante regular no bastante regulares pero irales ronditas etc e unas galaxias ultra débiles que las estamos discutiendo desde hace quizá 10 años oasí que son extremadamente débiles que prácticamente 100 mil soles oasí e como digo pues estamos descubriendo muchísimas muchísimas galaxias este es el número de galaxias en función del año e como venas a partir del año alrededor del año 2000 hace unos 10 o 15 años empezamos a descubrir un montón de galaxias pequeñas gracias a cartografiados del cielo muy profundos que nos permiten descubrir estas galaxias tan pequeñitas vale que más entonces ahora como el cielo es tan bonito tan fotogénico pues voy a mostrarles unas cuantas fotos destas galaxias realmente algunas de ellas del grupo local la galaxia andrómeda por ejemplo con uns prismáticos la podemos ver eu quando era mirada con uns prismáticos pues me recuerda como se fuera el capulito de un gusano de seda se ve unas cositas bonita e como ven aquí está un cometa e la galaxia andrómeda ven que efectivamente el señor mesier pues tenía razón en tener que classificarlas porque bueno un pouco se parece entonces bueno esto es ya prácticamente a simple vista en una noche muy oscura se podia llegar a ver así pero pero no la llegamos a ver o se esto seria ya tomando una foto con una cámara normal como ven esto quizá seria como la veríamos con uns prismáticos un poquito más ampliada pero a ver con unos prismáticos e una foto porque el ojo na cúmula luz una cámara fotografica cúmula luz durante un tiempo entonces así es como se vería con una foto pues a través de un pequeñísimo telescópio un telescópio a lo mejor e así es como la vemos pues tam bien con un xixiánico un telescópio xixi con un telescópio un telescópio pero teniendo mucho má rato de exposición e estas dos son pues dos de la galaxia satélite esta seria creo que 32 e esta no sé cual una de las galaxias satélites que tiene ngc 185 probablemente esta seria la galaxia andrómeda o outro galaxia grande o que he dicho agora e estas serían nuestras vecinas que estas sí se ven muy bien a simple vista desde o hemisferio sur parecen unha nube e de hecho se llaman las nubes de magallanes las nubes grandes de magallanes las nubes vecinas de magallanes porque aparentemente fue magallanes al dar al irse por primera vez a hemisferio sur que descubrió estas galaxias e bueno este es la cúmula de uno dos oses eservatorios do hemisferio sur aqui unha foto má aumentada de de la nubes grandes de magallanes que es una galaxia que esta formando un montón de estrellas que tiene regiones de formación estelar moi potentes ayer un compañero dava una charla sobre a nubes grandes de magallanes e contaba que esta region de formación estelar que es una de a máis intensa del grupo local se la vieramos en el cielo haría sombra realmente e es algo bastante impresionante la nube pequena de magallanes este es un cúmulo o cúmulo de nuestra propia galaxia o que les decían de estas agrupaciones estrellas que serían todas de la misma que se habría formado de una nube de gas e tentean por lo tanto todas la misma edad e la misma composición química muy aproximadamente estas M33 me siga 33 que sia unha satélite de andrómeda bem que es unha galaxia espiral que también está formando un montón de estrellas e vemos por aqui el gas etc. ngc62822 esta es la galaxia sobre la que hizo mitesis me pasé seis años estudiando este bicho e o que quedaba por acer e esta es la galaxia es feroidad de escultor bem que esta es como máis irregular tiene por aqui historias e en cambio esta es como un globulo de estrellas sin más e este e este es el diálogo color magnitud a ver estas galaxias e son tan cercanas que a ventaja que tienen e realmente podemos observar sus estrellas unha unha non todas non todas las estrellas porque las muy débil e pues non las llegamos a ver pero podemos observar sus estrellas e podemos medir quanto brillan e o color que tienen e a traves de esta información hacemos o que se llamo un diagrama color magnitud aqui tendríamos el color que tendríamos la magnitud la magnitud es la luminosidad de la estrella en unas unidades muy raras pero nos indica la luminosidad de la estrella e agora e esta es unha pequena animación que hizo un colega del Space Telescope Science Institute que muesta muy bien como creamos un diagrama color magnitud e bueno e isto funciona así este seria unha observación hecha con el telescopio espacial Hubble de uno de los globulares posiblemente el que hemos visto en la imagen de la nube pequena de magallanes e las imágenes no es como con las cámaras que tenemos que se toman imágenes en color nosotros no lo hacemos así o que hacemos es que toman tomamos imágenes en blanco e negro pero cada una de ellas se toma con un filtro diferente que deja pasar máis un color u otro el rango de longitud des de onda que deja pasar ese filtro entonces o que hacemos es isto es unha imagen de la zona central de este cúmbulo globular e vemos que hay estrellas rojas e estrellas azules e como se ha hecho es que se ha tomado unha imagen roja en un filtro que se llama F814W e este filtro solo ve la luz roja vale entonces deja pasar la luz de las estrellas rojas luego se tomo unha imagen en un filtro azul que en realidad es bueno aquí lo han representado en verde pero es un filtro de la zona azul del espectro que deja pasar solo luz azul e luego se tomo outra imagen en un filtro ultravioleta o que deja pasar luz muy azul muy en el rango azul del espectro que bueno es outro filtro un otro nombre raro entonces cuando combinamos estas tres imágenes nos sale una imagen en color e los colores son tan extremos porque las estrellas rojas prácticamente no dejan pasar luz azul e as estrellas azules prácticamente no dejan pasar luz roja e e en un cúmulo globular hay estrellas muy rojas algunas son muy muy rojas muy brillantes son muy azules muy brillantes e lo vai muchas más que son las que tienen colores blanquitos que lemos aquí e entonces como claro isto no tenemos que estudiar de una forma cuantitativa e ademas nos gusta muito clasificar las cosas pues lo que hacemos es que las ordenamos primeiro en color e vamos poniendo todas las rojas en un lado e todas las azules en el otro lado e quando ya las tenemos organizadas en color pues ahora ponemos todas las brillantes arriba e todas las débiles abajo e assim nos sale un diagrama color magnitud que es lo que les estaba enseñando antes e entonces en este diagrama color magnitud bueno, podia haber ocurrido que vale sí poníamos las brillantes arriba las débiles abajo pero que hubiera estado todo lleno de estrellas e en realidad no en realidad tiene unas secuencias moi de piel definidas e entonces estas secuencias e claro llevaron a la pregunta e isto que es e porque tenemos estas secuencias isto tiene que tener un significado físico de algún tipo e entonces isto llevo a tratar de entender porque las estrellas estaban ahí e eso te senía de ver posiblemente que las estrellas evolucionaban que no siempre estaban igual e entonces nada lo que hemos descubierto e isto también en los últimos prácticamente 60 años no, es algo que sepamos desde hace mucho tiempo e la teoría de evolución estelar nos ha hecho comprender que esta secuencia a la que llamamos secuencia principal porque es donde están a maior parte de las estrellas esta secuencia tiene es una secuencia de masa las estrellas no es que evolucionen de aquí para ya e de allá para cá simplemente es una secuencia de masa las estrellas más masivas son más brillantes e están bueno, son más brillantes e por lo tanto están en esta parte que hemos dicho que era las estrellas más brillantes arriba e en la parte de abajo están las estrellas menos masivas las estrellas masivas evolucionan quanto más masa tiene una estrella más rápido evoluciona no es porque no porque tenga más masa tiene más tiempo para evolucionar no, se tiene más masa se la gasta má rápido e evoluciona má rápido e quando va evolucionando o sea va a ver sí, outro detalle donde máas estrellas tenemos en el diagrama es en esta zona que es la secuencia principal e eso es porque las estrellas a maior parte de la energia obtienen de fusionar hidrógeno a hélio transformar hidrógeno en hélio e eso es o que hacen mientras está na secuencia principal e eso es o que están haciendo estas estrellas e ese es o maior combustible que tiene e entonces onde se pasa na maior parte del tiempo na secuencia principal e quando ya se les va acabando el hidrógeno en el núcleo entonces empiezan a quemar hidrógeno en una capa e se empiezan la forma de la estrella la estructura de la estrella se reorganiza e se va moviendo la estrella e se movería de aquí hacia lo que se llaman estrellas e posteriormente se que a estrella ida subiendo por aquí ida haciéndose cada vez máis brillante e máis roja a medida que esa capa onde está quemando o hidrógeno va cambiando de estructura a estrella va subiendo por la rama de hélio antes llega un momento que esa capa de hidrógeno que está quemando que se está que se está en el hélio todo isto va haciéndose que ese núcleo de hélio primer xe que va el hidrógeno en el núcleo se convertía en el hélio luego en una capa y eso hace que el núcleo cada vez sea máis grande núcleo de hélios cada vez máis grande Cuando é suficientemente grande então es capaz a estrella de empezar a quemar ese hélio en el núcleo e isso ocurre en este punto cuando o que está e empieza a quemar el núcleo pungo salta a rama horizontal que llama simplemente porque é horizontal. Somos muy pocos imaginativos e aquí as estrellas lo que hacen é estar quemando hélio en el núcleo, vale? Hay muchas menos estrellas aquí que aquí porque el hélio é un combustible que le dura mucho menos a las estrellas e lo gasta en seguida e entonces realmente pues hay pocas estrellas que estén haciendo éso, né? Apesar de que todas pasan por esa fase o que pasa é que se queda muy pouco tiempo. A ver, qué máis. Esto já lo expliquei, tú tú tú bueno quizá todo a todo explicado, paso a paso, o que estábamos explicando yo vale? E aí tenemos de nuevo. De esta imagem hemos hecho esto toto indica que quando nós vamos a unha galaxia, o cúmulo, o que sea pues así é como hacemos para estudiarlo, lo hacemos de esta maneira coxecamos las estrellas, de una forma máis quantitativa porque claro aquí ya podemos medir pues a temperatura que tienen, podemos comparar o modo de evolución estelar etcétera e é o que voy a explicar un poquitito agora, né? Entonces, o que estábamos hablando, já me han comentado que habían estado hablando de evolución estelar, pero posiblemente fuera de manera un pouco diferente, con o cual quizá non me repito demasiado. Bueno, no será mucho rato de todas maneras. Entonces, para calcular evolución estelar, eso ya é un modelos en el ordenador, vale? E se parte de la física, el conocimiento físico que tenemos, la información que disponemos, de cuánta energia se produce cuando dos ádemos de hidrógeno se fusionan e se conviden en helio, las expresiones que se generan de esa manera etcétera. O sé, todo el conocimiento de la física, de físico, lo utilizamos para intentar entender como evolucionar as estrelas. Entonces, típicamente, o bueno, en el ordenador, dices, bueno, pues venga, se tuviera una masa solar de hidrógeno, como evolucionaria? O como, se tuviera una de diez masas, como evolucionaria? E eso é o que llamamos trazas evolutivas, né? Aquí, en una traza evolutiva, o que nos dice é unha estrella de una determinada masa, por ejemplo, de dos masas solares, nos diría cuánto tiempo se pasa en la secuencia principal, que é esto de aquí, e que pasa quando va evolucionando, quando va a la rama de os gigantes, como quando va a la rama de gigantes, ou quando iría a la rama horizontal, etcétera. E aquí, o que tenemos en una traza evolutiva, son estrelas de unha misma masa e esto seria unha secuencia de tiempo, cuánto tiempo pasa en cada, o sé, aquí tendríamos tiempo asociado. Quanto tiempo ha pasado desde que empezó a quemar hidrógeno hasta que llega aquí. E esto é o que calculamos, né? Uniendo puntos de la misma edad en las trazas evolutivas, podemos calcular o que se llama unha isocrona. Unha isocrona seria líneas en las que las estrellas todas tienen la misma edad. Aqui todas as estrellas tendrían 10 mil millones de años, por exemplo, en esta de aquí. E o que cambia aquí, a lo largo de unha isocrona, é a masa de las estrellas, las que están más cerca de la secuencia principal tienen menos masa porque todavía están en la secuencia principal e las que ya han pasado un estadio posterior porque me ha evolucionado má rápido, es porque eran más masivas, esta é a herramienta, é como nossa regla de medir para medir las edad das estrellas, etc. E isto, todo isto, aqui está puesto en temperatura e en magnitud o luminosidad. Para nós, para mi, en particular da como io trabajo, é con color, el color de la estrella tiene que ver con su temperatura e a luminosidad é o outro vez. Então, em unha isocrona, es decir, em unha isocrona que eu, quando mido las estrellas en un cúmulo, en unha galaxia, dirextamente eu pudo por unha isocrona dentro, é como se pusiera mi metro dentro e o comparo. Então, aqui, por exemplo, esta é a observación de un cúmulo global, un cúmulo, no sé si, é incluso el que, creo que é o mesmo que molestado todo o rato hablando. Este é un cúmulo global, observado, estas são todas as suas estrellas e então eu aqui le he puesto unha isocrona dentro, unha isocrona que tendrá, pues mira, trececo a ver, no. Doce coma 4 gigaños, o sea, 12.400 millones de años e unha determinada metalicidad. Para os astrónomos, metalicidad, metal, todo o evento que não é nidro genorial e é un metal, vale? O metalicidad é a quantidade de metales dentro da estella. Quase todo é hidrógeno, como 20% o 25% é helio e todo o demás son metales, que serían, al mojo, un 2% o 3% dependendo da estrella. Entonces, aqui, este cúmulo, lo medimos, medimos el color, con os filtros, a luminosidade, isso é o que é explicado antes, ordenando por color, por luminosidade. Le ponemos unha isocrona encima de evolución estelar e, bueno, é impresionante o bien que reproduce toda a forma que observamos, porque a línea é totalmente teórica e os puntitos son observados, ou seja, que estamos entendendo bastante bien como evoluciona, ou seja, estamos entendendo bastante bien esa física e, a partir de aí, podemos determinar a edad que é o cúmulo e a quantidade de elementos químicos. Porque unha isocrona, dependiendo da edad, da isocrona, porque un objeto, un cúmulo, un galaxia é máis viejo, pues este cosa de aquí, que se llama turn-off, o punto de giro, se pone máis débil, quanto máis vieja é o objeto estelar, quanto tiene máis metales, se pone máis rojo, esta é a rama de gigantes, se pone máis roja e se tiene máis o menos elio, pues cambia onde está apuesta a secuencia principal, que é esto de aquí. Então, con esta información, con esta hora de medir, pues tenemos unha ideia de eso, de la edad, de la composición química que tiene o objeto. E podemos hacer máis todavía, es decir, esto era unha simple, unha isocrona, sencilla de unha edad e de una composición química. Podemos, gracias aos modelos de evolución estelar, calcular lo que llamamos diagramas color magnituds sintéticos, que seria, pues aquí está simulada la distribución de estrellas que eu tendría en un objeto que hubiera formado estrellas durante toda a vida del universo, con una determinada composición química, pero todas as edades. Entonces, aquí tengo en diferentes colores estrellas de diferentes edades. Vale. Toda esta zona é a secuencia principal. Las dias máis jóvenes son máis brillantes, porque recuerden que é máis hidrógero que consumir e se muere máis rápido. Estas e aquí pasan máis tiempo. Vale. Então, esse modelo, eu le hago una simulación de, porque claro, eu, quando eu mido algo, eu mido con un error. Então, para comparar-lo, primeiro eu tenho que simular os errores que eu he cometido ao hora de observar-lo, no, o ruído. E aquí seria, pues, ya simulándole esos errores. Então, o que eu me dedico é a sacar historias de formación estelar. Vale. Medir en una determinada galaxia, por exemplo, é esta. Hacer esos diagramas color magnitud, medir a luminosidade e o color de cada una das estrelas e, luego, comparar-lo con estes modelos de evolución estelar. O sea, comparo esta distribución de estrelas con a de uma distribución teórica. E, de esa maneira, posso saber, pudo, más o menos, no, quantitativamente. Obtenemos, bueno, quantas estrelas han formado em cada edad e em cada metalicidad. Sería como se, em un pueblo, e quanta gente de 30 anos, e aí pudías deducir, pues, parece que, en tal época, algo pasó, unha guerra, unha bruna o algo, porque no hay gente de esa edad. O solo hay homen, solo hay mujeres. E eso, também nos pude dar una pista de que foi o que pasó. Entonces, bueno, é, é, é, máso o menos, o, a mesma ideia. Vemos que poblaciones estelar tenemos e, a partir de aí, deducimos o que le ha podido pasar a esa galaxia. E, luego, já outro tema é que hace que unha galaxia tenga población joven e todavía tenga gas, e outra que aparentemente é igual, resulta que no, que no tiene, que ya no tiene, o sea, que sí, que todavía tiene un montón de gas, todavía está formando estrella e todavía. Entonces, ésta, é unha galaxia esferoidal, no, é una de las que les enséñalo antes, e tiene este, un diagrama color-manitudo, así que, quando lo comparo con ésto, con éste, veo que prácticamente no tiene, tiene muy pocas encerías por aquí arriba, todas as que tienes están por aquí debajo, no. E é un sistema, básicamente viejo, vale. En cambio, e outras galaxias, é un diagrama de la nube grande de Magallanes, e aquí veo, comparado con éste, ven que, que é esta sí tiene, toda esta parte joven, vale. Então, é esta é unha galaxia joven, que está formando estrella, de hecho, hemos dicho que tenia esa ración de formación estelar que era o máis grande de todo o grupo local, no. Vale. Entonces, vemos a historia evolutiva con muchísima precisión, que lo podemos hacer a partir de esa evolución estelar que como han visto, realmente, reproduce muy bien o que observamos, de uma forma casi bastante sorprendente, no. E, bueno, e diferentes galaxias, pues cada unha tiene sua própria historia, na verdade, que hay unha variedad enorme, e entonces, aí, bueno, é unha da mucha información de, bueno, ver esa galaxia onde está, tiene unha cerca, no, tiene unha cerca, é máis masiva, menos máisiva, de que depende que unha galaxia siga formando estrella e, en mi caso, pues como eu lo hago, e en muchas formas ya xer Mrs. Pero como eu lo hago, é sempre comparando con este tipo de, con esta información teórica. E, e eso, e o que, e ese censo que decía, bueno, a aquí o un pouco me repito un poquito pero, bueno, eu creo que es uses para realmente entenderlo. Lo que calculo ézo, no? Cuantas estreias se han formado, en este ge xería a la cantidad de estreia de xería que se han formado, en función del tiempo, no? Este sería o inicio del universo, esto seria ora e en función de la composición química, quantas estes já se han formado, en función del tiempo e de la composición química, este seria mi censo de ese objeto, pero ni siquiera el censo de lo que hay ahora, sino de lo que realmente se formou. É como decir, a ver, típicamente a gente se muere a los 80, pero a veces también a los 60, entonces teniendo máso-menos esa información, pudo dizer, ahora hay 10 personas 60 años, pero en su momento se tuvieron que haber nascido tanto tiempo, tenden que haber nascido 20, por lo menos, entonces, esto ya realmente tiene esta información de la cantidad de materia que se formou en ese momento. E ná, esto é o mesmo, simplemente, a cantidad de masa que se ha formado en función del tiempo e a cantidad de los metales, a composición química que tenían las estrellas a lo largo del tiempo, quando, ao principio de a evolución de la galaxia, tenían menos metales, porque los metales os han ido formando las propias estrellas e hacía final, pues, tienen máso. E esto é algo real. É un artículo que publicamos, pues, hace 4 años. É a investigación que estamos haciendo actualmente. E ná, esto é o mesmo, outra galaxia, e, a partir de aí, reconstruímos. Sabemos que estas estrellas, estas estrellas que tienen tan por aquí, é que tienen aproximadamente mil millones de años. E, además, as galaxias, dentro de ellas, cambia su historia de formación estelar. Estos son varios campos diferentes de la novia grande de Magallanes e vemos que, en la zona central, esta secuencia principal é mais extendida hacia arriba. En la zona central, a formación estelar está todavía aí, e, en cambio, se nos vamos a la parte de fora, ya no hay formación estelar ahora. Então, está bien porque ocurre eso, porque resulta que pasa éso. En otras galaxias parece que é ao revés, que donde hay formación estelar é na parte de fora e ya no en la de dentro. E, entender por que pasa todo éso, nos dá información de como e por que evolucionar as galaxias. E, para tener todos estos datos, para estudiar todo ésto, usamos telescopios. Então, en todo o grupo local, claro, también para cada galaxia, está o telescopio que le va mejor. Non para todas nos va bien el mismo telescopio. Para as galaxias máas cercanas a la vía láctea, como están cerca, las vemos mucho máas grandes, realmente en el cielo son grandes. Então, nos interesa un telescopio de tierra que tienen detectores bastantes grandes que poden observar, a la vez, unha zona grande del cielo. E, como está bastante cerca, pues bueno, tan pouco, aunque no lleguemos, aunque no lleguemos a mes de estelas tan tan tan débeles, no pasa nada porque estela de unha misma luminosidad intrínseca pues la vemos máis brilhante en las galaxias cercanas. Para as satélites de la vía láctea, realmente lo que mejor nos va son los telescopios de tierra, como los que van a ver en el tede, como los que tenemos en la palma, eso nos va muy bien. En cambio, quando nos vamos al resto del grupo local para obtener éste tipo de datos, realmente lo que necesitamos é un telescopio en el espacio. La razón de ésto é que, posiblemente, nos va enablado, os va enablado en algún momento, quando a luz atraviesa a atmosfera, a atmosfera se la dispersa, la mueve, hace que un rayo de luz que entre así, pues, e ao final o vemos como unha mancha, eso nos hace que no sea muy complicado observar, o sea, no complicado, pero que unha estria que sea débil la vas a toda la luz se va dispersar en unha mancha en tu detector e entonces para objetos que están muy lejanos também o que ocurre en estas galáxias como vieron en las fotos é que sí, vemos las estrias individuales pero están muy juntas e se unha luz de unha estria se me dispersa en mi detector se me mezcla con las estrias de al lado e ao final tengo aí, cometo, unha arrora a medirla então, me interesa por un lado que la luz me llegue lo más nítida posible e que se me coloque un poquitos pixels para poderla distinguir de las estrias de al lado então, por isso para las galáxias más lejanas que además las vemos en poquitos espacios pues me viene super bien el telejopio espacial Hubble que ha sido una revolución en este campo e en muchos campos precisamente por isso porque permite observar estrias muy, muy, muy débiles e encima en objetos que tienen este problema de que las estrias están muy juntas por las permite separar muy bien e que pasa con nuestra propia galáxia porque claro ese é outro tema quando observamos unha galáxia de fuera de nuestra propia galáxia resulta que bueno que todas las estrias están muy lejos tan lejos que es como se estuvieran todas a la misma distancia entonces con medir una distancia como dijimos al principio por ejemplo con las estrias de feidas digamos que si medimos distancias de estrias en esa galáxia que está toda a la misma distancia pues obtenemos unha distancia entonces para pasar de las magnitudes que observamos de las luminosidades ideal me vale con un número unha única distancia e a lo tengo todo colocado en el piano físico pero nós todos estamos dentro de nuestra propia galáxia entonces cada estrella está a una distancia diferente e para muchas de ellas no podemos medir la distancia fácilmente porque la podemos medir para esas pocas que tienen la particularidad de variar de una determinada manera no pero en la vía láctea nos pasa entonces claro hasta ahora não habíamos podido realmente hacer este tipo de trabajo de esta manera para la vía láctea porque no podíamos podíamos medir a luminosidad aparente de las estrias pero no la luminosidad real que podemos comparar con os modelos entonces a agencia espacial europea para este problema e para para solucionar muchos outros ideó a misión caia una misión muy ambiciosa de la agencia espacial europea que lo que ha hecho o que está haciendo realmente porque todavía he estado tomando datos es un mapa tridimensional de nuestra galaxia es decir, medir la distancia de las estrellas de unos mil millones de estrellas na nuestra galaxia está midiendo su brillo su distancia como se mueven realmente como se mueven sobre a galaxia e su composición química e a segunda grande entrega de datos se produjo hace un par de meses e nos tiene locos a todos porque hay tanto que hacer e que bueno saliendo dos artículos con datos de gaya todos os dias e entonces aí bueno esto por ejemplo bueno el proyecto que más ilusión me hace en este momento es precisamente hacer este tipo de trabajo con la herramienta que ellos voy a usar porque bueno e al cabo yo soy de en mi caso sé mi herramienta e la uso e me encanta usarla e ya está me quedo ahí entonces nada está todavía la duda que distribución como se ha formado el disco fino de nuestra galaxia como se ha formado el disco grueso e que distribución de dados de estrellas aí e aí durante quanto tiempo estuvo formando estrellas cada cada componente eso nos da información de como se ha formado una galaxia típica en el universo como es en nuestra propia galaxia es una galaxia realmente muy común el tipo de galaxia entonces desde el dia 25 de abril tenemos acceso a la posibilidad de realmente hacer estos diagramas con o magnitud con as dias de nuestra propia galaxia e además seleccionar las estrellas que están en el disco delgado en el disco grueso en el halo e vemos que efectivamente el diagrama con o magnitud es diferente en un lugar en otro igual que nos pasaba en las otras galaxias de fuera e e entonces eso va a hacer que se pueda que podamos de nuevo comparando con no con la pregunta de cuál ha sido la historia de formación estelar en cada una de estas componentes e incluso en el disco delgado en función de la distancia centro de la galaxia etcétera e bueno hay realmente una cantidad enorme de información bueno la verdad que ahora mismo hay mucha información de cualquier tema de astrofísica en internet también evidentemente para la misión Gaia que está siendo una misión tan importante no para la misión Gaia pues también se está haciendo un esfuerzo de divulgación importante e hay varios portales en internet dedicado específicamente a la misión Gaia e o que se está obteniendo de ella no uno de ella uno de los portales es gaiaverse.eu que es un portal multilingüe dedicado al público en general sobre la misión Gaia en el que hay una gran cantidad de información en un montón de idiomas no e luego e bueno por exemplo una de las cosas que hay en este portal pues es un mapa con la densidade de estrellas que se ha observado que ha observado a misión Gaia en todos os puntos del cielo e bueno y estas formas raras que hay por aquí pues son porque es un satélite que va escaneando el cielo va pasando va observando de setenta veces cada estrella todavía estamos ele quedan cinco por menos cinco años de misión entonces todavía no ha pasado por todas ellas el mismo número de veces entonces por eso en la en la densidad de estrellas que ha observado pues se ve estas como estos huecos e bueno hay otro otro portal este es un portal de la universidad de Barcelona en la que reproducen los paneles de una exposición e tirerante que se ditula mil millones de ojos para mil millones de estrellas que también bueno es una exposición tirogativa moi interesante e que está accesible en la web también e bueno pues eso es todo creo que do un pouco rápido porque veo que todavía es muy bien del tiempo pero bueno se me queden hacer una pregunta o alguna curiosidad