El gran diccionario de la astronomia

GRAN DICCIONARIO DE LA ASTRONOMÍA + 100 CONCEPTOS BASICOS + BONUS
Contribucion de la Sociedad Española de Astronomía (SEA)
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· Acreción (o Acrecimiento)
En el diccionario de la RAE se define acrecimiento como la acción y efecto de acrecer (hacer mayor, aumentar). La palabra acreción no figura en el diccionario, pero ambos términos se usan de forma común en astronomía para designar el fenómeno por el cual una materia, normalmente gas, es atraída por un cuerpo debido a la fuerza de la gravedad y pasa a formar parte de él o a orbitar a su alrededor. Este fenómeno se observa en contextos muy distintos: cuando una estrella se está formando a partir del colapso de una nube de gas, llega un momento en que, debido a procesos algo complejos relacionados con la rotación de la nube, parte de ese gas forma un disco alrededor de la estrella en formación, llamado "disco de acreción" o "disco de acrecimiento". Una fracción de ese gas puede caer sobre la estrella y otra permanecer en el disco formando, bajo ciertas condiciones, planetas. La acreción se da también, por ejemplo, en sistemas compuestos de dos estrellas (sistemas binarios), cuando la evolución del par de astros hace que uno de ellos "robe" materia de la estrella compañera. A escalas de tamaño más grandes se observan fenómenos de acrecimiento alrededor de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias.

· Agujero negro
Región del espacio de cuyo interior no puede escapar ninguna señal, ni luminosa ni material, a causa de la intensísima atracción gravitatoria ejercida por la materia allí contenida. Según la teoría de la relatividad general, cualquier cuerpo cuya masa quede comprimida hasta adoptar un radio suficientemente pequeño (véase radio de Schwarzschild) se convierte en un agujero negro cuyo límite exterior u horizonte de sucesos viene definido por dicho radio. Algunos son el resultado del final catastrófico de una estrella muy masiva.

· Altas energías
En el ámbito de la observación astronómica se suelen llamar altas energías a las de la radiación de rayos X o de rayos gamma, es decir, las del extremo más energético del espectro electromagnético. Las unidades de energía usadas en estos casos son múltiplos del electrón-voltio (eV, energía adquirida por un electrón cuando es acelerado mediante una diferencia de potencial de un voltio), que se corresponde aproximadamente con la energía de la luz visible. Los rayos X tienen una energía mil veces superior (kilo-electrón-voltio o keV) a la de la luz visible, y los rayos gamma, más de un millón de veces superior: mega (MeV), giga (GeV) o tera-electrónvoltio (TeV) se corresponden, respectivamente, con un millón, mil millones o un billón de veces la energía de un fotón visible.

· Antimateria
En física de partículas, la antimateria consiste en la aplicación del concepto de antipartícula a la materia (donde la antimateria se compone de antipartículas tal y como la material “normal” se compone de partículas). Por ejemplo, un antielectrón (un electrón con carga positiva) y un antiprotón (un protón con carga negativa) podrían formar un átomo de antihidrógeno (tal y como un electrón y un protón forman un átomo de hidrógeno). La mezcla de materia y antimatería conduciría a la aniquilación de ambas, tal y como ocurre con la mezcla de otras antipartículas y partículas, con la consiguiente liberación de fotones de alta energía u otros pares partícula-antipartícula.

· Año-luz
Unidad de distancia que se utiliza en astronomía. Equivale a la distancia que recorre la luz en un año. Su valor se puede hallar multiplicando 300.000 km/s (velocidad de la luz) por 365 días (duración de un año) y por 86.400 (segundos que tiene un día). El resultado es 9.460.800.000.000 kilómetros (es decir, casi 9 billones y medio de kilómetros). La distancia del Sol a la Tierra es de 150.000.000 km, que equivale a 8 minutos-luz y medio, es decir, la luz que recibimos del Sol en este instante salió de él hace 8 minutos y medio. La estrella más cercana a la Tierra (dejando aparte al Sol) es Próxima Centauri, que se encuentra a 4,2 años-luz. Una nave espacial, viajando a la velocidad de un avión comercial, unos 900 km/h, tardaría más de 5 millones de años en llegar a esa estrella. Nota: el valor exacto de la velocidad de la luz es 299.792,458 km/s, la duración del año es de 365,25 días, y la distancia media Tierra-Sol es de 149.597.871 km.

· Arqueoastronomía
Nuestro conocimiento actual de la astronomía permite y hace más fácil descubrir qué sabían del cielo los pueblos de la antigüedad. La disciplina que estudia este campo y se ocupa de la astronomía que nunca fue escrita, se denomina arqueoastronomía. Es una rama compleja, ya que los registros de los que se dispone son escasos y en muchas ocasiones de difícil interpretación. Los estudios y trabajos de campo han de hacerse de forma rigurosa y huyendo de especulaciones que puedan llevar a resultados quizá llamativos, pero totalmente falsos. La arqueoastronomía hace uso de hallazgos arqueológicos, medicionesin situ y registros antropológicos para estudiar la astronomía de los pueblos primitivos en su contexto cultural, por eso a veces se la denomina también etnoastronomía.

· Asteroides
Son cuerpos menores del Sistema Solar, mayoritariamente compuestos de silicatos y metales. La mayoría de ellos son pequeños, de algunos metros hasta las decenas de kilómetros, y de formas muy irregulares. Unos pocos alcanzan a varios cientos o hasta mil kilómetros de diámetro. Ése es el caso de Ceres, el primer asteroide, descubierto en 1801 por Giusseppe Piazzi. Casi todos los asteroides se encuentran en la región entre Marte y Júpiter conocida como cinturón principal. Este ha sido el primer anillo de cuerpos menores conocido (el segundo fue el transneptuniano). En las primeras etapas de la evolución del Sistema Solar se formaron millones de cuerpos de hasta algunas centenas de km. de diámetro, a partir de la agregación de los silicatos y metales que abundaban en la región de los planetas terrestres. Mientras que los que se formaron en la región interior a Marte se agregaron dando lugar a los planetas terrestres, aquellos que se formaron un poco mas allá de Marte no pudieron agregarse para formar otro planeta. La cercanía de Júpiter modificó sus órbitas de tal modo que al chocar entre sí lo hicieran a velocidades tan altas que, en lugar de agregarse para formar un objeto mayor (como le sucedió a los objetos más interiores), los objetos se fueron rompiendo en trozos más pequeños. No todos los asteroides están en el cinturón principal, algunos han sido eyectados de este debido a perturbaciones gravitacionales y colisiones mutuas. Las órbitas de algunos de estos asteroides eyectados se acercan a la Tierra y todos aquellos cuya distancia mínima al Sol es menor que 1,3 veces la distancia de la Tierra son considerados como Asteroides Cercanos (o NEA, del inglés Near Earth Asteroids). Algunos NEA son potencialmente peligrosos dado que pueden chocar con la Tierra.

· Astrofísica
La rama de la astronomía de mayor amplitud y desarrollo. Abarca todos los campos de investigación astronómica que no quedan incluidos dentro de la astronomía clásica, o sea, todo aquello que no pueda clasificarse ni como mecánica celeste ni como astronomía de posición. Por lo tanto, casi toda la investigación astronómica moderna queda incluida dentro de esta rama y por este motivo en la actualidad los términos astronomía y astrofísica funcionan como sinónimos.

· Astronauta o cosmonauta
Se llaman astronautas o cosmonautas las personas que viajan por el espacio exterior, más allá de la atmósfera de la Tierra. Cuesta definir dónde empieza realmente el espacio exterior, pero se suele admitir que llegar por encima de los 100 km de altitud se asemeja más a un viaje espacial que a un vuelo de aeroplano. Cabría calificar de astronauta a cualquier persona que se haya aventurado a más de 100 km de distancia de la superficie terrestre, aunque una definición algo más rigurosa requeriría además que el viaje se efectúe en un vehículo capacitado para maniobrar en órbita alrededor de la Tierra. En los medios de comunicación se suele aplicar la palabra cosmonauta a los astronautas que viajan en vehículos espaciales de tecnología soviética o rusa. Esta distinción carece de sentido y en realidad las palabras astronauta y cosmonauta tendrían que usarse como lo que son: sinónimos estrictos. El primer astronauta de la historia fue Yuri Alekséievich Gagarin (Vostok, 1961) y la primera astronauta Valentina Vladímirovna Tereshkova (Vostok, 1963). El primer astronauta de habla hispana fue el cubano Arnaldo Tamayo Méndez (Soyuz, 1980). El título del primer astronauta de nacionalidad española le corresponde a Pedro Duque Duque (Discovery STS-95, 1998 y Soyuz TMA-3, 2003).

· Astronomía
La ciencia natural del universo, en su concepto más general. La astronomía se dedica a estudiar las posiciones, movimientos, estructura y evolución de los astros y para ello se basa casi exclusivamente en la información contenida en la radiación electromagnética o de partículas que alcanza al observador. La astronomía abarca dos ramas principales: la astronomía clásica (que comprende la mecánica celeste y la astronomía de posición) y la astrofísica (que comprende todo lo demás).

· Astrología
Etimológicamente, estudio o tratado de los astros. En su origen, astrología y astronomía fueron indistinguibles, pero su contenido y procedimientos se han separado con el tiempo. Desde la revolución científica, la astrología ha quedado como un conjunto de creencias sin fundamento que no siguen el método científico: una pseudociencia que no ha hecho avanzar nuestro conocimiento del universo. Las diferentes astrologías (existen diversas tradiciones o sistemas, a menudo incompatibles entre sí) se basan en estudiar las posiciones relativas y movimientos de varios cuerpos celestes reales (Sol, Luna, planetas) o “construidos” (ejes del ascendente y del medio-cielo, casas…) tal como se ven a la hora y desde el lugar de nacimiento de una persona, o de otro suceso. Parten de la hipótesis no demostrada de que algunos astros (desde un obsoleto punto de vista geocéntrico) influyen sobre la Tierra y sus habitantes mediante fuerzas desconocidas (independientes de la distancia y propiedades físicas), condicionando u orientando sus inclinaciones, personalidad, futuro… La astrología ha fracasado como práctica predictiva y su relativo éxito sólo se justifica porque sus descripciones son tan generales y ambiguas que resultan aplicables casi a cualquier persona.

· Astronomía como aficionado
Se trata de la astronomía considerada como una ocupación que no constituye el trabajo principal de una persona. Para practicar la astronomía como afición no hay que tener necesariamente formación académica ni reglada. Los colectivos de astrónomos no profesionales contribuyen notablemente a la difusión de la astronomía y con frecuencia proporcionan datos a la astronomía profesional. Algunas personas han accedido a la astronomía profesional tras haberse iniciado en esta ciencia como afición y estudiar luego una carrera científica. Algunos de los astrónomos más famosos de la historia no tenían formación académica en astronomía, como Friedrich Wilhelm Herschel.

· Astronomía galáctica
Disciplina astronómica dedicada al estudio de nuestra Galaxia, su estructura y evolución. En particular abarca el análisis de los movimientos de la Galaxia y de los astros que la componen, así como el estudio del medio interestelar y de las agrupaciones estelares (cúmulos estelares y asociaciones estelares). Debe distinguirse de la astronomía extragaláctica (centrada en el estudio de galaxias externas a la nuestra) y de la astronomía estelar (dedicada al análisis de las estrellas como entes aislados).

· Astronomía profesional
Se trata de la astronomía considerada como el trabajo u ocupación principal de una persona. Comprende el conjunto de conocimientos y técnicas propios de las personas con formación académica especializada en el área de la astronomía. Quienes se dedican profesionalmente a la astronomía suelen trabajar en la investigación científica o bien en el desarrollo y mantenimiento de instrumentación astronómica. Se requiere para ello formación superior: licenciatura, grado o doctorado en alguna carrera científica. En la mayoría de los casos se accede a la astronomía profesional tras estudiar en la universidad Física o Matemáticas, aunque en la actualidad hay también estudiantes de ingenierías (Telecomunicaciones por ejemplo), Geología y Química que realizan investigaciones astronómicas. Una vez obtenido el grado en estas materias se puede trabajar en una empresa de la industria aeroespacial o continuar los estudios con un máster específico. Una vez finalizados estos, se realiza una investigación dirigida desde un centro de investigación para obtener el doctorado y así poder optar a un puesto de investigación o docencia en un centro de investigación o en una universidad.

· Astropartículas
La física de astropartículas es un nuevo campo emergente de investigación multidisciplinar, intersección de la astrofísica, astronomía, cosmología y de la física de partículas, que estudia las partículas procedentes del universo. El campo de investigación de la física de astropartículas cubre el estudio de los rayos cósmicos, rayos gamma, neutrinos, materia oscura, energía oscura y ondas gravitatorias. A medida que la física de astropartículas se ha ido desarrollando, se han abierto nuevas ventanas del universo, donde la luz o en general las ondas electromagnéticas ya no son los únicos mensajeros. La materia tal como nosotros la conocemos, es decir lo que llamamos materia bariónica, es sólo la punta del iceberg, ya que representa alrededor de un 4% de la materia del universo. La física de astropartículas tiene como uno de sus objetivos comprender la naturaleza del resto de la materia desconocida, constituida por materia oscura y energía oscura.

· Astrosismología
Técnica astronómica que estudia las oscilaciones periódicas de las superficies de las estrellas. Las estrellas son objetos fluidos de estructura compleja que vibran con ciertos periodos naturales. Las campanas o los diapasones vibran con unas frecuencias (tonos de sonido) determinadas al golpearlas, que dependen de las propiedades físicas y de la estructura de estos objetos. Del mismo modo, la actividad interna de las estrellas hace que los astros vibren con frecuencias que dependen de su estructura y condiciones. Estas vibraciones se pueden estudiar bien por medio de la fotometría (análisis de cambios minúsculos de brillo) o mediante espectroscopia. En cualquier caso, el estudio de las vibraciones estelares recibe el nombre de astrosismología y presenta muchos paralelismos con los estudios que se efectúan en la Tierra y en la Luna sobre propagación de ondas sísmicas y que conducen a elucidar la estructura interna de estos astros rocosos. La astrosismología aplicada al Sol recibe el nombre de heliosismología.

· Atmósfera
Son las capas gaseosas exteriores de un cuerpo celeste, se trate de un planeta, un satélite o una estrella. La atmósfera permanece vinculada a su cuerpo celeste por confinamiento gravitatorio: la tendencia natural de las moléculas gaseosas a difundirse por el espacio queda contrarrestada por la atracción gravitatoria del cuerpo celeste. De ese modo se alcanza un estado de equilibrio en el que la atmósfera se vuelve más densa a medida que se profundiza en ella en dirección al astro. También, de manera general, se aprecia una tendencia al aumento de temperatura al incrementarse la profundidad. Las atmósferas inducen marcas características en los espectros de la luz reflejada o emitida por los cuerpos celestes. Esto permite analizar su composición a partir del estudio de la luz. En el caso de los planetas gaseosos o de las estrellas, cuerpos compuestos de gas, se establece una frontera arbitaria para definir qué capas externas constituyen la atmósfera. Este límite se suele colocar en la profundidad a la que el gas se vuelve esencialmente opaco a la luz visible.

· Aurora polar
Fenómeno luminoso que se produce en la atmósfera terrestre cuando impactan contra sus capas más elevadas partículas atómicas y subatómicas procedentes del Sol. La energía depositada por los impactos excita las moléculas de aire y las hace brillar con colores llamativos muy característicos. Dado que las partículas impactantes están cargadas, el campo magnético de la Tierra las desvía y las encauza hacia las regiones de la atmósfera cercanas a los polos magnéticos, de ahí que estos fenómenos se produzcan casi solo en las regiones polares del planeta y que reciban, por lo tanto, el nombre de auroras polares (auroras boreales y auroras australes). Se han detectado auroras polares en otros planetas dotados, como la Tierra, de un campo magnético considerable.

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· Calendario
Sistema convencional de planificación y registro del tiempo adaptado a la duración de los periodos temporales relevantes para las actividades humanas y de duración superior a un día. Un calendario combina unidades de tiempo como los días, semanas, meses, años y, en ocasiones, múltiplos de años. Estos periodos están basados en última instancia en fenómenos astronómicos (rotación terrestre, fases lunares, traslación terrestre). Un calendario práctico debe combinar estos periodos por unidades enteras pero, dado que estos lapsos temporales no son múltiplos unos de otros, es necesario aplicar algunas reglas convencionales que permitan efectuar esas combinaciones de manera aproximada. Cada calendario se diferencia de los demás por esas reglas de combinación. Así, los calendarios judío y musulmán realizan esfuerzos aritméticos considerables con la intención de conservar el inicio y fin de los meses acompasados con las fases de la Luna, aunque esto implique desajustes severos con las estaciones del año: se trata de calendarios de carácter lunar. Los calendarios occidentales, en cambio, aspiran a mantener las estaciones del año en fechas fijas e ignoran las fases lunares: son calendarios solares. Otros calendarios, más complejos, combinan ciclos tanto lunares como solares. El calendario occidental actual recibe el nombre de gregoriano, está en vigor en los países católicos desde 1582 y centra sus mecanismos de ajuste en mantener la duración del año civil lo más ajustada posible a la duración del ciclo de las estaciones, el llamado año trópico.

· Calidad de imagen (seeing)
La atmósfera de la Tierra perturba los rayos de luz que la atraviesan y esto afecta a la nitidez de las imágenes de los cuerpos celestes que se obtienen desde la superficie terrestre. Las estrellas, que desde el espacio exterior aparecen como objetos perfectamente puntuales, vistas desde el suelo se convierten en pequeños borrones luminosos. El tamaño aparente de las imágenes estelares proporciona una buena medida de la cantidad de turbulencia que impera en la atmósfera. El parámetro de calidad de imagen, más conocido por su nombre en inglés, seeing, corresponde justamente a este concepto: el tamaño aparente de las imágenes estelares, que suele medirse en segundos de arco. La calidad de imagen mejora, es decir, el seeing se reduce (las estrellas aparecen más pequeñas) cuanto más estable sea la atmósfera. Por eso los grandes observatorios astronómicos se sitúan en emplazamientos muy elevados sobre el nivel del mar y con cielos lo más calmos posible.

· Canibalismo galáctico
Proceso por el cual una galaxia se "come" a otra u otras galaxias menos masivas que no pueden escapar de la atracción gravitatoria ejercida por la primera. Este efecto hace que aumente la masa y se modifiquen las propiedades físicas de la galaxia "caníbal", la cual en ocasiones llega a transformarse en una galaxia activa debido a esta perturbación. Así, por ejemplo, parte de las estrellas y el gas que constituyen nuestra Galaxia provienen de encuentros con otras galaxias menores como la enana de Sagitario.

· Catálogo
En astronomía se denomina catálogo a una recopilación de objetos y/o datos astronómicos que están relacionados entre sí. Existen numerosos tipos de catálogos. Los más comunes son los que conciernen un tipo concreto de objeto celeste, como pueden ser los de galaxias, estrellas cercanas o exoplanetas (los que están fuera del Sistema Solar). Sin embargo, también existen numerosos catálogos de objetos astronómicos recopilados a partir de exploraciones del cielo en diferentes rangos de longitud de onda, o frecuencia. Así, se pueden encontrar catálogos de fuentes de rayos X, de radio o infrarrojas, que no distinguen entre el tipo de objeto celeste. Finalmente, existen catálogos de datos astronómicos particulares como, por ejemplo, magnitudes (brillos) de estrellas. Actualmente, los catálogos han pasado a formar parte de las bases de datos astronómicas, no haciéndose distinción, en muchos casos, entre los unos y las otras.

· CCD
Siglas de la expresión inglesa charge-coupled device, que se suele traducir como "dispositivo de carga acoplada". Se trata de un dispositivo detector de luz basado en materiales semiconductores como el silicio. Los fotones de la luz incidente arrancan electrones de la red cristalina del silicio. Una red de electrodos estampada sobre la masa de silicio captura esos electrones y permite su lectura de manera ordenada, de modo que al final puede reconstruirse la distribución espacial de la luz que incidió sobre el dispositivo. Los CCD son muy sensibles y permiten detectar luz visible, así como también en el infrarrojo y el ultravioleta cercanos. Se trata del tipo de detector más utilizado en la astronomía observacional moderna.

· Cefeida
Estrella variable intrínseca que pulsa (cambia ligeramente de tamaño), lo que induce unas alteraciones de brillo que presentan una correlación muy estrecha el periodo de cambio y la luminosidad. Dicho de otro modo, cuanto más brillante es una cefeida, más lentas son sus pulsaciones. Por lo tanto, al medir el periodo de pulsación de una cefeida se puede deducir cuál es su luminosidad y de ahí se puede colegir la distancia. El nombre de esta clase de estrellas variables procede de la constelación de Cefeo, porque en esa zona celeste se encuentra la estrella que sirve de prototipo para esta categoría.

· Cenit
Punto que se encuentra justo por encima de nuestras cabezas. Para un observador es el punto más alto de la esfera celeste, su altura es de 90 grados. Astronómicamente viene definido por la intersección de la vertical astronómica (que es una línea paralela a la gravedad efectiva, lo que equivale a la denominada dirección de la plomada) con la semiesfera superior del observador. El punto diametralmente opuesto es el nadir, que se encuentra a 180 grados del cenit. Los objetos que pasan por el cenit son aquellos que tienen una declinación igual a la latitud del lugar

· Ciclo solar
El Sol es una estrella activa (magnética) y variable. Desde 1849 se contabiliza diariamente el número de manchas solares y los registros se han ampliado hasta 1610, cuando Galileo las observó por primera vez con telescopio. Así se ha comprobado que el número de manchas observadas aumenta desde prácticamente ninguna hasta más de cien, decrece de nuevo, y así sucesivamente, con un periodo de unos once años: el ciclo de actividad solar. Durante cada ciclo, los grupos bipolares del hemisferio norte solar muestran una orientación magnética opuesta a la de los grupos del hemisferio sur, y ésta se invierte en el siguiente periodo undecenal: el auténtico ciclo magnético solar es de veintidós años. Al comienzo de un ciclo las manchas aparecen entre unos 30 y 40º de latitud y, según éste avanza, van surgiendo más cerca del ecuador. También la ubicación, frecuencia e intensidad de otros fenómenos magnéticos varían a lo largo del ciclo solar. Aunque se conocen muchos detalles sobre el ciclo de actividad, su naturaleza y causas son todavía una de las grandes cuestiones abiertas de la física solar, y no disponemos de un modelo que permita predecir con fiabilidad el número de manchas en el futuro.

· Cinturón transneptuniano (o de Kuiper, o de Edgeworth Kuiper)
Es el conjunto de cuerpos (objetos transneptunianos, TNO por sus siglas en inglés) que se encuentran en una región en forma de anillo que se extiende desde la órbita de Neptuno hasta unas 47 unidades astronómicas, y que está en el plano de la eclíptica. Existen al menos tres tipos de TNO en esa región: los clásicos, cuyas órbitas son bastante circulares y poco inclinadas; los resonantes, objetos cuyas órbitas están en resonancia con el movimiento de Neptuno (es decir, tienen períodos del tipo 2:1 o 3:2, es decir, dan una vuelta alrededor del Sol en el mismo tiempo que Neptuno da 2, etc.); y los dispersados, TNO con órbitas muy alargadas y que pueden estar más inclinadas respecto de la eclíptica, por ejemplo el mayor TNO conocido, Eris. La existencia del cinturón fue postulada en 1980 por Julio Fernández, quien demostró que los cometas de corto período son objetos provenientes de este cinturón. El primero de estos objetos, 1992 QB1, fue observado por Jean Luu y David Jewitt en 1992.

· Color
En astronomía se hace un uso bastante peculiar de la palabra color. Por supuesto, sigue haciendo referencia a la tonalidad de la luz que emiten los cuerpos celestes, sobre todo las estrellas, pero se cuantifica en términos numéricos precisos y puede someterse a medidas objetivas por medio de telescopios e instrumentos. Para valorar el color de un astro se mide la intensidad de la luz que recibimos de él en dos intervalos diferentes del espectro electromagnético. Imaginemos una estrella y, para fijar ideas, consideremos que medimos su brillo en la zona de los tonos verdes del espectro: esa medida la denominaremos V. Midamos luego el brillo en la región azul del espectro y llamemos B al resultado. Si tanto B como V se miden en las unidades habituales en astronomía, magnitudes estelares, la diferencia de ambos números, B-V, es el color o índice de color del objeto. Así, estrellas con colores negativos tienen tonalidades ligeramente azuladas, las que tienen color cero brillan igual en B que en V y por tanto son blancas, mientras que los astros amarillentos y anaranjados tienen índices de color mayores, hasta llegar a valores superiores a 1.5, que corresponden a estrellas rojizas. El Sol tiene un índice de color B-V de 0.66. Por supuesto, cabe definir otros índices de color en astronomía empleando otras regiones del espectro en lugar de B y V, y de hecho se hace con mucha frecuencia.

· Cometas
Los cometas (del griego kometes que significa "astro con cabellera") son cuerpos menores, de una pocos metros hasta algunos kilómetros de diámetro, compuestos de hielo y silicatos. Se trata básicamente de grandes bolas de hielo sucio. Sus órbitas, normalmente muy alargadas, los llevan a pasar la mayor parte del tiempo muy alejados del Sol, en regiones frías del Sistema Solar. Pero cuando se acercan al astro rey, se calientan y el hielo (principalmente de agua) se sublima pasando de estado sólido a gas. Este gas, que escapa del núcleo sólido del cometa, arrastra consigo partículas de polvo y forman las extensas nubes alrededor del cometa llamadas cabellera o coma. Los materiales que forman la coma son arrastrados en sentido opuesto al Sol por el viento solar y dan lugar a las colas cometarias. Existen al menos tres tipos de cometas: los de corto período o de la familia de Júpiter, objetos con un período orbital menor que 20 años y órbitas apenas inclinadas respecto de la eclíptica; los de tipo Halley, con órbitas más alargadas, períodos de decenas de años e inclinaciones que pueden ser muy grandes; y los de largo período, con orbitas alargadísimas y períodos que van desde miles de años hasta objetos que han pasado por la cercanía del Sol una única vez desde los orígenes del Sistema Solar.

· Conexión Sol-Tierra
El Sol influye en nuestro planeta a través de su radiación visible (es el 99% de la energía emitida y varía sólo un 0,2–0,3% con el ciclo solar), la radiación ultravioleta y rayos X (muy energéticos y con cambios superiores al 50%) y el flujo de partículas cargadas (viento solar). La correlación observada entre mayor actividad solar y mayor temperatura en Tierra sugiere que el Sol debe ser parcialmente responsable de la variabilidad de nuestro clima. Pero los últimos informes del Grupo Intergubernamental de Expertos sobre el Cambio Climático (IPCC por sus siglas en inglés) indican que los factores de origen humano (que podemos modificar) son abrumadoramente más importantes que los solares (siempre presentes e incontrolables). La cambiante meteorología espacial viene determinada por las emisiones de partículas cargadas desde el Sol y, a pesar de la protección de la magnetosfera terrestre, influye notablemente sobre nuestro entorno: es responsable de las espectaculares auroras polares (boreales y australes); las tormentas magnéticas afectan a satélites artificiales y naves espaciales, sus instrumentos y tripulantes, perturban las comunicaciones por radio y satélite, y causan problemas en aparatos magnéticos y redes de tuberías y fluido eléctrico. El estudio y predicción de la meteorología espacial es un desafío imprescindible en nuestro mundo, tan dependiente del espacio.

· Constante de Hubble
El universo se encuentra en expansión. Esta expansión se produce actualmente a un ritmo determinado, el cual se mide por medio de la constante de Hubble, cuyo símbolo es H0. Su valor se estima en unos 71 kilómetros por segundo y por megapársec. Esto quiere decir que la expansión del universo hace que los cúmulos de galaxias se alejen unos de otros, y lo hacen a un ritmo tal que por cada megapársec de distancia (o sea, cada 3 millones de años-luz) la velocidad de alejamiento se incrementa en 71 kilómetros por segundo. La expansión del universo se ha producido a ritmos diferentes en otros momentos de la historia del cosmos y para medirla se recurre al parámetro de Hubble, H, que representa el mismo concepto que la constante de Hubble pero aplicado no al cosmos actual, sino al del pasado o el futuro.

· Constelación
Cada una de las 88 regiones arbitrarias en las que se divide el firmamento con el fin de clasificar y designar los cuerpos celestes. En tiempos antiguos se entendía por constelación más bien una alineación o figura de estrellas, pero el concepto actual corresponde a parcelas completas de la bóveda celeste con todo su contenido. Las fronteras entre constelaciones son totalmente arbitrarias, carecen de relación alguna con la realidad física y fueron fijadas en la década de 1930 por la Unión Astronómica Internacional. Dentro de una misma constelación se encuentran estrellas y otros objetos astronómicos de muchos tipos que carecen de relación entre ellos.

· Contaminación lumínica
Una de las definiciones más aceptadas de contaminación lumínica la describe como la emisión de flujo luminoso procedente de fuentes artificiales nocturnas con intensidades, direcciones o rangos espectrales (colores) innecesarios para las actividades que se planea desarrollar en la zona iluminada. Así, para que una instalación de alumbrado no se considere contaminante debería alumbrar con un flujo luminoso adecuado (no excesivamente intenso), no debe invadir fincas colindantes (lo que supondría intrusión lumínica y por lo tanto molestias para los vecinos) y no debe emitir luz en colores inadecuados. Una definición más genérica identifica la contaminación lumínica con cualquier perturbación artificial de las condiciones naturales de oscuridad de la noche. Desde este punto de vista todo alumbrado nocturno es contaminante y solo cabe tratar de diseñarlo de manera que la perturbación sea la mínima. La contaminación lumínica, en forma de luz emitida hacia el cielo de manera directa o tras reflejarse en fachadas y pavimentos, supone una amenaza muy seria para la astronomía tanto profesional como no profesional, e implica para la población general la pérdida del cielo nocturno como parte del paisaje natural y como patrimonio cultural. A pesar de los esfuerzos en curso por combatir la contaminación lumínica, la tendencia en los países occidentales y en especial en España es a empeorar a pasos acelerados, lo que presagia un futuro poco esperanzador para la contemplación del cielo nocturno y para su estudio científico, incluso desde los observatorios más avanzados situados en nuestro territorio.

· Cosmología
En los términos más generales posibles se puede definir la cosmología como la rama de la Física que estudia el universo como un conjunto. Una definición tan amplia abarca multitud de campos de estudio más o menos alejados, como la cosmología teórica (estudio de modelos físico-matemáticos que describan la historia del universo de manera general), el estudio de la formación de estructuras a gran escala en el universo primitivo, las investigaciones acerca de los primeros instantes de existencia del cosmos o el análisis de la radiación de fondo de microondas, por mencionar solo algunos de sus contenidos. La cosmología es una disciplina científica floreciente y sólidamente asentada sobre observaciones y teorías, pero a principios del siglo XX solía considerarse un asunto especulativo y poco adecuado para científicos de carrera.

· Cosmos
En su acepción más general, un cosmos es un sistema armonioso, ordenado. Proviene del griego y significa "orden, dispuesto de manera ordenada" y es la noción antagónica del caos. Hoy en día se usa como sinónimo del término universo. En el área de la cosmología, el término cosmos suele usarse de un modo técnico refiriéndose a un espacio-tiempo continuo en el (postulado) multiuniverso.

· Cuásar (quasar)
Clase de galaxias activas muy lejanas observadas por primera vez a finales de los años cincuenta mediante radiotelescopios. La fuente de las ondas de radio coincidía con la de un objeto que en luz visible parecía una estrella; de ahí su nombre, apócope de quasi-stell radio source, (radiofuente casi estelar). Pero el estudio de su espectro de luz desveló que en realidad son objetos extragalácticos a miles de millones de años-luz de distancia, los más lejanos que se conocen. Posteriormente se han observado multitud de estas galaxias y se ha reservado el término QSO (quasi-stellar objects, objetos cuasiestelares) para aquellas con baja o nula emisión en radiofrecuencias.

· Cuerpos menores
Son los objetos que orbitan en torno al Sol y no encajan en la definición de planetas ni de planetas enanos. Actualmente se incluyen en esta categoría todos los asteroides del Sistema Solar con la excepción de Ceres (que es un planeta enano), los Centauros, la mayoría de los objetos transneptunianos y los cometas. Algunos de los cuerpos menores del Sistema Solar más grandes, como los asteroides Palas, Vesta e Higiea, o los transneptunianos Quaoar y Varuna, pueden reclasificarse en el futuro como planetas enanos si se comprueba que son cuerpos esferoidales que están en equilibrio hidrostático.

· Cúmulo de galaxias
Agrupación de galaxias de entre 50 y 100 miembros, con concentraciones de gas caliente y materia oscura. Estas galaxias se mantienen unidas entre sí gracias a la interacción gravitatoria, y los cúmulos presentan masas cercanas a 10 billones de veces la del sol. Los cúmulos de galaxias miden normalmente decenas de megapársecs (decenas de millones de años-luz). La formación de estas agrupaciones se suele situar en períodos entre hace diez mil millones de años y la actualidad. Algunos ejemplos de estas aglomeraciones de galaxias son el cúmulo de Virgo, el de Hércules y el de la Cabellera de Berenice.

· Curva de rotación de las galaxias
Representación gráfica de la velocidad orbital de las estrellas o el gas de una galaxia en función de la distancia al centro de la misma. Las observaciones muestran que las estrellas giran alrededor del centro de las galaxias a una velocidad constante, independiente de la distancia al centro de las mismas, para un gran rango de distancias. De este modo, giran mucho más rápido de lo que cabría esperar a partir de las predicciones de la dinámica newtoniana bajo la suposición de que toda la masa es "visible". Esta discrepancia sugiere la presencia de materia oscura que puebla las galaxias y se extiende hasta los halos de las mismas. Una explicación alternativa consistiría en la modificación de las leyes de la gravitación (MOND, según sus siglas en inglés).

· Curvatura del espacio
La relatividad general describe el universo en un espacio matemático abstracto de cuatro dimensiones, el espacio-tiempo, donde tres dimensiones corresponden a las tres direcciones clásicas del espacio y la cuarta dimensión representa el tiempo. Tal y como predicen las ecuaciones de Einstein, la presencia de cualquier cantidad de materia o energía hace que el espacio-tiempo tetradimensional deje de ser euclídeo (plano), y siempre esté curvado. Sin embargo, la parte estrictamente espacial del espacio-tiempo (o, en la jerga relativista, las hipersuperficies espaciales del espacio-tiempo) pueden estar curvadas o no curvadas, dependiendo de la distribución de materia y energía. Dicho de otro modo, aunque el espacio-tiempo esté curvado, su "porción" espacial podría no estarlo. Cuando se considera el universo a gran escala se aplica al mismo la teoría de la relatividad general y se deduce que si el cosmos posee un cierto contenido de materia y energía, entonces su espacio-tiempo tiene que estar curvado. Sin embargo, los modelos cosmológicos de más éxito son compatibles con curvaturas espaciales de diversos tipos. La parte espacial del cosmos podría ser "plana", es decir, euclídea o, dicho de otro modo, los tres ángulos de un triángulo de dimensiones colosales sumarían siempre 180 grados. Pero también es posible que el espacio (no el espacio-tiempo) presente una geometría no euclídea bien de curvatura negativa (los tres ángulos de un triángulo sumarían menos de 180 grados) o bien de curvatura positiva (los tres ángulos sumarían más de 180 grados). Los estudios recientes indican que el espacio, a las mayores escalas, tiene curvatura nula, es decir, posee una geometría euclídea.


D


· Detectores de rayos cósmicos
Los rayos cósmicos que inciden sobre la Tierra no alcanzan el suelo, sino que se desintegran en su interacción con la atmósfera. Para estudiar los rayos cósmicos en su estado original es necesario, por tanto, ascender hasta las capas superiores de la atmósfera o mejor salir al espacio exterior. Para detectarlos se induce la interacción de las partículas de los rayos cósmicos con algún material de comportamiento conocido, y luego se estudian los productos resultantes del choque. Un método muy usado en el pasado consistía en registrar el proceso en emulsiones fotográficas. Hoy día se emplean dispositivos más sofisticados que suelen basarse en el destello que se produce cuando un rayo cósmico atraviesa el material que conforma el núcleo del detector. El estudio del destello permite deducir parámetros como la velocidad, energía y dirección del rayo cósmico. Desde el suelo también se pueden detectar los rayos cósmicos, aunque en este caso no de manera directa, sino a través del análisis de los fenómenos que se producen durante la desintegración del rayo cósmico en la atmósfera. Podríamos decir que en este caso el aire actúa como núcleo del detector, y los aparatos analizan los productos de la desintegración. Hay detectores de radiación Cherenkov (telescopios Cherenkov) que analizan el destello de luz ultravioleta que surge en la desintegración. Otros aparatos (matrices de detectores de centelleo) captan los electrones o incluso los muones generados en cascada cuando el rayo cósmico incide sobre el aire. Se deduce de este modo, de manera aproximada, la dirección de procedencia del rayo y su energía. Los detectores de rayos cósmicos basados en el suelo permiten captar y estudiar más eventos y efectuar por tanto estadísticas significativas.

· Disco circunestelar
Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad (lo que se denomina secuencia principal). En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y colapsa y da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de material. Con posterioridad, la conservación del momento angular (una cantidad física relacionada con la masa y la rotación) hace que se forme un disco alrededor del objeto central, que proporciona material a la estrella (mediante acrecimiento). Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero un sistema protoplanetario se puede formar durante esta última etapa. La fase de acrecimiento corresponde a los objetos de tipo T Tauri. Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida de la estrella, pero de importancia crucial tanto para ella como para la posible formación de planetas a su alrededor.

· Desplazamiento al rojo
Fenómeno que afecta a las ondas electromagnéticas provenientes de un objeto emisor y que consiste en un enrojecimiento de la luz, o sea, las radiaciones emitidas experimentan un corrimiento hacia la parte menos energética (más roja) del espectro. Este cambio se puede deber a tres procesos físicos diferentes: a que el emisor y el receptor se alejen entre sí (efecto Doppler), a que el emisor se encuentre sometido a un campo gravitatorio más intenso que el receptor (desplazamiento al rojo gravitatorio) o a la expansión del universo (desplazamiento al rojo cosmológico). Cuando emisor y receptor se acercan, cuando el receptor experimenta un campo gravitatorio más intenso o cuando el universo se contrae, entonces se produce el efecto contrario, el desplazamiento al azul. El desplazamiento al rojo se representa con la letra z. La variable z adopta valores positivos cuando se trata de un desplazamiento al rojo y negativos si se trata de un desplazamiento al azul.

· Deuterio
Uno de los tres isótopos del hidrógeno: hidrógeno-1(o protio; sólo un protón en su núcleo), hidrógeno-2 (o deuterio; un protón y un neutrón) e hidrógeno-3 (o tritio; un protón y dos neutrones). Como uno de cada 6.500 átomos de hidrógeno es de deuterio, y el hidrógeno es el átomo más abundante del universo, entonces el deuterio representa una fracción importante de la masa las estrellas. El deuterio, como el hidrógeno, se quema (en reacciones nucleares de fusión) en el interior de las estrellas. Los objetos más livianos que las estrellas, a los que llamamos enanas marrones, sólo consumen deuterio. Aproximadamente 21 g de nuestro cuerpo es deuterio.

· Disco circunestelar
Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad, fase que se denomina secuencia principal. En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y colapsa y da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de material. Con posterioridad, la conservación del momento angular (una cantidad física relacionada con la masa y la rotación) hace que se forme un disco alrededor del objeto central, que proporciona material a la estrella (mediante acrecimiento). Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero un sistema protoplanetario se puede formar durante esta última etapa. La fase de acrecimiento corresponde a los objetos de tipo TTauri clásica o de clase II. Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida total de la estrella, pero de importancia crucial tanto para la estrella como para la posible formación de planetas alrededor de la misma.

· Distancia focal
Imaginemos una lente convergente. Si incide sobre ella un haz de luz formado por rayos paralelos, estos rayos se desvían y tras atravesar el material se concentran en un punto determinado, el foco. La distancia focal no es más que la separación que media entre la lente y el foco. Se puede definir el mismo concepto no para una lente convergente, sino para un espejo cóncavo. Éste concentra en un foco los haces de luz paralelos que inciden sobre él y por tanto la distancia focal corresponde al espacio que media entre el foco y el centro del espejo. Si se trata de elementos divergentes, como una lente divergente o un espejo convexo, el haz de rayos paralelos se separa después de incidir sobre ellos. En este caso se considera un foco virtual, el punto del que parecen irradiar los rayos divergentes que surgen de la lente o espejo. Por tanto también en estos casos se puede hablar de distancia focal, aunque se suele dar en números negativos para especificar el carácter divergente de los elementos ópticos implicados. Las lupas normales que se venden en las papelerías suelen tener una distancia focal de 25 cm, o sea, 0,25 metros. Otra manera de dar la distancia focal de una lente consiste en transformarla en la potencia de la lente. Se trata de tomar la distancia focal expresada en metros f y calcular su inverso, 1/f. El resultado es la potencia en dioptrías. Así, las lupas habituales tienen 1/0.25 = 4 dioptrías.

 

E


· Eclipse
Es la ocultación de un astro por otro, visto desde un tercero. Hay eclipse solar cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, que se ve total o parcialmente cubierto. No sucede cada Luna nueva porque las órbitas lunar y terrestre están inclinadas cinco grados una respecto a otra. La Luna es cuatrocientas veces menor que el Sol, pero está en promedio cuatrocientas veces más cerca de la Tierra. Cuando coinciden los tamaños aparentes solar y lunar se produce un eclipse total de Sol: el disco brillante es reemplazado por la silueta oscura de la Luna y a su alrededor se aprecia la tenue corona solar. Si, en perfecta alineación, la Luna queda algo más lejos de la Tierra, el eclipse será anular. Un eclipse anular o total sólo es visible desde la estrecha banda de totalidad, proyección de la sombra lunar sobre la superficie terrestre. A ambos lados se proyecta la penumbra, y en esas zonas el eclipse será parcial, igual que cuando Sol, Luna y Tierra no quedan exactamente alineados, y la sombra lunar no intersecta la superficie del planeta. Un eclipse lunar total se produce cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, en fase de llena. Nuestra atmósfera refracta la luz solar hacia el cono de sombra terrestre, causando el color rojizo de la Luna durante sus eclipses. Éstos pueden ser también penumbrales, cuando la Luna atraviesa la penumbra terrestre, o parciales, cuando sólo una parte de la Luna pasa por la sombra de la Tierra.

· Eclíptica
Camino aparente seguido por el Sol sobre la esfera celeste a lo largo de un año, visto desde la Tierra. Esta trayectoria traza un círculo máximo sobre el firmamento. El plano de ese círculo se conoce como plano de la eclíptica. Los planetas del Sistema Solar siguen órbitas que están contenidas en ese plano de manera muy aproximada. Por eso todos los planetas aparecen proyectados sobre el cielo en las cercanías de la eclíptica.

· Efecto Doppler
Se conoce por este nombre al cambio en la frecuencia de una onda como consecuencia del movimiento del emisor respecto del receptor. Observamos este efecto numerosas veces en la vida diaria. Cuando un coche se nos acerca a gran velocidad, percibimos que el sonido del motor es más agudo que cuando se aleja de nosotros. Esta percepción se debe al hecho de que cuando el coche se acerca, las ondas sonoras emitidas parecen juntarse y aumenta su frecuencia; al contrario, cuando el coche se aleja, las ondas parecen separarse, lo que hace que la frecuencia disminuya. Éste efecto es muy importante en Astrofísica, donde el efecto se produce en ondas de luz. Cuando un objeto que emite luz, como una estrella o una galaxia, se acerca a nosotros, vemos sus ondas de luz con mayor frecuencia de la que fueron emitidas: las vemos desplazadas al azul. Si se aleja de nosotros, vemos que su luz se desplaza al rojo. Es el famoso desplazamiento al rojo de la luz. Como además el efecto es tanto mayor cuanto mayor sea la velocidad entre el emisor y el receptor, podemos usar el efecto Doppler para calcular la velocidad de las estrellas y galaxias respecto de nosotros. El efecto recibe su nombre del físico austriaco Christian Doppler, y fue clave en el descubrimiento de la expansión del universo por Edwin Hubble.

· Efemérides
Conjunto de tablas o grupo de datos que indican las posiciones calculadas para ciertos objetos celestes móviles en una serie de instantes determinados a lo largo de un intervalo de tiempo, normalmente un año. También se usa este término para los conjuntos de datos que especifican el instante en el que se ha calculado que se van a producir determinados eventos significativos (posiciones especiales de planetas, fases lunares, eclipses).

· Enana blanca
Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura, unos 10.000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar. Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos estudiar en nuestros laboratorios, lo que convierte las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de supernova que la destruirá por completo.

· Enana marrón
Objeto de masa intermedia entre las estrellas más ligeras y los planetas gaseosos más masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). Las enanas marrones, junto con los planetas, son objetos subestelares. Técnicamente, en el interior de un objeto subestelar no se consume hidrógeno de forma estable, al contrario de lo que ocurre en las estrellas de la secuencia principal. Sin embargo, las enanas marrones sí que consumen deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno), al contrario de lo que ocurre en los planetas. El espectro de las enanas marrones más frías descubiertas se parece más al de Júpiter que al de las estrellas frías. La primera enana marrón, Teide 1, fue descubierta en las Pléyades por un grupo español en 1995.

· Energía oscura
Observaciones recientes sugieren que cerca del 95% de la energía del universo está en el sector "oscuro". Este sector está constituido por materia oscura (una forma de materia no luminosa) y energía oscura, cuyo origen y composición son desconocidos. La energía oscura constituye alrededor del 73% del universo y es responsable de una misteriosa fuerza repulsiva que parece estar acelerando la expansión del cosmos.

· Epiciclo
Modelo geométrico ideado para explicar las variaciones en los movimientos aparentes de los planetas. Fue diseñado por Apolonio de Pérgamo a finales del siglo III a.C. basándose en la teoría geocéntrica. De esta forma, el planeta se movía en una órbita circular (epiciclo) cuyo centro se movía, a su vez, en otra órbita, también circular alrededor de la Tierra, que era el centro de todo el sistema. Con esta combinación de movimientos se explicaba, con alguna aproximación, los movimientos retrógrados y estacionarios de los planetas. Con el paso del tiempo y la mejora en la calidad de las observaciones, fue necesario ir añadiendo cada vez más círculos al modelo para explicar los nuevos datos; haciéndolo impracticable. Con el desarrollo del modelo heliocéntrico y la explicación del movimiento planetario mediante órbitas elípticas, la antigua concepción de los epiciclos quedó obsoleta.

· Esfera celeste
Esfera imaginaria de radio arbitrario centrada en la posición del observador, y sobre la cual se proyectan todos los cuerpos celestes y sus movimientos. Para especificar la posición de los astros sobre esta esfera se emplean las coordenadas celestes. La esfera celeste abarca todas las direcciones en torno al observador, pero normalmente sólo se divisa la mitad, porque la otra mitad queda oculta bajo el suelo. La frontera entre la parte observable y la inobservable corresponde al horizonte del lugar.

· Espacio-tiempo
El sentido común parece indicarnos que vivimos en un espacio de tres dimensiones -ancho, largo, alto-, donde se desarrollan todos los eventos físicos del universo, siendo el tiempo un parámetro independiente que fija los acontecimientos a lo largo de la flecha temporal. Esta idea intuitiva del tiempo y el espacio constituye el marco donde se desarrolla la física de Newton y en este contexto newtoniano el tiempo es invariante para cualquier observador, mientras que las coordenadas espaciales de un determinado suceso se rigen por las ecuaciones de la relatividad de Galileo. Sin embargo a comienzos del siglo XX una serie de experimentos, de los cuales el más conocido es sin duda el diseñado por Michelson y Morley para medir la velocidad de la Tierra respecto a un supuesto sistema de referencia universal, cambiaron completamente nuestra visión del marco dónde tienen lugar los fenómenos físicos. La primera consecuencia fue el establecimiento de la constancia de la velocidad de la luz para cualquier observador en reposo o en movimiento y de ahí la necesidad de unir las coordenadas espaciales y temporal en un mismo espacio matemático de cuatro dimensiones, denominado espacio-tiempo. Ahora el tiempo no es el mismo para cualquier observador, independiente de su posición y velocidad, sino que varía con la velocidad de observador, existiendo tantas reglas temporales diferentes como observadores diferentes tengamos. El concepto de espacio-tiempo fue introducido por Einstein en 1905 en su famoso artículo Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento donde se sientan los principios de la relatividad restringida.

· Espectro electromagnético
Conjunto continuo e infinito de ondas electromagnéticas (ondas de luz) ordenadas en zonas en función de su longitud de onda y, por tanto, de la energía que transportan. De mayor a menor longitud de onda (de menor a mayor energía) hay: ondas de radio, microondas, infrarrojos, luz visible, luz ultravioleta, rayos X y rayos gamma. En astronomía, el análisis de la luz emitida o reflejada por los objetos en el espacio en relación a sus diferentes longitudes de onda o energías, es de gran importancia puesto que constituye la única y mayor fuente de información sobre el universo. Esto ha permitido la aparición de diferentes ramas de la astronomía en función de la zona del espectro electromagnético que se analiza, como son, por ejemplo, la astronomía de altas energías (rayos X y gamma), la astronomía ultravioleta, la astronomía óptica (luz visible), la radio-astronomía y la astronomía infrarroja.

· Espectroscopia
Técnica observacional orientada al análisis de la composición espectral de la luz que se recibe de los astros. La luz (o de manera más general la radiación electromagnética) que emiten los cuerpos celestes contiene multitud de "colores" distintos. La espectroscopia permite analizar la composición de esa luz y deducir cuánta energía se recibe de un astro para cada "color" concreto (para cada longitud de onda, o para cada frecuencia). El gráfico que representa la intensidad de la luz en función del "color" (longitud de onda, o frecuencia) recibe el nombre de espectro.

· Estallidos de rayos gamma
También denominados GRB (del inglés, gamma ray bursts) son las explosiones más energéticas observadas en el universo. Estas explosiones suelen ir seguidas de una emisión en el resto del rango electromagnético, que es conocida como posluminiscencia. Según su duración, se clasifican en GRB largos (desde dos segundos a varios minutos) y cortos (entre unos pocos milisegundos y dos segundos). Se cree que el mecanismo físico que los produce es diferente en cada caso. Así, parece que los primeros están asociados a un tipo especial de supernovas, las hipernovas, que son producidas por la muerte de estrellas extraordinariamente masivas. Sin embargo, el origen de los GRB de corta duración no está tan claro, siendo una de las hipótesis barajadas la colisión de dos objetos supermasivos (estrellas de neutrones o agujeros negros).

· Estrella
Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas ‘exóticas’) y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2.000 ºC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50.000 ºC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes. El Sol tiene una temperatura en su superficie (el disco que observamos) de 6.000 ºC y en su núcleo se alcanzan los 15 millones de grados.

· Estrella binaria
Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que se encuentran girando una alrededor de la otra. La primera estrella binaria fue descubierta por Herschel. Éste detectó el movimiento relativo entre las dos componentes de Cástor, en la constelación de Géminis. Aunque en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se considera que entre un tercio y la mitad de las estrellas que observamos son sistemas binarios.

· Estrella de neutrones
Última etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, ésta sufre una explosión de supernova. Después de la explosión el núcleo de la estrella colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso continúa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo debido al principio de exclusión de Pauli. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones menor es su diámetro pero si sobrepasa las dos masas solares seguiría colapsando hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos 10 kilómetros de radio. Además, a causa del principio de conservación del momento angular la contracción de la estrella hace que ésta gire más rápido y también hace que su campo magnético se vuelva más intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que son comprimidas por el campo magnético dentro de un haz que gira con la estrella con períodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este caso son conocidas como púlsares. Las estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como objetos aislados o en sistemas binarios.

· Estrella doble (o múltiple)
Dos (o más) estrellas aparentemente muy cercanas entre sí. Según si se encuentran o no ligadas gravitatoriamente, las estrellas dobles se clasifican en parejas ópticas, si su proximidad es producto de la perspectiva visual o estrellas binarias, si su movimiento relativo indica que se encuentran girando una alrededor de la otra.

· Estrella polar
La estrella Polar (alfa de la Osa Menor) es el astro más brillante de la constelación de la Osa Menor. A pesar de eso, no se trata de una estrella especialmente destacada, se clasifica como de segunda magnitud y desde los cielos contaminados de las ciudades cuesta incluso encontrarla. Por lo tanto, es falso el mito tan extendido que afirma que la estrella Polar es la más brillante de todo el cielo; nada más lejos de la realidad. Lo que hace especial a esta estrella es el hecho fortuito de que el eje de rotación de la Tierra apunta casi exactamente hacia ella por su lado norte. Por lo tanto, a medida que la Tierra gira esta estrella se mantiene siempre quieta en un mismo punto del cielo y no comparte el movimiento diurno de salida y puesta que afecta al Sol, la Luna y el resto de estrellas del firmamento. Eso hace que la estrella Polar sea muy útil como recurso de orientación en la noche y conocerla resulta fundamental para excursionistas, exploradores y navegantes. El eje de la Tierra no mantiene siempre la misma orientación en el espacio, sino que se va desplazando lentamente en un ciclo que dura unos 26.000 años. Así que la estrella Polar no ocupará siempre en el futuro, ni ha ocupado siempre en el pasado, el lugar privilegiado que hoy tiene. En el Egipto faraónico hacía el papel de estrella Polar la estrella Thuban, alfa del Dragón.

· Estrella variable
La variación del brillo de las estrellas puede ser debido a una causa intríseca o extrínseca, es decir que la estrella tenga una variabilidad real o que su luz se vea interrumpida por una factor externo que puede ser otra estrella o una nube de gas interestelar. Según la causa de su variabilidad, las estrellas variables intrínsecas se dividen en: pulsantes, con variaciones del radio de la estrella; variables eruptivas, con cambios en su superficie, como llamaradas o eyecciones de materia, y variables cataclísmicas que experimentan un cambio enorme de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. Las novas deben su variación a la acumulación de materia recibida de su estrella compañera. Las estrellas pulsantes características son las cefeidas, para las que Henrietta S. Leavitt en 1912 descubrió que su período de variabilidad era proporcional a su luminosidad, con lo cual la determinación del período nos da una indicación muy fiable de su distancia. Las variables extrínsecas más frecuentes son las estrellas eclipsantes, que son estrellas binarias en las que la dirección de observación coincide con el plano de su órbita y vemos entonces una estrella pasar por delante de la otra, eclipsándola periódicamente. Las más abundantes son las de tipo Algol o tipo beta Lirae.

· Estructura del universo a gran escala
El universo está poblado por objetos celestes de todos los tamaños, desde lo submicroscópico (partículas de los rayos cósmicos) hasta lo más grande (supercúmulos de galaxias). Cada escala espacial posee una estructura característica, constituida por objetos celestes concretos. Así, la escala interestelar o galáctica culmina cuando se consideran distancias del orden de cien mil años-luz, cuando se pasa a la escala intergaláctica, en la que los objetos característicos ya no son las estrellas y las agrupaciones estelares, sino las galaxias. A partir de unos treinta millones de años-luz se entra en el ámbito de la estructura del universo a gran escala. En este orden de tamaños, las piezas básicas son los grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias. Los grupos tienen una decenas de galaxias, mientras que los cúmulos albergan centenares, hasta miles de ellas. Los supercúmulos de galaxias contienen decenas de cúmulos y alcanzan extensiones de cientos de millones de años-luz. A escalas mayores aún, los supercúmulos se organizan en estructuras filamentosas, alargadas o planas, que dejan grandes huecos vacíos. Esta estructura esponjosa adquiere carácter homogéneo e isótropo considerada a escalas superiores a los 500 millones de años-luz.

· Evolución estelar
Es el proceso por el cual las estrellas cambian su apariencia exterior y su estructura interna con el paso del tiempo. Podemos pensar en la evolución estelar de igual forma que en los seres vivos, que a medida que envejecen sufren cambios en su organismo y su aspecto. El motor de los cambios de una estrella es la nucleosíntesis, la transformación de unos elementos químicos en otros mediante reacciones nucleares. Así, tras nacer, las estrellas pasan la mayor parte de la vida en una fase tranquila, mientras queman hidrógeno en el interior, y lo transforman en helio. Ésta es la fase de mayor duración, la secuencia principal, que abarca el 90% de la vida de la estrella, y durante ella sufre pocos cambios. Pero apenas se agota el hidrógeno, la estrella acelera su evolución y sufre cambios notables, mientras va creando nuevos elementos químicos en el interior, cada vez más rápidamente. Los cambios de apariencia nos llevarán a clasificar las estrellas en diferentes clases: enanas, gigantes, supergigantes... Las fases concretas por las que pasa una estrella dependen fundamentalmente de su masa. Cuanto mayor es ésta, más rápida es su evolución y más corta su vida. Su destino final es también diferente, dependiendo de la masa: las estrellas de mayor masa se convertirán en supernovas y dejarán tras de sí un agujero negro o una estrella de neutrones, mientras que las de menor masa se convertirán en enanas blancas, estrellas pequeñas y calientes, que irán enfriándose eternamente.

· Exoplaneta o planeta extrasolar
La Unión Astronómica Internacional (UAI), en 2003, definió de manera provisional el concepto de exoplaneta. Así, los planetas fuera del Sistema Solar deben orbitar alrededor de una estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 14 masas de Júpiter. Debido a su reducida masa, no alcanzan temperaturas ni densidades en sus interiores lo suficientemente altas como para fusionar deuterio o cualquier otro elemento químico. Por lo tanto, no producen energía a partir de este tipo de fuente. Según la misma resolución de la UAI, los objetos subestelares, con masas superiores a los anteriores, pero que no fusionan hidrógeno, se deben denominar enanas marrones. Por otra parte, los objetos aislados de masa planetaria, con masa por debajo del límite de las 14 masas de Júpiter, se deben denominar sub-enanas marrones o cualquier otro nombre, salvo planeta. Estas definiciones podrían modificarse. De hecho, es probable que se cambien en la próxima reunión de la UAI, en agosto de 2009, ya que la expresión sub-enana marrón no es muy acertada, siendo más adecuados otros términos como planemos, oriones, o xebarcos.

· Expansión del universo
Se ha observado que las distancias entre las grandes estructuras del universo (los cúmulos y supercúmulos de galaxias) se incrementan de manera progresiva. Este hecho observacional se denomina expansión del universo y fue descubierto por Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason en 1929. Si se toman dos cúmulos de galaxias cualesquiera, la distancia entre ellos crece sin cesar, y lo hace no porque las galaxias o los cúmulos se desplacen, sino porque crece el espacio que media entre ellos. Es más, cuanto más distantes entre sí se encuentren los cúmulos considerados, más veloz es el incremento de la distancia. La intensidad de la expansión del universo en cualquier instante de su historia se valora por medio del parámetro de Hubble, H. El valor actual del parámetro de Hubble recibe el nombre de constante de Hubble y se simboliza como H0. La expansión del universo no afecta a sistemas ligados gravitatoriamente, es decir, el proceso no altera las distancias entre los átomos de nuestros cuerpos, entre la Tierra y el Sol o incluso entre las estrellas de la galaxia o entre galaxias pertenecientes a un mismo cúmulo. Las observaciones indican que la expansión del universo se está acelerando cada vez más, por motivos que aún no están claros.

F


· Fotón
El fotón es la partícula de luz portadora del campo electromagnético. Un fotón se caracteriza por su energía, o equivalentemente, por su frecuencia. Así, los fotones de mayor frecuencia tienen mayor energía, de forma que un fotón azul tiene más energía que uno rojo, y un fotón de rayos X tiene una frecuencia (y por lo tanto una energía) mayor que un fotón de radio. El fotón se desplaza a velocidad constante en el vacío, 299792,5 km/s, independientemente de la velocidad de quien lo observe. Al moverse a la velocidad de la luz tiene masa nula.

· Formación estelar
Es el proceso por el cual una nube inicial de gas molecular y polvo se transforma en una estrella. Brevemente, la nube original comienza a colapsarse debido a alguna perturbación exterior. En el colapso, la nube gana energía y aumenta en densidad. Aunque al principio la energía ganada es emitida al espacio en forma de radiación, llega un momento en que la densidad de la nube es ya tan grande, que impide que la radiación escape. La nube se calienta. Al continuar contrayéndose, siguen aumentando la densidad y la temperatura. Las moléculas y el polvo se rompen en sus átomos y éstos en sus partículas constituyentes. Aunque los detalles son muy complejos, el final de la historia es sencillo: la temperatura aumenta tanto que pueden iniciarse las reacciones nucleares en el centro de lo que fue una nube molecular, y que se ha transformado en una estrella.

· Fotometría
Técnica observacional (o conjunto de ellas) orientada a la medida del brillo aparente y el color de los cuerpos. La fotometría astronómica se aplica al brillo y color de los objetos celestes. El brillo aparente de las estrellas se suele medir por medio del esquema especial conocido como sistema de magnitudes. Las magnitudes se pueden medir en luz visible, en el infrarrojo o en el azul y ultravioleta cercanos, utilizando unos filtros que sólo dejen pasar unas determinadas frecuencias de la radiación emitida por el objeto celeste.

· Fotómetro
De manera general puede decirse que un fotómetro es un instrumento de medida empleado en física para evaluar la intensidad de la radiación emitida en forma de luz por un objeto cualquiera. En un contexto astronómico se aplica esta denominación a los aparatos utilizados para medir el brillo de las estrellas o de otros astros. Los fotómetros suelen basarse en el efecto fotoeléctrico y funcionan, por lo tanto, gracias a la transformación de la luz en una señal eléctrica cuando incide sobre un material semiconductor. Resulta de este modo un fotómetro fotoeléctrico que con el paso de los años ha llegado a convertirse en "el fotómetro" por antonomasia en astronomía observacional. Los fotómetros se suelen colocar en el plano focal de los telescopios y miden la luz que nos llega de los astros. Si se anteponen filtros permiten evaluar la intensidad del brillo estelar en diferentes bandas del espectro electromagnético. Hoy día el uso de los fotómetros en astronomía se encuentra en decadencia, puesto que los detectores bidimensionales (sensores CCD, CMOS e infrarrojos) los sustituyen con bastante ventaja.

· Fotosfera
Es la zona de la atmósfera de una estrella de donde proviene la radiación visible. Esta radiación es originada en el núcleo de la estrella y se transporta hacia las capas exteriores. En su viaje desde el núcleo hasta la superficie de la estrella, antes de llegar a la fotosfera, la radiación es absorbida y emitida de nuevo numerosas veces. Cuando finalmente el material de la estrella ya no es capaz de absorber la radiación, ésta escapa de la estrella y llega a nosotros. La capa de la estrella donde se produce la última reemisión de luz visible es la fotosfera. Otras longitudes de onda de la luz (como los rayos X o las ondas de radio) pueden sufrir su última reemisión en capas diferentes.

· Fusión
Proceso por el que dos núcleos atómicos se unen para formar otro. Los núcleos originales pueden ser tan sencillos como dos núcleos de hidrógeno (es decir, dos protones) que darían un núcleo de helio (aunque desprovisto de sus dos neutrones) pero también pueden ser más complejos, como por ejemplo la fusión de un núcleo de carbono y uno de helio para dar uno de oxígeno. Los procesos de fusión que producen elementos más ligeros que el hierro liberan grandes cantidades de energía, sin dejar residuos radiactivos. En particular, la fusión controlada de núcleos de hidrógeno es una de las grandes esperanzas de la humanidad para producir energía limpia de modo altamente eficiente. La energía electromagnética de todas las longitudes de onda que observamos procedente de las estrellas tiene su origen en las reacciones de fusión que tienen lugar en los interiores estelares.

· Fisión
Proceso por el que un núcleo atómico se rompe en dos o más núcleos más ligeros, liberando energía. La fisión puede producirse de modo espontáneo (cuando el núcleo atómico es muy inestable) o inducido mediante el choque con partículas como protones o neutrones, que hacen el papel de proyectil. La fisión es el fenómeno utilizado en las plantas nucleares encargadas de producir energía. El problema de su uso radica en que entre los nuevos núcleos que se forman hay elementos altamente radiactivos, lo que llamamos residuos nucleares, que plantean grandes problemas de almacenamiento.

 

G


· Galaxia
Gran aglomeración de estrellas, gas y polvo ligados gravitatoriamente. Las galaxias más pequeñas contienen unos millones de estrellas, mientras que las mayores poseen billones (millones de millones). Hay galaxias de diversos tipos: elípticas, espirales e irregulares. El Sistema Solar pertenece a una galaxia espiral. Esta categoría se caracteriza por poseer un disco aplanado de estrellas, gas y polvo, con brazos espirales en su seno. Las galaxias elípticas tienen estructura esferoidal o elipsoidal y suelen contener solo estrellas, con poco gas y poco polvo.

· Galaxia, la
Nombre propio del gran sistema estelar o universo isla en el que habitamos. Nuestra Galaxia consiste en un gran conjunto de estrellas y materia interestelar con forma espiral. Consta de un núcleo central, un bulbo esferoidal que rodea el núcleo y un disco mucho mayor (unos 100.000 años-luz de diámetro) en el que las estrellas más brillantes trazan brazos espirales. El conjunto está rodeado por un halo de estrellas antiguas y cúmulos globulares. Se trata por lo tanto de un sistema espiral semejante a otras galaxias. Estudios recientes apuntan a la posibilidad de que la Galaxia sea del tipo de las espirales barradas. El Sol se halla en el disco de la Galaxia a unos 30.000 años-luz del centro. Cuando contemplamos la Galaxia desde su interior se nos muestra como una banda luminosa lechosa que cruza todo el firmamento: la Vía Láctea. Por eso a veces la Galaxia recibe el nombre de galaxia de la Vía Láctea.

· Galaxia activa
Galaxia de luminosidad excepcionalmente alta y variable que muestra signos de la existencia de procesos muy energéticos relacionados con su zona central o núcleo, también llamado AGN (active galactic nucleus). El brillo de este pequeño núcleo, que se manifiesta en todas las frecuencias desde ondas de radio a rayos gamma, sobrepasando el del resto de la galaxia, implica la existencia tanto de un enorme calentamiento térmico (temperaturas de millones de grados) como de un potentísimo acelerador de partículas. El origen de estos procesos es la caída de materia hacia un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Galaxias Seyfert, cuásares, radiogalaxias o blázares son distintos tipos de galaxias activas.

· Geocentrismo
Teoría astronómica que trataba de explicar el movimiento aparente de los astros en la hipótesis de que la Tierra era el centro fijo del universo. Formulada por Aristóteles, completada y ratificada por Ptolomeo y, a pesar de contar con detractores, en la antigüedad el geocentrismo parecía ser la teoría correcta. Finalmente su aceptación por la Iglesia y el feudalismo la convirtieron en la teoría dominante hasta el Renacimiento. Según el geocentrismo, los movimientos de los cuerpos celestes podían explicarse por combinaciones de círculos (epiciclos) centrados en la Tierra. Estos explicaban sus movimientos con bastante precisión; pero el descubrimiento de las leyes del movimiento celeste y la mejora en las observaciones hicieron cada vez mas difícil sustentar su validez. Las combinaciones de círculos necesarias fueron cada vez más complicadas llegando a ser un problema inabordable. La teoría heliocéntrica, que desarrollará Copérnico, será la solución definitiva y supondrá una revolución en mecánica celeste.

· Geodésica
Sobre una superficie, es la línea de mínima longitud que une dos puntos. El caso más simple correspondería a una superficie plana en la que las geodésicas son líneas rectas. Para superficies más complejas la definición depende de la métrica (es decir, de la forma de la superficie), así en una superficie esférica la geodésicas son los arcos de círculos máximos. Por último, en la teoría de la relatividad general las trayectorias de las partículas son geodésicas de tipo temporal trazadas en un espacio-tiempo curvo.

· Gnomon
Un gnomon (o nomon) no es más que un palo o estilete clavado en una posición fija, que puede ser el suelo o una pared. Puede estar clavado ortogonal a la superficie o formando un cierto ángulo. Se trata del instrumento astronómico más sencillo que se pueda concebir. Sirve para estudiar el movimiento aparente del Sol a través de la evolución de su sombra. Un gnomon vertical permite determinar la dirección del meridiano del lugar o la dirección de los puntos cardinales. Si se conoce la latitud del lugar, un gnomon vertical permite evaluar la oblicuidad de la eclíptica. Usado en ciertas condiciones puede servir para medir la latitud del lugar de observación. Un gnomon sencillo sirve también como reloj de Sol. Si la orientación del gnomon se elige de manera concienzuda, entonces puede servir para construir un reloj de Sol que indique no solo la hora solar local, sino también la época del año, los equinoccios y los solsticios. Si se emplazan gnómones en localidades lo bastante separadas y se coordinan las medidas del modo adecuado. Este dispositivo tan sencillo puede usarse para medir el tamaño de la Tierra como lo hizo Eratóstenes en el siglo III antes de nuestra era. En definitiva, el gnomon constituye un ejemplo de instrumento sencillo capaz de brindar un rendimiento científico y didáctico considerable si se aplica con astucia.

· Gran explosión (Big Bang)
Los modelos cosmológicos actuales coinciden en que el universo está en expansión y en que al seguir la historia del cosmos hacia el pasado toda la materia y la energía que contiene se va concentrando más y más. Se deduce que el universo primitivo se hallaba en un estado de densidades y temperaturas enormes. Si se retrocede hasta la época más temprana que la ciencia actual es capaz de estudiar, entonces nos encontramos con el cosmos en el estado primigenio que corresponde a la Gran Explosión o Big Bang. Vemos por lo tanto que sería más adecuado entender la Gran Explosión como una etapa primitiva o una época de la evolución del cosmos, y no tanto como un suceso puntual concreto localizado en el espacio y en el tiempo.

· Gran implosión (Big Crunch)
Algunos modelos cosmológicos del siglo XX consideraban la posibilidad de que el universo fuera cerrado, es decir, que contara con unas dimensiones finitas y por lo tanto con una masa total también finita. Estos universos cerrados presentaban la peculiaridad de que la fase de expansión (que correspondería al estado actual del cosmos) iba seguida en un futuro lejano por una fase de contracción, en la que los cúmulos de galaxias se aproximan unos a otros y la densidad del universo se incrementa paulatinamente en vez de descender como lo hace ahora. La evolución cósmica, en el marco de estos modelos, llevaba a un final del universo en forma de implosión catastrófica, un estado de densidad extrema simétrico a la fase primitiva de la Gran Explosión. La fase final de la etapa de contracción recibía a veces el nombre de Gran Implosión (Big Crunch). Hay que decir que estos modelos están descartados en la actualidad y que los estudios actuales son casi unánimes al apuntar a un modelo de universo en expansión permanente en el futuro.

· Gravitación universal
Ley física enunciada por Isaac Newton que establece que una partícula de masa M1 ejerce una fuerza de atracción sobre otra de masa M2, que es directamente proporcional al producto de las dos masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. Esta ley es aplicable al estudio del movimiento de los cuerpos en el universo y concretamente, ha sido utilizada para validar las leyes de Kepler del movimiento planetario.

· Grupos de galaxias
Concentración de varias decenas de galaxias, con masas totales que alcanzan el billón de veces la de nuestro Sol. Los tamaños característicos de los grupos rondan el megapársec (3 millones de años-luz). El ejemplo más cercano lo ofrece el Grupo Local, al que pertenece nuestra galaxia

H


· Helio
Es el segundo elemento químico más ligero y también el segundo más abundante en el universo: casi el 10% de los núcleos existentes son de helio. Tiene dos protones y dos neutrones en el núcleo, y dos electrones en la corteza. Todas las partículas del núcleo atómico se mantienen unidas gracias a la fuerza nuclear fuerte, de carácter atractivo, pero los protones, al tener carga eléctrica, introducen una cierta repulsión electrostática que perjudica la estabilidad del núcleo. Los neutrones aportan sólo atracción nuclear, y no repulsión electrostática: contribuyen, por lo tanto, a que el núcleo sea estable. El helio se formó a partir del hidrógeno ya en el universo primitivo, y continúa formándose hoy en día en el interior de las estrellas a partir del hidrógeno. A su vez, el helio constituye la base a partir de la que se forman el carbono, el oxígeno y muchos otros elementos químicos.

· Heliocentrismo
Teoría astronómica que explica los fenómenos y los movimientos de los cuerpos celestes tomando al Sol como centro del sistema. El heliocentrismo ya fue formulado en la antigüedad por Heráclides de Ponto y Aristarco de Samos, pero sería Copérnico quien lo sacaría definitivamente a la luz. Su idea de trasladar el centro del sistema de la Tierra al Sol simplificó enormemente los cálculos y explicaba con facilidad fenómenos astronómicos importantes como la alternancia de las estaciones en la Tierra y los movimientos retrógrados aparentes de los planetas. Además, para que el heliocentrismo funcionase, las dimensiones del universo tenían que ser mucho mayores, lo que constituiría el primer paso hacia su infinitud. A pesar de que de los cálculos que se derivaban del sistema copernicano seguían siendo complejos, la simplicidad de las bases, su coherencia y belleza matemática fueron suficientes para desbancar definitivamente algeocentrismo.

· Hidrógeno
Es el elemento químico más sencillo y más abundante en el universo. El átomo de hidrógeno está formado por un protón (carga eléctrica positiva) en el núcleo y un electrón (carga eléctrica negativa) en la corteza, de modo que resulte un átomo eléctricamente neutro. Hay que notar que la pérdida de los electrones no cambia la naturaleza del elemento químico, como tampoco lo hace el añadir partículas eléctricamente neutras en el núcleo (neutrones). Así, un protón aislado es un núcleo de hidrógeno: sigue siendo hidrógeno, y un átomo de hidrógeno con un protón y un neutrón en su núcleo sigue siendo hidrógeno (si bien recibe el nombre especial de deuterio). El hidrógeno es el primer elemento que se formó, y se encuentra por todas partes en el universo. Es la base para la formación de los demás elementos químicos.

· Hipernova
Fenómeno asociado al colapso de una estrella extraordinariamente masiva (entre 100 y 150 masas solares), que constituye un tipo especialmente brillante de supernova. Cuando el núcleo de una hipernova se colapsa en un agujero negro, se forman dos chorros de plasma a velocidades relativistas, que emiten una intensa radiación gamma. Debido a esto, las hipernovas son consideradas la explicación más plausible a los estallidos de rayos gamma de larga duración.

· Historia del universo
El universo se halla en expansión o, dicho de otro modo, las distancias que median entre los objetos que pueblan el cosmos a las mayores escalas se están incrementando de manera paulatina. Si se invierte de manera imaginaria el transcurso del tiempo, es inevitable deducir que en el pasado el universo fue más denso y caliente. Al llevar este experimento mental hasta el extremo se deduce que el cosmos se hallaba en un estado de densidades y temperaturas extremadamente elevadas hace unos 15.000 o 18.000 millones de años. Ese estado y época primordiales reciben el nombre de Gran Explosión (Big Bang). Las observaciones astronómicas y la física moderna han reconstruido, al menos a grandes rasgos, la historia del universo desde ese estado primigenio hasta la actualidad. En el universo primigenio no había cuerpos celestes tal y como los conocemos hoy día, sino que todo el cosmos se hallaba repleto de radiación y partículas subatómicas. Esa primera etapa recibe el nombre de era de la radiación y abarca desde la Gran Explosión hasta unos 300.000 años tras ella. En ese momento la materia que poblaba el cosmos se tornó transparente y el universo pasó a estar dominado por la materia: se inició la actual era de la materia. Cada una de estas grandes eras contiene etapas más breves caracterizadas por fenómenos característicos. Los eventos cruciales de la era de la materia fueron, en su inicio, la formación de grandes estructuras cósmicas a partir de la materia primigenia no diferenciada, así como el nacimiento de las primeras estrellas y galaxias.

· Horizonte de sucesos
Superficie esférica que rodea a un agujero negro en la cual la velocidad de escape coincide con la velocidad de la luz. No se trata de una superficie material, sino de un límite exterior imaginario, un punto de no retorno: todo lo que atraviesa este límite cae irremediablemente en su interior. Su radio es proporcional a la masa del agujero negro. Para un agujero negro no giratorio, el radio de esta región coincide con el radio de Schwarzschild. En las proximidades del horizonte de sucesos puede producirse la emisión de radiación por parte del agujero negro debido a efectos cuánticos.

 

I


· Inflación
Expansión exponencial del universo primitivo, tras la época de gran unificación, predicha simultaneamente por Alexéi Starobinski (científico soviético) y Alan Guth (científico estadounidense). Como consecuencia directa de esta expansión, todo el universo observable tiene su origen en una región del universo primordial pequeña y, por tanto, conectada causalmente. La teoría de la inflación resuelve uno de los enigmas clásicos de la cosmología: ¿por qué el universo parece ser plano, homogéneo e isótropo cuando basándose en la física de la Gran Explosión se esperaría un universo heterogéneo con una gran curvatura? La teoría de la inflación también explica el origen de la estructura del cosmos a gran escala.

· Interferometría
Técnica (no solamente astronómica) consistente en la utilización simultánea de varios telescopios / radiotelescopios similares, apuntando a un mismo objeto. Mediante la interferometría se mide con gran precisión el pequeño retardo en la llegada de una señal a cada telescopio utilizado, lo que permite producir mapas o imágenes de gran resolución angular, equivalentes a un único telescopio o radiotelescopio del tamaño del interferómetro.

· Interferómetro
Instrumento para realizar interferometría. Los más numerosos y conocidos se componen de radiotelescopios, que trabajan en un único observatorio (con líneas de base de algunos kilómetros), o de manera coordinada a escala continental o incluso mundial (con líneas de base de miles de kilómetros). Las grandes líneas de base permiten disponer, en algunos casos, de resoluciones angulares de fracciones de milésimas de segundos de arco.

· Isótopo
Los átomos se componen de un núcleo (con protones y neutrones), en torno al cual orbitan los electrones. El número de protones es la principal característica de un átomo. Así, el hidrógeno tiene un protón, el carbono seis y el uranio 92. El número de neutrones de un núcleo puede variar de un tipo de átomo a otro. Por ejemplo, el hidrógeno puede tener en su núcleo dos, uno o ninguno, el carbono seis, siete u ocho y el uranio natural 142, 143 o 146. Son isótopos los átomos que poseen el mismo número de protones pero distinto número de neutrones. Para nombrarlos se utiliza el símbolo del átomo seguido de un número, que es la suma de los protones y neutrones en el núcleo. Los isótopos más abundantes del hidrógeno, carbono y uranio son el hidrógeno-1 (sólo un protón), carbono-12 (seis protones y seis neutrones) y uranio-238 (92 protones y 146 neutrones). Todos los isótopos de un átomo poseen las mismas propiedades químicas.

J


· Júpiter
El mayor planeta del Sistema Solar se encuentra unas cinco veces más lejos del Sol que la Tierra. Júpiter está compuesto principalmente por hidrógeno y helio. Su masa es el doble de la de todos los planetas restantes juntos. Incluso con pequeños telescopios son observables los cuatro satélites más grandes (llamados galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto) de los más de 60 que componen el sistema joviano, que también cuenta con tenues anillos. Desde Tierra son visibles las complejas formaciones meteorológicas en la capa de nubes de amoniaco, entre las que destaca la Gran Mancha Roja que, con varios siglos de antigüedad, es un gigantesco huracán que podría contener nuestro planeta en su interior. Varias misiones han sobrevolado este planeta, en ocasiones empleando su empuje gravitatorio para viajar más rápidamente a sus destinos. Se planean futuras misiones para comprobar las posibilidades biológicas de algunos de sus satélites.

K


· Kelvin
Es la unidad de temperatura en el sistema internacional de unidades. Su símbolo es K. En la vida cotidiana medimos las temperaturas en grados centígrados o Celsius, por su inventor. La diferencia entre la escala en kelvin y la centígrada estriba en que los kelvin tienen el cero en la temperatura mínima accesible (el cero absoluto), mientras que la escala centígrada pone el cero en el punto de congelación del agua. La temperatura en grados centígrados se obtiene restando 273,15 a los kelvin. No se dice grado kelvin sino kelvin y es la unidad de temperatura utilizada en los trabajos científicos.

L


· Lágrimas de San Lorenzo
Se trata de una lluvia de estrellas. En el caso de las Perseidas, estas partículas han sido producidas por el cometa Swift-Tuttle que, como todos los cometas, pierde masa cuando se acerca al Sol. Todos los años, sobre el 11-13 de agosto, la órbita de la Tierra cruza una nube de partículas producidas por este cometa, lo que produce la lluvia de las Perseidas. Si prolongamos las trazas de las Perseidas observadas en una noche, todas parecen provenir de una zona situada en la constelación de Perseo, de ahí su nombre. El otro nombre, Lágrimas de San Lorenzo, viene de que esta lluvia de estrellas se produce alrededor del 10 de agosto, festividad de san Lorenzo.

· Lente gravitatoria
Las teorías de la gravitación, tanto clásica (de Newton), como relativista (de Einstein), indican que la luz tiene que verse afectada por la atracción gravitatoria. Por lo tanto, cuando un haz de luz pasa junto a un objeto masivo se tiene que desviar. Esta desviación puede compararse con el cambio de dirección de propagación que experimenta la luz cuando pasa del aire al vidrio. Cabe pensar, por tanto, que si se dispone una cierta cantidad de masa del modo adecuado, su gravitación puede ser capaz de desviar la luz de un modo parecido al efecto inducido por la refracción en una lente de vidrio. Este fenómeno recibe el nombre de lente gravitatoria. Lo que en principio podría parecer una especulación teórica se confirmó en el siglo XX a las escalas astronómicas más diversas. En un contexto cosmológico es frecuente que objetos muy masivos (galaxias, cúmulos de galaxias) se comporten como lentes gravitatorias que deforman, amplían e intensifican las imágenes de objetos situados por detrás. En el seno de la Galaxia se han observado también microlentes gravitatorias, fenómenos de intensificación de la luz debidos al mismo influjo gravitatorio pero actuando en sistemas menos masivos. Las lentes gravitatorias son un objeto de estudio intensivo en la astronomía actual y se utilizan para multitud de estudios en cosmología, búsqueda de materia oscura o investigación en el campo de los planetas extrasolares.

· Ley de Hubble
A lo largo del siglo XX se descubrió que el universo está en expansión. Esto implica que los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros porque el espacio que los separa va creciendo de manera progresiva. Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason, descubridores de este fenómeno, se percataron del mismo porque la expansión cósmica induce un desplazamiento al rojo en los espectros de las galaxias lejanas. Si el desplazamiento al rojo se representa como z, Hubble estableció de manera empírica que su valor es proporcional a la distancia que nos separa de una galaxia, d. Podemos escribir por lo tanto z = H0d/c, donde la constante de proporcionalidad H0 se denomina constante de Hubble y c corresponde a la velocidad de la luz. Los modelos cosmológicos basados en la relatividad general han puesto de manifiesto posteriormente que la ley de Hubble, de carácter empírico, solo tiene validez en el universo local, para distancias inferiores a unos cientos de millones de años-luz. Sí tiene validez general una ley similar, pero diferente, que se deduce de estos modelos cosmológicos, la llamada relación velocidad-distancia, que indica que la velocidad de separación v entre dos puntos cualesquiera es proporcional a la distancia que los separa, d, con la misma constante de Hubble como factor de proporcionalidad. Es muy frecuente confundir la relación velocidad-distancia (de validez general) con la ley de Hubble, una relación aproximada de carácter empírico.

· Ley de Titius-Bode
Es una ley por la que utilizando el número de orden del planeta y una operación matemática simple, se deducen las distancias de los planetas al Sol. Bode la publicó de esta forma: distancia al Sol= (n+4)/10 en unidades astronómicas, donde n=0, 3, 6, 12, 24, 48,... Fue J. D. Titius quien la descubrió en 1766 pero no tuvo eco científico hasta que la publicó y dio a conocer J.E. Bode en 1772. Es una ley empírica (a la cual no se le ha encontrado ninguna explicación física) que se dedujo cuando sólo se conocían los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno. La ley se hizo famosa al descubrirse Urano y al buscar y encontrar Ceres y el cinturón de asteroides a las distancias marcadas por la Ley de Titius-Bode. Posteriormente se descubrieron Neptuno, que no cumple la ley, y Plutón que tampoco la cumple pero se aproxima bastante aunque este último no sea un planeta propiamente dicho. Es una ley que también es válida (con otros parámetros numéricos) para los satélites de Júpiter y de Urano y también para los de Saturno pero con algunos huecos. Actualmente se está tratando de aplicar a los planetas extrasolares.

· Leyes de Kepler
Conjunto de tres expresiones matemáticas mediante las cuales el astrónomo alemán Johannes Kepler describió el movimiento de los planetas alrededor del Sol en el siglo XVII. En la primera, se demuestra que sus órbitas son elípticas y no circulares y que el Sol está situado en uno de sus focos. La segunda, conocida también como ley de las áreas, hace referencia a la constancia del momento angular, por lo cual cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cerca (perihelio). Por último, la tercera ley relaciona magnitudes características de los planetas y sus órbitas, estableciendo que el cuadrado del período de revolución del planeta alrededor del Sol es proporcional al cubo del semieje mayor de su órbita. Las leyes de Kepler no sólo se aplican a los planetas que orbitan alrededor del Sol, sino a todo cuerpo celeste que orbita alrededor de otro bajo la influencia de la gravedad.

· Límite de Roche
Distancia más pequeña a la que puede estar un cuerpo que orbita alrededor de otro más masivo y mantenerse entero gracias sólo a fuerzas gravitatorias. En ausencia de otros efectos (fuerzas centrífugas o eléctricas), los satélites de un planeta sólo podrían formarse más allá del límite de Roche puesto que en el interior del mismo las fuerzas de marea impiden la agregación de materia, lo que da lugar a anillos de materia dispersa.

· Línea de base
En un interferómetro es la distancia entre cada par de detectores (telescopios). La mayor variedad en líneas de base permite una mejor cobertura espacial. La mayor línea de base de un interferómetro es lo que determina su resolución angular.

· Lluvia de estrellas
Fenómeno que se produce cuando minúsculas partículas de polvo entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se desintegran por fricción, produciendo el rastro luminoso que llamamos meteoro o estrella fugaz. Si prolongamos las trazas de los meteoros pertenecientes a una misma lluvia, todos parecen provenir de una zona, el punto radiante. En realidad, todas las partículas entran paralelas en la atmósfera pero al estar tan alejadas de nosotros la perspectiva nos hace verlas como provenientes de ese único punto. La constelación donde reside el radiante da nombre a la lluvia (Perseidas, Gemínidas, Oriónidas...). La lluvia de estrellas más conocida es la de las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo.

· Longitud de onda
Es la distancia entre dos crestas consecutivas de la onda electromagnética. Es inversamente proporcional a la frecuencia y por lo tanto a la energía de la onda. El rango visible del espectro electromagnético, o lo que es lo mismo, el que es capaz de percibir el ojo humano, es el de longitudes de onda comprendidas entre 400 y 700 nanómetros.

· Luminosidad
Medida de la radiación o energía emitida por un objeto celeste. Se da en unidades de potencia (por ejemplo, vatios o ergios por segundo), aunque suelen usarse otras unidades, como la luminosidad solar, que es cuatrocientos cuatrillones de vatios.

· Luna
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Se encuentra a 384.400 km de distancia de la Tierra y tiene un diámetro de 3.476 km. Tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra unos 27,32 días. Debido a efectos de marea, el periodo de rotación de su eje coincide con el de rotación en torno a la Tierra, por lo que la Luna siempre presenta la misma cara al observador terrestre. A lo largo de su órbita, el cambio de posición de la Luna respecto al Sol, hace que la parte iluminada vaya cambiando, dando lugar a las fases de la Luna (Luna nueva, cuarto creciente, Luna llena y cuarto menguante).

· Lunación
Se llama así al intervalo entre dos fases idénticas de la Luna. También se denomina mes sinódico y su duración es de 29,531 días, o dicho de otro modo 29 días 12 horas y 44 minutos. Desde la antigüedad ha representado uno de los elementos básicos para contar y medir el paso del tiempo. Nuestros meses actuales tuvieron su origen en los meses lunares, pero científicamente no son útiles pues las lunaciones no se corresponden con un número entero de días solares y los años solares son inconmensurables en lunaciones. Las fechas de las fases lunares van derivando sobre el calendario y vuelven a coincidir con los mismos días del año solar aproximadamente cada 19 años.

· Luz
Se suele denominar luz a la radiación electromagnética que es visible al ojo humano, es decir, a aquella cuya longitud de onda se encuentra entre 400 y 700 nanómetros. No obstante, en física se aplica este término de manera general a la radiación electromagnética en todo su rango. La luz tiene la particularidad de comportarse como onda y como partícula. De esta manera, las partículas de luz, llamadas fotones, presentan propiedades tanto ondulatorias como corpusculares. Y por otro lado, los colores que componen la luz (para la luz visible: rojo, amarillo, azul...) se atribuyen a oscilaciones de campos eléctricos y magnéticos en las distintas frecuencias o, desde el punto de vista corpuscular, a fotones de diferentes energías.

· Luz zodiacal
Resplandor difuso y débil debido a la incidencia de la luz solar sobre las partículas microscópicas que llenan el espacio interplanetario. Esta distribución de polvo adopta forma lenticular con la eclíptica como plano de simetría. La densidad de partículas y su iluminación decrecen con la distancia al Sol, de modo que la luz zodiacal abarca toda la eclíptica pero se detecta mejor en las direcciones cercanas al Sol. Se manifiesta como un triángulo luminoso que en condiciones de observación óptimas se puede distinguir hacia Poniente tras la puesta de Sol o hacia Levante justo antes del amanecer.

 

M


· Magnetosfera
Región con un intenso campo magnético que rodea un objeto astronómico. En el caso de la Tierra, por ejemplo, este campo magnético protege el planeta, a modo de escudo, de las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol (viento solar).

· Magnitud
Sistema empleado en astronomía para la medida del brillo de los objetos celestes. Las estrellas más brillantes del cielo se clasifican como de primera magnitud, mientras que las más débiles, perceptibles a simple vista, pertenecen a la sexta magnitud. Entre ambas categorías se encuentran las magnitudes segunda, tercera, cuarta y quinta. Obsérvese que cuanto más brillo aparente muestra un objeto, menor resulta su magnitud. La escala se extiende hacia abajo (magnitud cero y magnitudes negativas) para astros muy brillantes, y más allá de sexta magnitud para objetos débiles que sólo se perciben con telescopios. En la actualidad, los métodos de medida permiten evaluar las magnitudes con decimales. El Sol tiene magnitud -26; la Luna llena -12; los objetos más débiles detectados tienen magnitud 30, aproximadamente. La escala puede adaptarse para evaluar no brillos aparentes, sino luminosidades intrínsecas, y entonces resultan las denominadas "magnitudes absolutas".

· Mancha solar
Sobre la superficie visible del Sol se aprecian zonas oscuras llamadas manchas solares que surgen, participan de la rotación solar, cambian de forma y tamaño, y se disgregan o desaparecen. Suelen durar varios días, aunque las de mayor tamaño pueden mantenerse varias semanas. Una mancha solar típica presenta una zona interior más oscura, llamada umbra, rodeada de una zona de brillo intermedio y aspecto filamentoso, la penumbra. Las manchas se ven oscuras por su menor temperatura, unos 3.700 K en la umbra (5.700 K en la fotosfera circundante). La intensa concentración de campo magnético, que en las manchas puede ser miles de veces mayor que el campo magnético terrestre, inhibe los movimientos convectivos que calientan la fotosfera desde abajo, produciendo el enfriamiento relativo que hace las manchas más oscuras. En la umbra el campo magnético es más intenso y prácticamente vertical, mientras que en la penumbra su intensidad es menor y sus líneas se van poniendo horizontales. Las manchas suelen aparecer en grupos bipolares, con la mancha (o conjunto de manchas) líder, en el sentido de la rotación solar, con una polaridad magnética, y la última mancha (o conjunto), con la polaridad opuesta.

· Mareas
En el ámbito terrestre, cambios periódicos del nivel del mar, producidos principalmente por las fuerzas gravitatorias que ejercen la Luna y el Sol. En el ámbito astronómico, los efectos de marea son un fenómeno más general, abundante y trascendental, que se da a todas las escalas (planetaria, estelar, galáctica) en cualquier situación en la que dos partes de un mismo cuerpo extenso se ven atraídas con diferente intensidad por otro cuerpo al estar a diferentes distancias de él. Por ejemplo, los lados cercano y alejado de una estrella con respecto al agujero negro hacia el que cae o dos lados opuestos de un cúmulo de galaxias que pasa junto a un cúmulo mayor. En el desgarramiento resultante no importa tanto el valor absoluto de la fuerza de gravedad como las pequeñas diferencias de ésta entre dos puntos opuestos del cuerpo que la sufre.

· Marte
Cuarto planeta del Sistema Solar por distancia al Sol. Durante siglos su color rojizo y cercanía a la Tierra han cautivado la imaginación del ser humano. Guarda numerosas similitudes con nuestro planeta pero es más pequeño (aproximadamente la mitad). Su atmósfera está compuesta esencialmente por dióxido de carbono pero es muy poco densa. Cada cierto tiempo, el viento es capaz de elevar importantes cantidades de polvo de la superficie formando enormes tormentas. Existen pruebas que sustentan la presencia de agua líquida en la superficie en grandes cantidades en el pasado. En la actualidad, el agua sólo se puede encontrar en estado sólido bajo la superficie y en pequeñas cantidades en los polos, aunque también podría fluir brevemente por su superficie. Las posibilidades de vida pasada son también motivo de gran interés y numerosas misiones espaciales han venido estudiando este planeta hace décadas.

· Materia interestelar
Es la materia que se encuentra en el medio interestelar. En las galaxias elípticas el medio interestelar es relativamente pobre en gas y polvo, en las espirales la materia interestelar en cambio es abundante y se concentra sobre todo en el disco de la galaxia y en los brazos espirales. Debido a la materia interestelar, las estrellas se ven más débiles y enrojecidas, procesos que llamamos extinción interestelar y enrojecimiento interestelar. Existen zonas en las que la materia interestelar se hace evidente, son las nebulosas, en las que la densidad de la materia interestelar es tal que absorben y esparcen la luz de las estrellas de manera muy eficiente impidiendo su paso (nebulosas oscuras), o bien reflejan la luz de las estrellas cercanas (nebulosas de reflexión).

· Materia oscura
Recientes observaciones sugieren que cerca del 95% de la energía del universo está en el sector "oscuro". Este sector está constituido por materia oscura (una forma de materia no luminosa) y energía oscura, cuyo origen y composición son desconocidos. La materia oscura constituye alrededor del 23 % del universo y está formada por partículas exóticas no bariónicas que interaccionan muy débilmente con la materia bariónica ordinaria.

· Medio interestelar
Es el espacio que hay entre las estrellas dentro de una galaxia. Aunque parece vacío, hay gas (99%) y polvo (1%) distribuidos de un modo muy irregular. Se estima que en galaxias como la Vía Láctea el 10-15% de su masa reside en el medio interestelar. A partir de esta materia interestelar se forman las estrellas que, según su masa, la van devolviendo al medio interestelar suavemente en forma de vientos estelares o de explosiones de supernova al final de su vida. Estas explosiones calientan el medio interestelar hasta temperaturas de un millón de kelvin, y se forman burbujas de gas caliente e ionizado de muy baja densidad (fase caliente) que se van enfriando en contacto con el medio interestelar general neutro y más denso (fase fría), de unas decenas de kelvin. Se forman además unas zonas de transición de gas templado y de densidad intermedia (fase templada). El gas está compuesto mayoritariamente por hidrógeno y algo de helio y el polvo por partículas de hidrógeno, carbono y silicatos. La densidad del medio interestelar oscila entre una milésima y un millón de átomos de hidrógeno por cm3 (la masa de un átomo de H es de 1,67x10-24 gramos) [10 elevado a menos 24], que es pequeñísima comparada con las densidades terrestres, como por ejemplo la del agua que es de 1000 g/cm3 (cúbico) o la del oro que es de 19300 g/cm3.

· Medio interplanetario
Material y campos magnéticos que pueblan el Sistema Solar en el espacio entre los cuerpos celestes (planetas, asteroides y cometas). Este medio está formado por polvo interplanetario, rayos cósmicos, plasma proveniente del viento solar y la combinación de los campos magnéticos del Sol y los planetas. La temperatura del medio interplanetario es aproximadamente de 100.000 K y su densidad muy baja, del orden de cinco partículas por centímetro cúbico en la vecindad de la Tierra. Esta densidad disminuye conforme aumenta la distancia al Sol (la relación es de proporcionalidad inversa con el cuadrado de la distancia). El reflejo de la luz solar en las partículas pulverulentas del medio interplanetario da lugar a un resplandor difuso que recibe el nombre de luz zodiacal y luz antisolar (gegenschein).

· Megalito
Del griego megas (gran) y litos (piedra). Se trata de una gran roca con la que se ha construido una estructura o monumento. Esta construcción puede estar compuesta sólo de una de estas rocas o de varias. En el lenguaje común, suele denotarse por megalito a una gran piedra erigida por hombres prehistóricos del Neolítico o el comienzo de la Edad de Bronce, como monumento o marcador con un objetivo aún discutido. Stonehenge (situado en Wiltshire, Inglaterra) es uno de los ejemplos más conocidos de este tipo de construcciones prehistóricas. Entre las funciones de uso propuestas por los arqueólogos se incluye el de observatorio astronómico. Hay en el mundo otros megalitos erigidos con motivaciones claramente astronómicas.

· Mercurio
El planeta del Sistema Solar más cercano al Sol. Es el más pequeño de nuestro Sistema y posee la segunda mayor densidad, ligeramente inferior a la de la Tierra. Su órbita es bastante elíptica, con un radio medio de casi 0,4 UA. Posee una tenue atmósfera básicamente compuesta de potasio y sodio y las temperaturas oscilan fuertemente entre la cara nocturna y diurna. Su formación geológica más reseñable es la cuenca Caloris, formada probablemente por el impacto con otro cuerpo. Observado desde la Tierra sólo puede verse en las cercanías del crepúsculo o del amanecer, nunca demasiado lejos de nuestra estrella. En la actualidad, la misión Messenger de la NASA está aportando una enorme cantidad de información sobre este planeta.

· Meteorito
Se denomina así a toda partícula extraterrestre que penetra en la atmósfera terrestre y que tiene un tamaño suficiente como para sobrevivir a la fricción y llegar hasta el suelo. A ese fragmento de roca proveniente del espacio lo llamaremos meteorito. Los meteoritos producen en la atmósfera estrellas fugaces (o meteoros) de gran brillo conocidos como bólidos. No es extraño que los meteoritos se rompan en su vuelo atmosférico y caigan en varios fragmentos sobre la superficie terrestre. Observaciones de estos bólidos permiten reconstruir las trayectorias y obtener la zona de la superficie dónde han caído, lo que ayuda a su recuperación para su posterior estudio. Los meteoritos pueden ser rocosos, metálicos, o una mezcla de ambos. Su estudio nos informa sobre la composición e historia de los cuerpos del Sistema Solar. Se han recuperado más de 31.000 meteoritos, la caída de más de 1.000 fue observada por algún testigo.

· Meteoro
Un meteoro es un fenómeno atmosférico, que puede ser aéreo, como los vientos; acuoso, como la lluvia o la nieve; luminoso, como el arco iris, el parhelio (aparición simultánea de varias imágenes del Sol reflejadas en las nubes y por lo general dispuestas simétricamente sobre un halo) o la paraselene (varias imágenes de la Luna reflejadas en las nubes); y eléctrico, como el rayo y el fuego de Santelmo. También se llama meteoro al rastro luminoso dejado en la atmósfera por cualquier cuerpo que entre en ella a gran velocidad, como es el caso de las llamadas estrellas fugaces, que pueden verse sobre todo en las noches con lluvia de estrellas, como la lluvia de las Perseidas. Se llaman bólidos a aquellos meteoros cuya luminosidad sea superior a la del planeta Venus. Si un bólido es más brillante que la Luna llena podrá sobrevivir y llegar al suelo en forma de meteorito.

· Microondas
Radiación electromagnética con longitudes de onda comprendidas, aproximadamente, entre 1 mm y 1m, es decir, entre el infrarrojo y las ondas de radio. Muchos autores consideran las microondas como un segmento del espectro incluido dentro de las ondas de radio. La atmósfera posee varias ventanas de transmisión de microondas, que se utilizan para estudiar el universo frío. De especial relevancia resultan los estudios de formación estelar, objetos subestelares y, sobre todo, de la radiación cósmica de fondo, en todos los cuales es clave la tecnología de detección de microondas.

· Misión espacial
Se llama misión espacial a cada uno de los satélites artificiales o sondas que se envían, con instrumentos a bordo, para hacer observaciones astronómicas o de investigación de la Tierra. Los satélites son misiones en órbita alrededor de la Tierra, del Sol, de cualquier cuerpo del Sistema Solar o alrededor de los puntos de Lagrange, en cambio las sondas espaciales son enviadas hacia su destino sin posibilidad de retorno. Ejemplos de sondas espaciales son las naves Voyager 1 y 2 que actualmente están saliendo ya fuera del Sistema Solar. Los satélites artificiales, al final de su vida útil, se convierten en basura espacial a no ser que se les haga descender hasta penetrar en la atmósfera donde, por rozamiento, acaban por desintegrarse.

· Monturas de telescopios
Un telescopio astronómico posee una parte central, el dispositivo óptico encargado de captar las imágenes y registrarlas y analizarlas, o bien prepararlas para su observación por el ojo humano. Pero la parte óptica del telescopio requiere apoyarse sobre un dispositivo mecánico robusto y preciso que permita apuntar la parte óptica hacia el firmamento y mantener la dirección de apuntado en el curso de la observación. Ese sistema mecánico recibe el nombre de montura. Un telescopio normal debe poder apuntar a cualquier lugar del firmamento y, en consecuencia, debe descansar sobre un sistema que conste de al menos dos ejes. Normalmente esos ejes son perpendiculares entre sí, pero se pueden disponer de varias maneras distintas. El diseño más simple desde el punto de vista mecánico corresponde a colocar un eje vertical y otro horizontal, de modo que el telescopio pueda ejecutar movimientos combinados arriba-abajo e izquierda-derecha. Se obtiene así la montura de tipo horizontal, también llamada altacimutal o acimutal. La mayoría de los telescopios grandes modernos poseen este tipo de montura. Un diseño alternativo lo constituyen las monturas de tipo ecuatorial, donde un eje es paralelo al aje de rotación terrestre y el otro está contenido en el plano del ecuador. De este modo el telescopio puede moverse en direcciones norte-sur y este-oeste. El sistema ecuatorial simplifica notablemente el control y manejo del telescopio, pero a costa de complicar la mecánica, lo cual lo hace adecuado para telescopios pequeños y de tamaño intermedio, pero inviable para grandes aparatos de la clase ocho metros o mayores.

· Movimiento propio
Se denomina movimiento propio de una estrella a la variación real de su posición en el cielo debido al movimiento relativo entre ella y el Sol, sin tener en cuenta otros efectos. El movimiento propio es, por lo tanto, una medida del desplazamiento verdadero de la estrella con respecto al Sistema Solar y está producido por la rotación de las estrellas alrededor del centro de nuestra Galaxia. Dada la distancia a la que se encuentran las estrellas, sus movimientos propios son imperceptibles al ojo humano y sólo pueden medirse por medios muy precisos y después de años o incluso siglos de observación de las posiciones respecto a un punto fijo. Ésta es la razón por la que las constelaciones parecen inalteradas desde la época de las primeras observaciones realizadas por astrónomos chinos y griegos.

N


· Nadir
Punto diametralmente opuesto al cenit. Definido por la intersección de la vertical astronómica con la semiesfera inferior del observador. Su altura en la esfera es de -90°, por este motivo el nadir no es accesible a un observador sobre la superficie de la Tierra.

· Nebulosa
Las nebulosas son concentraciones de gas (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Algunas son restos de estrellas que al final de su vida han explotado y otras, por el contrario, son lugares de formación estelar. Por atracción gravitatoria, las condensaciones de gas y polvo van comprimiéndose, dando lugar a las nuevas estrellas. Las nebulosas pueden ser de emisión, de reflexión, o nebulosas oscuras. Las nebulosas de emisión pueden estar asociadas a estrellas moribundas (como las nebulosas planetarias y restos de supernovas) o a estrellas en formación (regiones HII). En ambos casos brillan debido a que son excitadas por la radiación de las estrellas cercanas. Un ejemplo típico de nebulosa de emisión es la de Orión. Las nebulosas de reflexión, reflejan la luz de estrellas próximas, es el caso de la que rodea a las Pléyades. Por último, las nebulosas oscuras no emiten ni reflejan y sólo se pueden ver como una mancha negra delante de un fondo brillante estrellado o nebular, como la de la Cabeza de Caballo o el Saco de Carbón en la Cruz del Sur. Antes de la invención del telescopio se llamaba nebulosa a todo objeto de apariencia difusa, por eso también se llamaba nebulosas a algunas galaxias.

· Nebulosa planetaria
Son las capas externas que expulsan las estrellas de masa baja e intermedia (menos de 8 o 9 masas solares) al final de su vida, al terminar su combustible nuclear, después de la etapa de gigante roja. El resto de la estrella se transforma en una enana blanca que emite radiación ultravioleta e ioniza el gas de la nebulosa planetaria, la cual en el proceso posterior de recombinación, produce emisiones espectaculares en luz visible, ya que los elementos químicos que las componen (hidrógeno, nitrógeno, oxígeno) emiten radiaciones cada uno en un color diferente característico (color, o sea longitud de onda). El gas de la nebulosa se va expandiendo hasta desaparecer después de varias decenas de miles de años y en el centro queda la estrella enana blanca. Estas nebulosas, en general, son anillos o burbujas, pero debido a las características del material circundante o al carácter binario del astro progenitor pueden ser también elipsoidales, bipolares o hasta cuadrupolares. Las nebulosas planetarias deben su nombre a que en el siglo XVIII el astrónomo William Herschel, debido a su forma aproximadamente esférica, las confundió con los discos planetarios.

· Neptuno
Último planeta del Sistema Solar, que forma junto con Urano la familia de los planetas gigantes helados. Ambos guardan entre sí numerosas similitudes. Debido a su largo período de traslación alrededor del Sol (más de 164 años terrestres) aún no hemos tenido ocasión de observarlo dos veces en la misma posición de su órbita desde que fue descubierto en 1846. Se dice que este planeta podría haber sido descubierto por Galileo más de dos siglos antes, porque lo observó pero confundió el tenue planeta con una estrella poco brillante. Entre sus satélites destaca el enigmático Tritón, que presenta una intensa actividad geológica. Fue la Voyager 2 la sonda que envió imágenes de este planeta (con una inmensa tormenta similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter, que posteriormente desapareció) y de sus satélites, y descubrió seis de ellos.

· Neutrino
Partícula elemental sin carga eléctrica y de masa ligera (cientos de miles de veces más ligeros que los electrones). Las reacciones nucleares que se producen en el seno de las estrellas generan grandes cantidades de neutrinos. Al tratarse de partículas que pueden pasar de manera casi transparente a través de la materia común, los neutrinos portan información directa sobre las condiciones que imperan en los interiores estelares. Sin embargo, su gran poder de penetración hace que sean muy difíciles de captar, aunque en las últimas décadas se han construido detectores de neutrinos sensibles a las partículas de este tipo emitidas por el Sol y por las supernovas cercanas.

· Nova
Del latín nova (nueva), se denominó así a las estrellas nuevas que aparecían en el cielo, aunque estas ya existían y lo que se observaba en realidad era un incremento muy brusco en el brillo aparente. En la actualidad se conoce que este fenómeno está asociado a estallidos en una enana blanca, que forma parte de un sistema binario y se encuentra recibiendo masa de la estrella compañera. El proceso de intercambio de materia termina por provocar reacciones de fusión nuclear en la superficie de la estrella enana blanca. Cuando este efecto se repite en el tiempo, se conoce como nova recurrente.

· Nube de Oort
Es el conjunto de cuerpos menores, en su mayoría muy similares a los TNO y cometas, que se encuentran en una región esférica externa al cinturón transneptuniano y que se extiende hasta los confines mismos del Sistema Solar (aproximadamente 1 año luz). Su existencia fue postulada por Jean Oort en 1950 y aunque no se han observado objetos en ella, dado que por sus pequeños tamaños son muy débiles, sí se han observado muchos objetos provenientes de ella. Se trata de los cometas de largo período. Fue a partir de las órbitas de estos que Oort postuló la existencia de esta reserva de cuerpos helados. Algunos de ellos, por efectos de perturbadores externos (por ejemplo, el pasaje de estrellas cercanas) son enviados hacia el interior del Sistema Solar y se transforman en cometas. Podría albergar entre uno y cien billones de objetos, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra. Son, al igual que los objetos transneptunianos, reliquias de los objetos que dieron lugar a los planetas y que han sobrevivido sin ser engullidos por estos.

· Núcleo activo de galaxia
Nuestra Galaxia es una espiral tranquila, quizá del tipo barrado. Pero en el universo hay otras muchas galaxias de tipos muy diferentes, y entre ellas se encuentra el grupo de las galaxias activas. Las galaxias activas contienen un núcleo que emite energía en cantidades enormes y de manera muy violenta. Como es natural, esos núcleos reciben el nombre de núcleos activos de galaxias o, también, núcleos de galaxias activas. Las teorías más aceptadas atribuyen la emisión de energía a un agujero negro supermasivo situado en el centro de estas galaxias, sobre el cual se precipita materia a un ritmo considerable. La caída del material induce su calentamiento y compresión, y desencadena la emisión de energía en todas las longitudes de onda del espectro. Con frecuencia los núcleos activos de galaxias emiten también chorros de materia en direcciones opuestas, unos flujos de partículas que recorren distancias cosmológicas en el espacio intergaláctico y dan lugar a fenómenos de emisión radioeléctrica. Los núcleos activos de galaxias pueden manifestarse de varias maneras distintas desde el punto de vista observacional, dependiendo de sus características intrínsecas y del ángulo bajo el cual se observan desde la Tierra. Tenemos así los cuásares (con o sin emisión de ondas de radio), los blázares, las radiogalaxias, las galaxias de Seyfert, etc.

· Nucleosíntesis
Proceso por el que las reacciones nucleares transforman unos elementos químicos en otros. El elemento más sencillo es el hidrógeno, cuyo núcleo atómico consta de un solo protón. El número de protones determina la naturaleza del elemento químico. Así, el siguiente elemento es el helio, con un núcleo de dos protones y dos neutrones. El helio puede formarse mediante reacciones de los núcleos de hidrógeno con otras partículas (por ejemplo, otros núcleos de hidrógeno). Después, las reacciones entre los núcleos de helio pueden formar carbono, y de ahí, oxígeno, neón y otros elementos pesados como nitrógeno, hierro, oro. De este modo, los núcleos de todos los elementos químicos que conocemos se han creado en el interior de las estrellas a partir de la "fusión" de núcleos más simples, comenzando con la del hidrógeno. La nucleosíntesis es el origen de la energía de las estrellas, ya que la formación de los elementos más ligeros que el hierro libera energía. La masa de los productos de la fusión es menor que la masa de los núcleos fusionados y la diferencia se transforma en energía (E=mc2) y constituye la fuente de la radiación que recibimos de las estrellas.

 

O


· Objeto de masa planetaria
Según los modelos teóricos actuales, la fusión del deuterio (un isótopo del hidrógeno formado por un protón y un neutrón) en tritio (otro isótopo del mismo elemento que contiene un neutrón adicional) ocurre sólo cuando la masa de un astro (una enana marrón o estrella) es superior a 0,013 veces la del Sol (o unas 14 masas de Júpiter). Aquellos objetos con masas menores no experimentan ninguna reacción nuclear en su interior durante ninguna de sus etapas evolutivas. Dado que su evolución es distinta (se enfrían de manera continuada, en un lentísimo proceso de muerte térmica) y debido a la similitud de sus propiedades observacionales con los planetas jovianos, se les denomina objetos de masa planetaria (IPMO por su acrónimo en inglés). Se han propuesto nombres alternativos, como planemos, oriones o xebarcos.

· Objeto subestelar
Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillará a partir de la producción de energía debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que sin embargo no tienen masa suficiente como para quemar el elemento más sencillo, el hidrógeno, que consta de un solo protón. Esto es debido a que la presión y temperatura internas, consecuencia del peso todas las capas de material que se encuentran atraídas por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversión de hidrógeno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelares. La definición incluye tanto las enanas marrones, que en ciertos periodos evolutivos muy cortos pueden quemar un isótopo del hidrógeno denominado deuterio (un protón más un neutrón), como los objetos de masa planetaria, que carecen de esta reacción nuclear. Los modelos teóricos predicen que el límite subestelar se encuentra en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, que son una fracción mínima.

· Objetos transneptunianos (o del cinturón de Kuiper)
Los objetos transneptunianos (TNO, del ingles trans-neptunian objects) son los cuerpos que pueblan la región llamada cinturón transneptuniano (también conocido como cinturón de Kuiper o de Edgeworth-Kuiper). Se trata de cuerpos de hasta unos 2000 km de diámetro compuestos básicamente de hielo de agua y de otros volátiles como metano (CH4) y nitrógeno (N2), y silicatos. Cuando la nube de gas y polvo que originó el Sistema Solar se condensó en el disco, las partículas heladas y de silicatos que estaban en la región fueron colisionando y agregándose hasta formar millones de objetos helados que quedaron orbitando alrededor del Sol. Muchos fueron absorbidos por los planetas, la mayoría fueron eyectados hacia zonas más alejadas del Sistema Solar. Considerando lo alejados que siempre han estado del Sol, y sus pequeños tamaños, el material que los forma es el menos modificado y poseen por lo tanto información única sobre el origen y evolución del Sistema Solar.

· Observatorio astronómico
Lugar sobre la superficie terrestre donde se sitúan instrumentos para la observación de los astros. Necesitan condiciones especiales como son: ausencia de contaminación lumínica, escasa humedad, falta de viento y cielos despejados. Otro factor importante es la altitud para, además del espectro visible, tener acceso a algunas bandas infrarrojas del espectro electromagnético que son muy atenuadas por el vapor de agua y el dióxido de carbono de la baja atmósfera. Los observatorios pueden dividirse en tres grandes grupos atendiendo a los objetos que estudian o al tipo de instrumentación: observatorios solares, nocturnos o de radio. Los observatorios solares tienen la peculiaridad de que observan de día al astro rey y suelen tener altas torres para conseguir distancias focales muy largas y aumentar la resolución espectral de las observaciones. Los nocturnos observan todo tipo de fuentes astronómicas en ausencia de la emisión lumínica del Sol. Los radio-observatorios no utilizan telescopios sino antenas de radio que recogen la emisión en radio de los objetos celestes y son operativos las 24 horas del día.

· Observatorio espacial
Dícese de los telescopios o cualquier otra instrumentación astronómica embarcada a bordo de satélites o plataformas espaciales. El objetivo es hacer las observaciones fuera de la atmósfera para evitar la atenuación y distorsión que producen los componentes y movimientos de la atmósfera terrestre. Los observatorios espaciales permiten observar en longitudes de onda menores (ultravioleta, rayos X, rayos gamma) y mayores (infrarrojo, microondas y radio) que las correspondientes a la luz visible. Además, las observaciones en el visible realizadas desde satélites son de mejor calidad ya que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la contaminación lumínica, de la turbulencia atmosférica y de los problemas meteorológicos, así como el ciclo noche-día, siendo posible alcanzar el límite de difracción como resolución óptica del instrumento. Los observatorios espaciales pueden trabajar de dos formas: en modo barrido, en el que se observa una franja determinada del cielo o todo él, por medio de imágenes contiguas consecutivas, o en modo observatorio, en el que se observa sucesivamente en direcciones específicas de interés astronómico.

· Observatorio virtual
El observatorio virtual nos permite el acceso a bases de datos de observaciones astronómicas realizadas por distintos observatorios terrestres y espaciales, así como a tablas de resultados de cálculos y archivos de datos teóricos aplicables en astronomía. Mediante la incorporación de nuevas tecnologías y estándares, permite a los usuarios un acceso sencillo y homogéneo a los datos, evitando el problema existente hasta ahora de las diferentes unidades de medida de la cantidad de energía recibida y de la longitud de onda, que se utilizan en los diferentes rangos espectrales. Ofrece también herramientas para el análisis y tratamiento automático de la ingente cantidad de observaciones disponible, así como de métodos de minería de datos para realizar un estudio eficiente y sistemático del enorme volumen de datos que habrá disponible en un futuro próximo a través de los nodos nacionales que forman una federación de centros englobados en el Observatorio Virtual Internacional. El Observatorio Virtual Español tienen su sede el en el Centro de Astrobiología, CAB (CSIC-INTA).

· Órbita
Trayectoria que describe un cuerpo alrededor de otro bajo el influjo de la fuerza gravitatoria. Las órbitas pueden ser circulares, elípticas, parabólicas e hiperbólicas. En el caso de los sistemas planetarios, como el Solar, los planetas giran en órbitas elípticas alrededor de la estrella central, que en nuestro caso es el Sol. El primero en percatarse de la naturaleza de las órbitas que describían los planetas alrededor del Sol fue Johannes Kepler, quien las describió en sus famosas leyes. Por otro lado, algunos planetas tienen, a su vez, satélites orbitando a su alrededor. Otros cuerpos como los cometas describen órbitas muy excéntricas en torno al Sol, mostrando períodos muy largos. En el Sistema Solar las órbitas elípticas de los planetas son casi circulares, mientras que en el caso de casi todos los exoplanetas descubiertos las órbitas son elípticas pero muy alargadas.

P


· Paralaje
Se llama paralaje al ángulo formado por las líneas de observación a un objeto desde dos puntos suficientemente separados. En el caso en que la separación sea el radio terrestre se le llama paralaje diurna o geocéntrica; cuando es el radio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol se trata de la paralaje anual. La paralaje es un nombre femenino y se mide en segundos de arco. La paralaje trigonométrica de una estrella es el ángulo bajo el cual se vería, desde esa estrella, el radio de la órbita terrestre. En astronomía se utiliza la paralaje trigonométrica para calcular distancias. Se define así la unidad de distancia pársec, siendo la distancia a una estrella en pársecs, la inversa de la paralaje trigonométrica medida en segundos de arco. Para grandes distancias se utilizan paralajes espectroscópicas (utilizando la relación entre el tipo espectral y la magnitud absoluta), paralajes dinámicas (aplicando las leyes de Kepler a sistemas binarios), paralajes cinemáticas (utilizando el movimiento propio y la velocidad de la estrella) o de grupos (para estrellas de cúmulos).

· Pársec
Unidad de medida de distancia equivalente a 3,26 años luz, o 3,086 x 1016 metros. Se define un pársec (o parsec) como la distancia desde la que habría que observar el Sistema Solar para que la órbita terrestre subtendiera un ángulo de un segundo de arco. Generalmente, esta unidad de distancia (cuyo símbolo es pc) se utiliza para objetos de nuestra propia Galaxia: estrellas, nebulosas, etc. En astronomía, el uso del pársec como medida de la distancia es más útil que el año-luz debido a que es relativamente sencillo calcular separaciones angulares de manera directa. Es frecuente también el uso de los múltiplos kilopársec (kpc, mil pársecs) y en cosmología, megapársec (Mpc, un millón de pársecs).

· Perigeo y apogeo
Son, respectivamente, los puntos más cercano y más lejano en los que se puede encontrar un objeto que se encuentra girando en una órbita alrededor de la Tierra. Por ejemplo, la Luna, que recorre una trayectoria elíptica en torno a la Tierra, se encuentra en el perigeo a una distancia aproximada de 350.000 km y en el apogeo a unos 400.000 km. Cuando la Luna se encuentra en el perigeo, las mareas lunares son mayores debido a que la distancia a la Tierra es menor y por lo tanto la atracción gravitatoria es mayor. De la misma manera, las mareas solares también son más intensas cuando la Tierra está más cerca del Sol. Los valores exactos de las distancias Tierra-Luna en el perigeo y en el apogeo son 356.425 y 406.710 km.

· Planeta
La Unión Astronómica Internacional, en su asamblea plenaria de Praga, en agosto de 2006, estableció una definición de planeta, al menos en lo referente al Sistema Solar. Según la misma, Plutón deja de ser un planeta para pasar a ser el prototipo de un nuevo tipo de objetos, los planetas enanos. Dentro de la categoría de planeta enano se encuentran Plutón, Ceres y Eris. Por lo tanto, el Sistema Solar se queda con ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Según la definición, un planeta es un cuerpo celeste que: (a) orbita alrededor del Sol, (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático, (c) es el objeto claramente dominante en su vecindad, habiendo limpiado su órbita de cuerpos similares a él.

· Planeta enano
Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple las siguientes condiciones: (a) orbita alrededor del Sol, (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático, (c) no ha limpiado su órbita de otros objetos, (d) no es un satélite de un planeta. Así, Plutón (descubierto en 1930), Ceres (el primer asteoroide, hallado en 1801) y Eris pasan a ser planetas enanos. En particular, Plutón pierde su estatus como planeta debido a que no cumple una de las características que sí presentan los ocho planetas del Sistema Solar: no es el objeto dominante en su región del espacio, o dicho de otro modo, no ha logrado barrer su órbita, sino que comparte la zona con multitud de otros objetos del mismo tipo, los cuerpos que conforman el cinturón de objetos transneptunianos.

· Planeta gaseoso o joviano
Los planetas gaseosos son aquellos constituidos principalmente por gases, en particular hidrógeno y helio. En nuestro Sistema Solar pertenecen a esta categoría Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, aunque en estos últimos el hielo es un componente sustancial en su composición. Los planetas gaseosos, dependiendo de sus mecanismos de formación, no tienen por qué poseer un núcleo sólido rocoso, sino que pueden consistir en un continuo de gases paulatinamente más densos que adquieren finalmente las propiedades de un fluido cuando se encuentra a alta presión. En el caso de Júpiter y Saturno el hidrógeno gaseoso en estado molecular da paso a un estado conocido como "hidrógeno metálico", con unas propiedades particulares. La inmensa mayoría de los planetas extrasolares descubiertos son gaseosos debido, al menos en parte, a que los actuales métodos de detección discriminan mejor planetas de mayor masa.

· Planeta rocoso o telúrico
Los planetas rocosos, también llamados telúricos, son los formados principalmente por silicatos y poseen atmósferas influidas por la actividad geológica y, en el caso de la Tierra, por actividad biológica. En el Sistema Solar existen cuatro planetas rocosos: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Curiosamente, los primeros planetas descubiertos más allá de nuestro sistema eran de tipo rocoso, aunque sólo pudieron detectarse gracias a que orbitaban en torno a un púlsar, un tipo peculiar de estrella. Sólo a partir de 2005 se consiguió afinar los métodos de detección de planetas extrasolares para encontrarlos. La búsqueda y caracterización de planetas similares al nuestro se ha convertido en el eje de algunas misiones de exploración espacial.

· Planetario
Un planetario es un dispositivo óptico y mecánico que permite proyectar sobre una bóveda una representación realista del firmamento nocturno. Antes de la era digital los planetarios constituían obras de ingeniería optomecánica de gran precisión que proyectaban sobre cúpulas a veces enormes reproducciones muy fidedignas de la bóveda celeste. Solían incluir miles de estrellas, los objetos nebulosos observables a simple vista, la Vía Láctea, la Luna y los planetas de Mercurio a Saturno. La revolución digital ha traído los planetarios computerizados, donde la proyección no se basa en elementos ópticos fijos, sino en dispositivos equivalentes en el fondo al cañón de proyección de un ordenador, lo que permite proyectar configuraciones estelares arbitrarias sin necesidad de piezas móviles. Aunque la calidad de las imágenes de los planetarios digitales es inferior a la de los dispositivos clásicos optomecánicos, la versatilidad que ofrece su carácter programable los está haciendo cada vez más populares.Los planetarios, de cualquier tipo, constituyen herramientas didácticas muy poderosas para la divulgación y la enseñanza de la astronomía, y suelen ser una pieza central en la mayoría de museos de ciencia del mundo.

· Plutoide
Son los cuerpos celestes en órbita alrededor del Sol cuyo semieje mayor es más grande que el deNeptuno, y tienen masa suficiente para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de tal modo que asumen una forma casi esférica de equilibrio hidrostático, y que no han vaciado la vecindad de su órbita de otros cuerpos. Cualquier objeto transneptuniano grande, que cumpla simultáneamente la definición de planeta enano, será automáticamente un plutoide. Sólo Plutón, Eris, Makemake y Haumea son oficialmente plutoides. En principio, todo objeto transneptuniano que tenga un diámetro aproximado de unos 800 km es candidato a ser considerado un plutoide y se le asignará un nombre como si lo fuera.

· Plutón
Este cuerpo del Sistema Solar fue descubierto en 1930 por C. Tombaugh. En 2006, según una resolución de la Unión Astronómica Internacional, Plutón se clasifica como planeta enano. Esto es debido a que no satisface una de las características que definen a los ocho planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno): no ha limpiado su órbita de otros objetos, ya que comparte la misma región del espacio con multitud de otros de tamaños similares, o incluso mayores. Además, desde julio de 2008, Plutón se ha convertido en el prototipo de los plutoides, que son aquellos planetas enanos (por tanto, de características análogas a las de Plutón) localizados más allá de la órbita de Neptuno (cuya distancia es unas 30 veces la que separa a la Tierra del Sol o unidades astronómicas). Plutón tiene un satélite de masa muy similar a él, Caronte, descubierto en 1978, además de otras dos lunas más pequeñas, Nix e Hidra (halladas en 2005).

· Polos norte y sur celestes
De forma equivalente a como se hace en el caso del sólido terrestre, podemos considerar, para un observador, una línea paralela al eje de rotación de la Tierra, que tendrá dos puntos de intersección con la esfera celeste. Estos puntos son diametralmente opuestos y se denominan polos celestes. El polo norte celeste es el que se encuentra por encima del horizonte si el lugar de observación es del hemisferio norte (latitud positiva), mientras que estará por debajo del horizonte de lugares situados en el hemisferio sur (con latitud negativa) . Lo contrario ocurre con el polo sur. En cada caso la altura del polo es igual a la latitud del lugar. Los objetos a lo largo del día parecen describir círculos con el centro en el polo celeste.

· Púlsar
Son estrellas de neutrones en rápida rotación y con su intenso campo magnético inclinado respecto al eje de rotación. Los púlsares fueron descubiertos en 1967 por Jocellyn Bell Burnell como fuentes de radio que pulsaban rápidamente a frecuencias constantes. Los púlsares realmente no pulsan sino que emiten ondas de radio que escapan por los polos del potente campo magnético de la estrella. Debido a que el eje del campo magnético no coincide con el eje de rotación, estos potentes chorros de ondas de radio describen un círculo alrededor del eje de rotación de la estrella y desde el observador aparecen y desaparecen como la luz de un faro. Los períodos de rotación típicos de los púlsares van desde el milisegundo a unos pocos segundos. Un ejemplo de púlsar muy conocido es el que se ha encontrado en la nebulosa del Cangrejo. Éste se encuentra en el mismo punto en el que los astrónomos chinos registraron una brillante supernova en 1054 y permitió establecer la relación supernovas, estrellas de neutrones y púlsares.


Q-

 

R


· Radiación de fondo de microondas
Radiación electromagnética procedente del universo primigenio, generada durante la Gran Explosión (también conocida como Big Bang). Descubierta en 1965 y motivo de un Premio Nobel a los ingenieros Arno Penzias y Robert Wilson en 1978, corresponde a la emisión de un cuerpo negro a una temperatura de 2,7 K (-270,5º C). Dada su gran uniformidad en todo el cielo, es considerada la prueba más evidente del modelo cosmológico asociado a la Gran Explosión.

· Radiación de Hawking
Es un tipo de radiación producida en el horizonte de sucesos de un agujero negro debida a efectos cuánticos denominados fluctuaciones cuánticas del vacío. El vacío cuántico está formado por partículas virtuales. Cerca del horizonte, éstas pueden absorber energía del intenso campo gravitatorio presente y convertirse en partículas reales, creándose pares partícula-antipartícula a partir del vacío. Tales pares se aniquilan inmediatamente entre sí, pero puede ocurrir que una de las partículas se forme en el interior del horizonte y la otra pueda escapar del agujero negro. Este proceso produce la emisión neta de radiación por parte del agujero negro y la disminución de masa de éste. Esta pérdida gradual de masa y, por tanto, de energía se conoce como evaporación de un agujero negro. Para un observador lejano esta emisión corresponde a la de un cuerpo negro cuya temperatura es inversamente proporcional a la masa del agujero negro.

· Radiación electromagnética
Se entiende por radiación electromagnética a las ondas producidas por la emisión de energía debida a la oscilación o aceleración de las cargas eléctricas. Las ondas así originadas tienen componentes eléctricas y magnéticas oscilantes, que se propagan por el espacio transportando energía en forma de paquetes denominados fotones. A diferencia de otros tipos de onda como el sonido, las electromagnéticas no necesitan medio material para propagarse; pudiendo hacerlo en el vacío, donde alcanzan su máxima velocidad: c=300.000 km/s. En función de su longitud de onda, las ondas electromagnéticas pueden dividirse en diversos rangos espectrales; desde las de longitud de onda larga, como las de radio o microondas, hasta las de longitud de onda corta, como los rayos X o los gamma. La luz visible constituye una pequeña porción de este espectro electromagnético.

· Radiación infrarroja
Radiación electromagnética situada entre el visible y las microondas, de longitud de onda comprendida entre 700 nanómetros y 1 nanómetro aproximadamente. Los cuerpos emiten el máximo de su energía en una longitud de onda que es inversamente proporcional a su temperatura (Ley de Wien), por tanto los cuerpos que emiten en el infrarrojo tienen temperaturas inferiores a los que emiten en el visible y en el ultravioleta. En astronomía son fundamentalmente las estrellas frías de baja masa, las protoestrellas y nubes interestelares y las galaxias más distantes. Los granos de polvo del medio interestelar absorben y esparcen la radiación infrarroja en una proporción mucho menor de lo que lo hacen para la radiación visible y ultravioleta, por lo que observando en el infrarrojo se puede ver a través de nubes de polvo del medio interestelar en direcciones de alta densidad como el centro de la galaxia y descubrir las estrellas y planetas que se están formando dentro de densas nubes de gas y polvo. Otra faceta interesante del infrarrojo es que en este rango los elementos químicos emiten una gran cantidad de líneas espectrales, por lo que estudiando su espectro infrarrojo se pueden conocer sus abundancias y condiciones de formación de esas líneas. Sin olvidar el desplazamiento al rojo que se produce por la expansión del universo, que es mayor para objetos más distantes y por lo tanto más jóvenes, lo que hace que la radiación óptica y ultravioleta de los objetos más distantes nosotros la veamos ahora en el infrarrojo. Por tanto, es el rango del espectro ideal para estudiar objetos muy jóvenes formados en los primeros momentos del universo.

· Radiación ultravioleta
Radiación electromagnética situada entre el visible y los rayos X, de longitud de onda comprendida entre 400 y 10 nanómetros aproximadamente, porque la separación entre los diferentes tipos de radiación electromagnética no tiene límites exactos, es simplemente una nomenclatura. Aunque parezca raro dar los límites de mayor a menor longitud de onda, en astrofísica se acostumbra a decir primero el límite que está más cerca del visible. Dentro del ultravioleta se puede distinguir el ultravioleta cercano, desde 400 a 200 nanómetros, el ultravioleta lejano, desde 91.2 a 200 nanómetros y el ultravioleta extremo, de 91.2 a 10 nanómetros. La atmósfera terrestre, en buenas condiciones deja pasar el ultravioleta cercano hasta unos 300 nanómetros, más allá solo es posible detectarla con instrumentos a bordo de satélites. El primer satélite científico español, MINISAT-01, llevaba dos espectrógrafos diseñados para detectar radiación ultravioleta lejana y extrema y operó desde 1997 a 2004. Con las observaciones en el ultravioleta se descubrió que muchos tipos de estrellas, entre ellas el Sol, experimentan a lo largo de su vida una pérdida de masa por medio de los llamados vientos estelares, se descubrieron elementos altamente ionizados en el medio interestelar que indicaban una alta temperatura en un medio tradicionalmente considerado como frío, se profundizó en el conocimiento de las novas y binarias de rayos X, y sobre todo se pudo aumentar el conocimiento de las estrellas calientes que emiten la mayor parte de su energía en este rango del espectro.

· Radiación visible
Radiación electromagnética con longitudes de onda comprendidas entre 400 nanómetros y 700 nanómetros (entre el ultravioleta y el infrarrojo). Se trata del intervalo del espectro electromagnético en el que el Sol presenta su máxima emisión. Además, la atmósfera terrestre es especialmente transparente en este rango de longitudes de onda. El sistema visual humano, y el de la mayoría de los seres vivos, está optimizado para detectar luz visible. Durante mucho tiempo esta ventana del espectro ha sido la única accesible al estudio de la astronomía, y el análisis de la radiación emitida o reflejada por los cuerpos celestes en este rango ha conducido a multitud de descubrimientos muy significativos. La astronomía actual sigue trabajando sobre todo con la luz visible, y con el paso del tiempo se han ido diseñando detectores e instrumentos cada vez más sensibles para esta radiación. No obstante, desde el siglo XX el ámbito de estudio de la astronomía se ha extendido a las demás regiones del espectro electromagnético, bien por medio de aparatos instalados en el suelo o de instrumentos embarcados en vehículos espaciales.

· Radioastronomía
Disciplina astronómica que estudia y mide la emisión electromagnética en el rango radioeléctrico o de radiofrecuencias de todos los objetos celestes, tanto en su emisión en continuo como en líneas espectrales. Las fuentes astronómicas normalmente estudiadas corresponden al gas y polvo interestelar, aunque también hay algunas estrellas, galaxias y cuásares que emiten en radiofrecuencias.

· Radiofrecuencias
Región del espectro electromagnético correspondiente a las mayores longitudes de onda (o menores frecuencias). La disciplina astronómica que trabaja en esta región es la radioastronomía, utilizando radiotelescopios. Las longitudes de onda van desde décimas de milímetro hasta varios metros (frecuencias de cientos de gigahercios a pocos kilohercios).

· Radiotelescopio
Instrumento utilizado en radioastronomía. Debido a la debilidad de las señales de radio, junto a las grandes longitudes de onda, los radiotelescopios tienen decenas (o centenares) de metros de diámetro. Son capaces de analizar la emisión en continuo y de líneas espectrales, mediante un complejo sistema de receptores de bajo ruido y analizadores digitales.

· Radio de Schwarzschild
Distancia desde el centro de un agujero negro a la cual la velocidad necesaria para escapar del mismo es igual a la velocidad de la luz. Para un cuerpo cualquiera, se calcula en metros, multiplicando su masa en kilos por un número muy pequeño: 15x10-28 (15 por 10 elevado a -28) un cero y una coma seguidos de veintiséis ceros y un quince). Cualquier cuerpo cuya masa quede comprimida en ese espacio tan pequeño se convierte automáticamente en agujero negro.

· Rayos cósmicos
Partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el universo con velocidades cercanas a la de la luz. Entre esas partículas se cuentan algunos electrones, pero sobre todo se trata de corpúsculos de carga positiva, es decir, núcleos atómicos completos, cuyas abundancias se corresponden a grandes rasgos con la composición química promedio del universo; predominan, pues, los protones o núcleos de hidrógeno. Los rayos cósmicos en estado primario no alcanzan la superficie terrestre, sino que se desintegran al chocar con la atmósfera. Sin embargo, se pueden estudiar de manera directa desde globos, aeroplanos o satélites artificiales. También se pueden analizar a partir de los fenómenos que provoca su desintegración en el aire. Aún no está claro el origen de los rayos cósmicos, aunque las hipótesis más firmes apuntan hacia las partículas emitidas en fenómenos violentos como las explosiones de supernovas o los procesos que suceden en el núcleo galáctico. Los rayos cósmicos de menos energía tienen su origen en el Sol.

· Rayos gamma
La radiación electromagnética más energética, con longitudes de onda inferiores a 0,1 nanómetros. Este tipo de radiación está involucrado en fenómenos muy energéticos, característicos de los núcleos atómicos o de los fenómenos de aniquilación entre materia y antimateria. Los rayos gamma producidos en contextos astrofísicos no alcanzan la superficie terrestre porque quedan bloqueados por la atmósfera. Sí cabe estudiar desde el suelo algunos de los efectos inducidos por el choque de los fotones gamma con el aire, pero los mejores resultados se obtienen por medio de satélites artificiales. Los objetos astrofísicos más llamativos productores de este tipo de radiación son las fuentes explosivas de rayos gamma (estallidos de rayos gamma o GRB), relacionados con explosiones de hipernovas o con colisiones de objetos muy compactos.

· Rayos X
Los rayos X son una radiación electromagnética de longitud de onda entre 0,1 y 10 nanómetros. En el espectro electromagnético se encuentran entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma. Son capaces de atravesar objetos opacos y de impresionar las placas fotográficas. Se encuentran en la región del espectro no visible por el ojo humano y los rayos X de procedencia extraterrestre son bloqueados por la atmósfera, por lo que la astronomía de rayos X se desarrolla desde satélites y cohetes. Ricardo Giaconni obtuvo el Premio Nobel de Física en 2002 por el descubrimiento de la primera fuente de rayos X astronómica, Escorpio X-1, en la constelación de Escorpión en la dirección del centro galáctico. También se detectó en las primeras observaciones una radiación de fondo de rayos X, proveniente de todas las direcciones en que se mirase (de ahí su nombre, de fondo). Se pensó que esa radiación provenía de la Gran Explosión (Big Bang) pero hoy se cree que es debida a la radiación procedente de muchas fuentes discretas vistas en conjunto, en su mayor parte cuásares. Los procesos de emisión de rayos X en el universo son debidos principalmente a: gases ionizados a temperaturas de millones de grados (plasmas), electrones muy energéticos en campos magnéticos intensos y acreción sobre objetos compactos (agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas blancas). La materia que cae sobre un agujero negro forma un disco de acreción. Este disco se calienta a temperaturas superiores a los cien mil grados, emitiendo luz ultravioleta y rayos X.

· Relatividad especial
Teoría propuesta por Albert Einstein en 1905 en la que se describen los efectos derivados del hecho de que la velocidad de la luz no sea infinita sobre la descripción del movimiento de un cuerpo o de una onda realizada por diferentes observadores que se muevan unos respecto a otros con velocidad constante (observadores inerciales). Algunas de sus consecuencias poco intuitivas son la contracción de longitudes o la dilatación de tiempos para ciertos observadores, derivadas del hecho de que dos sucesos pueden ser simultáneos para uno y no para otro. Para la definición inequívoca de un suceso se requieren tanto sus coordenadas espaciales como temporales, unificadas en el llamado espacio-tiempo.

· Relatividad general
Teoría de la gravedad, propuesta por Albert Einstein en 1916, según la cual los fenómenos gravitatorios son consecuencia de la distorsión geométrica del espacio-tiempo. Unifica la ley de gravitación universal de Newton con la relatividad especial proponiendo una influencia mutua entre la materia y el espacio que la rodea: la presencia de materia curva el espacio y éste determina el camino natural (la órbita) que debe seguir aquella. Hasta ahora ha superado numerosas pruebas tanto en nuestro Sistema Solar (curvatura de rayos de luz, desplazamiento al rojo gravitatorio) como en ambientes de gravedad más intensa, como las estrellas de neutrones o galaxias (lente gravitatoria).

· Resolución angular
Capacidad de un instrumento de distinguir entre dos objetos muy próximos (también llamada poder de resolución). Depende normalmente de la máxima extensión del instrumento (diámetro en un telescopio simple, mayor línea de base en un interferómetro), y de la longitud de onda de trabajo. Cuando la luz procedente de un punto muy alejado atraviesa una abertura circular de un tamaño determinado, la imagen resultante no es otro punto sino una mancha gruesa circular rodeada por anillos concéntricos menos brillantes. Este fenómeno se denomina difracción: cuanto mayor es el diámetro del telescopio, menor es el grosor del punto central y menos brillantes los anillos, de modo que se pueden ver más detalles de los objetos en el cielo; tenemos así mayor resolución. La mejora en resolución angular permite normalmente el estudio más detallado de regiones de menor tamaño aparente.

 

S


· Satélite
Es todo cuerpo, artificial o natural, que gira alrededor de otro mayor atrapado por su gravitación. Sus más claros ejemplos son los satélites naturales de los planetas. Todos los planetas tienen uno o más satélites naturales, excepto Mercurio y Venus. A los satélites naturales también se les llama lunas. A los cuatro satélites mayores de Júpiter se les llama satélites galileanos por haber sido descubiertos por Galileo. Distinguimos estos satélites naturales de los artificiales, que son naves espaciales puestas en órbita alrededor de la Tierra, la Luna, otro planeta o de los puntos de Lagrange. El primer satélite artificial fue elSputnik, lanzado por la Unión Soviética en 1957. Los satélites artificiales tienen tamaños que oscilan entre los picosatélites, de menos de un kilo de peso y los grandes satélites de más de una tonelada. Las órbitas por su inclinación pueden ser ecuatoriales, inclinadas o polares, y por su altitud pueden ser de órbita baja (hasta 2.000 kilómetros), de órbita media (entre 2.000 kilómetros y la geocéntrica a 35.786 kilómetros) y de órbita alta. Los satélites por su utilización pueden ser científicos, de observación de la tierra o de comunicaciones. También merece la pena hacer una distinción entre satélite y sonda espacial. Las sondas son naves espaciales que se envían al espacio profundo y no tienen retorno, un buen ejemplo de ellas fueron las sondas Voyager 1 y 2, que después de pasar por las cercanías de los planetas Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno ya se encuentran fuera del Sistema Solar, con lo que se han convertido en sondas interestelares y continuarán enviando datos a la Tierra hasta que se acabe su combustible, aproximadamente en 2025.

· Saturno
Sexto planeta del Sistema Solar, no mucho menor en tamaño que Júpiter pero mucho menos denso, con una densidad inferior a la del agua. Está compuesto fundamentalmente de hidrógeno, pero hay pruebas de la existencia de un núcleo rocoso en su interior. De entre el complejo sistema de cuerpos que orbitan en torno al planeta Saturno, destacan los anillos. La inclinación del eje de Saturno es parecida a la de nuestro propio planeta y por ello los anillos pueden contemplarse en diferentes configuraciones a lo largo de los años, hecho este que desconcertó a los primeros observadores del cielo con telescopio, como Galileo. Actualmente, la misión Cassini de la NASA investiga tanto la atmósfera como los satélites de este planeta. A principios de 2005, la sonda Huygens de la ESA se posó en la superficie del satélite Titán, que desveló un fascinante mundo y un posible ciclo "hidrológico" basado en el metano.

· Secuencia principal
Ejnar Hertzsprung y Henry N. Russell estudiaron las luminosidades y temperaturas de numerosas estrellas. Cuando se representan en un diagrama las luminosidades y temperaturas de las estrellas resulta el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR). Sobre este diagrama es posible diferenciar estrellas en diferentes estadios evolutivos. Se denomina secuencia principal a la región del diagrama HR en la que las estrellas pasan la mayor parte de su vida (que técnicamente corresponde a un estadio en el que en la estrella consume hidrógeno). Dado que las estrellas más masivas evolucionan más rápido, su paso por esta región del diagrama es más breve (unos pocos millones de años). Por el contrario, las estrellas más ligeras permanecen más tiempo en la secuencia principal (varios miles de millones de años). El Sol lleva alrededor de 4.500 millones de años en la secuencia principal y aún pasará en ella otro tanto, antes de convertirse en una estrella gigante roja.

· Sistema planetario
Es el conjunto formado por una estrella (o un sistema estelar binario) y todos los planetas y cuerpos menores que orbitan a su alrededor. Además de nuestro sistema planetario, el Solar, recientemente se han descubierto más de 300 planetas alrededor de otras estrellas (exoplanetas), gracias a técnicas de observación como la espectroscopia de alta resolución y la fotometría de alta precisión. Algunos de ellos se encuentran en verdaderos sistemas planetarios, que contienen una estrella central y dos o más planetas. Con anterioridad a la identificación del primer exoplaneta por métodos espectroscópicos en 1995, se habían descubierto discos circunestelares alrededor de estrellas, tanto de acrecimiento (restos de la formación de la propia estrella) como aquellos formados por el material usado para generar los planetas (denominados discos de debris). Lo que es más sorprendente es que incluso se han detectado sistemas planetarios que también incluyen discos circunestelares y que por lo tanto se encontrarían en una etapa evolutiva temprana, en la cual los exoplanetas todavía estarían en proceso de formación o habrían terminado recientemente de formarse.

· Sistema Solar
Conjunto que forman el Sol y los cuerpos que orbitan a su alrededor. Los cuerpos que giran alrededor del Sol son los planetas y sus satélites, los planetas enanos, los asteroides y los cometas y otros cuerpos menores. La mayoría de objetos del Sistema Solar se encuentran en un plano conocido como plano de la eclíptica. El Sistema Solar se extiende hasta un año luz de su centro, el Sol. Si bien son miles de millones los cuerpos que componen el Sistema Solar, más del 99% de la masa del mismo está concentrada en el Sol. Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol.

· Sociedad Española de Astronomía
Es una sociedad profesional de ámbito nacional cuya finalidad, según figura en sus estatutos, es contribuir a promocionar el desarrollo en España de la Astronomía, en su sentido más amplio y, en particular, proporcionar un foro independiente para la discusión de asuntos de interés común, así como facilitar medios para aquellos asuntos en los que parezca adecuada una acción conjunta o mantener relaciones institucionales con otras sociedades cuya causa y objetivos sean similares. Sus miembros son astrónomos profesionales o estudiantes de tercer ciclo (doctorado), así como otras personas o entidades interesadas en la causa y objetivos de la sociedad que podrían ser contemplados bajo la figura de miembros asociados.

· Sol
Es una de los 200.000 millones de estrellas de la Vía Láctea, situada a unos 27.000 años-luz de su centro. Se originó hace 4.650 millones de años a partir de la nube de materia interestelar de la que nació todo el Sistema Solar. Se encuentra en la mitad de su vida estable, dentro de un tiempo similar se convertirá en gigante roja y, posteriormente, en nebulosa planetaria, con una enana blanca en su interior. La Tierra orbita a su alrededor a una distancia de 150 millones de km. Es la única estrella cuya superficie podemos estudiar en detalle, por estar a esta pequeña distancia. Es una estrella ordinaria por su tamaño, masa, temperatura, y su potencia luminosa se ha mantenido prácticamente constante durante los últimos 3.500 millones de años, posibilitando la aparición de vida en la Tierra. Genera energía mediante reacciones de fusión nuclear que transforman hidrógeno en helio en su núcleo, a 15 millones de grados. El Sol es una estrella activa (magnética) y el número e intensidad de los fenómenos magnéticos (como las manchas solares, intensas concentraciones magnéticas observadas en su superficie visible o fotosfera) varía cada 11 años aproximadamente, con el llamado ciclo solar. El Sol influye notablemente en la Tierra y es, realmente, la estrella de nuestra vida.

· Súper cúmulos de galaxias
Grandes estructuras formadas por la interacción gravitatoria de cúmulos y grupos de galaxias, con tamaños entre los 100 y los 500 megapársecs (300 y 1.500 millones de años-luz). Los súper cúmulos de galaxias constituyen las mayores estructuras jerárquicas en el cosmos. Por encima de estas entidades, el universo adquiere una textura homogénea a gran escala.

· Supernova
Explosión estelar de carácter cataclísmico, extremadamente energética y que hace desaparecer la estrella progenitora. Existen dos tipos principales de supernovas: las gravitatorias y las termonucleares. Las gravitatorias (técnicamente, supernovas de tipos II, Ib, Ic) son explosiones que se producen al final de la vida de las estrellas muy masivas. Las estrellas con más de ocho masas solares culminan los ciclos de reacciones nucleares con la producción de elementos del grupo del hierro. La fusión de átomos más allá de este grupo consume energía, de modo que la estrella entra en crisis, la presión interna deja de sostener su estructura y se produce un colapso violento. Ese colapso culmina con un rebote de las capas externas en una explosión colosal bajo condiciones físicas tan extremas que se generan todos los elementos de la tabla periódica. Las supernovas termonucleares tienen lugar en sistemas estelares binarios en los que una de las componentes es una enana blanca. La enana blanca puede robar materia de las capas externas de su compañera. Si la acumulación de materia sobre la enana blanca se produce en las condiciones adecuadas, puede desembocar en la ignición termonuclear de toda la estrella. Las supernovas dejan tras de sí objetos compactos en forma de estrellas de neutrones o incluso agujeros negros, y son las responsables del enriquecimiento del medio interestelar en átomos pesados, entre ellos muchos de los necesarios para el sostenimiento de la vida.

T


· Telescopio
Instrumento óptico capaz de aumentar la luminosidad y tamaño aparentes de los objetos que se observan. Las raíces de su nombre, tele–lejos y scopio-observar, lo definen perfectamente. Uno de los primeros científicos en usar un telescopio de una cierta calidad óptica con finalidades astronómicas fue Galileo Galilei alrededor de 1609, y aunque se le ha considerado el inventor de este instrumento, se sabe que en las décadas anteriores se fabricaban y usaban instrumentos similares al de Galileo en varios países de Europa, entre ellos España. Los hay de dos tipos, refractores y reflectores, según la forma en que recogen la luz. Hoy en día, los grandes telescopios se construyen usando espejos con superficies en forma de paraboloide que recogen la luz, o sea reflectores. Cuanto mayor es el telescopio más luz recoge, lo que hace que se puedan observar objetos más débiles. Actualmente, el telescopio óptico más grande del mundo es el Gran Telescopio Canarias, situado en la isla de La Palma, cuyo espejo tiene un diámetro de 10,4 metros. Su tamaño le permite distinguir los faros de un coche a 20.000 kilómetros.

· Telescopio reflector
La superficie colectora de luz es un espejo primario que la redirige a través de otros espejos de menor diámetro hasta el plano focal. Con espejos se puede aumentar mucho el diámetro del telescopio, con un límite de unos ocho metros para espejos monolíticos, o sea de una sola pieza. La solución adoptada en telescopios mayores es combinar un conjunto de segmentos que simulan una superficie de gran tamaño. Éste es el caso del Gran Telescopio Canarias (10,4 metros). La mayoría de estos telescopios constan de dos espejos: el primario y el secundario que, según su forma, puede simplemente desviar la luz (como en el caso original de Newton de 1671, en que es un espejo plano) o también actuar en conjunción con el primario para incrementar la distancia focal que recorre la luz en un diseño compacto. En este último caso, los diseños más populares son el gregoriano y el Cassegrain.

· Telescopio refractor
Históricamente fue el primer tipo de telescopio. Usa una lente colectora que focaliza la luz en un punto y luego forma la imagen final en la retina del observador mediante un ocular. Continúa siendo la base de muchos de los telescopios de pequeño diámetro usados por los astrónomos aficionados. Es barato y no requiere mantenimiento, excepto la limpieza de las lentes, pero su diámetro máximo está limitado por razones tecnológicas: no es posible elaborar vidrios de calidad homogénea mayores de un metro. Además, las lentes grandes son pesadas y difíciles de sujetar por los bordes y presentan aberración cromática: la luz se descompone en sus colores al atravesar la lente y forma imágenes de diferente color en distintos puntos del plano focal. La corrección de esta aberración es compleja e incluye la construcción de una lente formada por capas de varios tipos de vidrio.

· Tierra
Tercer planeta del Sistema Solar por distancia a nuestra estrella y hogar de la especie humana. La Tierra traza una órbita levemente elíptica y gira sobre su propio eje una vez cada 24 horas. La atmósfera de la Tierra está compuesta fundamentalmente por nitrógeno y oxígeno, procedente en su inmensa mayoría de la actividad biológica. El planeta aún es activo geológicamente, presentándose movimientos en la corteza explicados mediante la teoría de tectónica de placas. La temperatura en la superficie de nuestro planeta se encuentra muy cerca del llamado punto triple del agua, lo que permite encontrar este elemento en sus tres estados fundamentales (sólido, líquido y gaseoso). Hasta donde sabemos, este pequeño planeta rocoso es el único lugar donde existe o se ha desarrollado la vida.

U


· Universo
El universo se define como todo lo que existe físicamente: la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía, y las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza. Observaciones astronómicas de los últimos años indican que el universo tiene una edad aproximada de 13.730 millones de años y por lo menos 93 mil millones de años luz de extensión. Se cree que el origen del universo fue una gran explosión (en inglés Big Bang). En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaban concentradas en un estado de densidad infinita. Después de la gran explosión , el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y continúa haciéndolo.

· Urano
El séptimo planeta del Sistema Solar. Tarda más de 80 años terrestres en dar una vuelta completa alrededor del Sol con su eje de rotación tan inclinado que "rueda" sobre su órbita. Junto con Neptuno forma los llamados gigantes helados, compuestos no sólo por hidrógeno y helio sino también con una apreciable cantidad de hielo y rocas. Fue el primer planeta desconocido por las civilizaciones antiguas que fue descubierto a finales del siglo XVIII. Tanto la posición del planeta en su órbita como su campo magnético son anómalos, lo que ha llevado a especulaciones sobre posibles colisiones con otros cuerpos en el pasado. Al igual que Júpiter y Saturno, posee bastantes satélites (casi 30) y anillos. Sólo la sonda Voyager 2, a mediados de los años 80, se acercó tanto a este planeta. Las observaciones más recientes con el telescopio espacial Hubble han revelado una atmósfera rica en metano.

· Unidad astronómica
La Unidad Astronómica (abreviada UA) es una unidad de distancia que se utiliza en astronomía para las dimensiones típicas del Sistema Solar. La Unión Astronómica Internacional, define 1 UA como "la distancia desde el centro del Sol a una partícula de masa pequeña que, siguiendo una órbita circular, tuviera un periodo de traslación de 365,2568983 dias. 1 UA es exactamente 149.597.870,691 kilómetros". Como puede verse, 1 UA es aproximadamente 150 millones de kilómetros, algo menos que la distancia Sol-Tierra. El origen de esta unidad se remonta a los siglos XVI-XVII, cuando no se conocían con precisión las distancias desde el Sol a los diversos objetos del Sistema Solar y se medían tomando como patrón la distancia media Sol-Tierra, que se denominó Unidad Astronómica. Como ejemplos, la distancia media Sol-Mercurio es de 0,4 UA mientras que la de Sol-Neptuno (el último de los planetas) es de 30 UA.

V


· Velocidad radial
Velocidad con la que un objeto celeste, típicamente una estrella, se aleja o acerca a la Tierra. Análogamente, se denomina velocidad radial heliocéntrica a la velocidad con que un objeto celeste se aleja o acerca al Sol. La velocidad radial se mide a lo largo de la línea visual del observador, es decir, según la línea imaginaria que le une (o el Sol en el caso de la velocidad radial heliocéntrica) con el objeto celeste. En contraposición, la velocidad tangencial es la velocidad con la que dicho objeto se mueve en dirección perpendicular a la línea visual.

· Ventana atmosférica
Cada uno de los intervalos de frecuencia en los que una radiación procedente del exterior de la Tierra puede atravesar la atmósfera sin ser absorbida y, así, ser detectada por un telescopio en el suelo. A nivel del mar, las únicas ondas electromagnéticas que nos llegan del cosmos son ondas de radio y luz visible (más una pequeña fracción de radiación infrarroja y ultravioleta) que corresponden a las llamadas ventanas de radio y óptica. A mayor altitud se gana en intensidad pero muy poco en nuevas frecuencias. Por ello la mayoría de telescopios infrarrojos, ultravioleta, de rayos X o de rayos gamma deben colocarse a bordo de satélites.

· Venus
Segundo planeta del Sistema Solar por distancia al Sol y el más similar en tamaño y composición a la Tierra. Se encuentra a una distancia promedio de 0,7 UA (unidad astronómica) de nuestra estrella en una órbita prácticamente circular. Venus rota en sentido contrario al resto de planetas y tan lentamente que el día allí es más largo que el año. La superficie es relativamente joven, lo que señala la presencia de fenómenos de renovación geológica. La atmósfera de Venus está compuesta básicamente por dióxido de carbono, con densas nubes de ácido sulfúrico. Este planeta tan parecido al nuestro es un ejemplo de que se denomina "efecto invernadero desbocado", que produce temperaturas en superficie de casi 500º C. Éste fue el primer planeta donde se posó un vehículo espacial, aunque sólo las sondas soviéticas Venerafueron capaces de enviarnos imágenes de su superficie a principios de los años 70.

· Vía Láctea
Desde la antigüedad se denomina Vía Láctea a una ancha zona de luz difusa que atraviesa la esfera celeste pasando por varias constelaciones y que se observa mejor en las noches de verano y de invierno. Se sabe que dicha banda difusa está compuesta, en realidad, por miles de millones de estrellas indiscernibles por el ojo humano sin la ayuda de un telescopio o unos prismáticos. La Vía Láctea se corresponde con lo que se ha dado en denominar disco galáctico (la región de nuestra Galaxia en la que se encuentran la mayoría de sus estrellas). Por ello, con frecuencia se usa el nombre de Vía Láctea para referirse a nuestra Galaxia en su conjunto, distinguiéndola de las demás galaxias.

· Viento estelar
Las estrellas no son sistemas cerrados. De ellas escapa luz, pero también materia. Los átomos e iones de la superficie de la estrella escapan hacia el espacio exterior, bien siguiendo las líneas del campo magnético, como en el Sol y estrellas similares, bien impulsados por la radiación de la estrella, como en el caso de estrellas muy calientes. Esta materia que escapa de la estrella, conocida como viento estelar (o viento solar si se refiere al Sol) es pequeña en el caso del Sol, aunque muy importante para la exploración espacial. Pero en otros casos puede llegar a ser una fracción importante de la masa de una estrella. En casos extremos, la pérdida de masa puede acercarse a una milésima de masa solar en un año. Algunas estrellas inyectan de este modo grandes cantidades de energía mecánica en su entorno.

W-

X-

 

Z


· Zodiaco
Franja de la esfera celeste que se extiende, aproximadamente, unos 9 grados a ambos lados de la eclíptica; y por la que se desplazan, anualmente, el Sol, la Luna y los planetas en su movimiento con respecto al fondo de estrellas. Como su nombre indica (del griego Zodiakos, círculo de animales) casi todas las constelaciones que la forman tienen nombre de animales. Originariamente, fue un calendario de doce meses creado por los babilonios alrededor del 2.000 a.C. Estos dividieron el Zodíaco en 12 partes iguales, bautizadas según las constelaciones que entonces contenían y que conocemos como signos zodiacales (Aries, Tauro etc...). Desde entonces, la precesión de los equinoccios ha modificado esta franja de forma que ya no corresponden las mismas constelaciones a las mismas épocas del año (en primavera el Sol no pasa por Aries sino por Piscis). Actualmente son 13 las constelaciones zodiacales, ya que en 1930 la Unión Astronómica Internacional estableció los límites de las constelaciones con zonas rectangulares, siguiendo la red de la declinación y la escensión recta, alargando la constelación de Ofiuco hasta cortar la eclíptica.

· Zona de habitabilidad
Zona del espacio alrededor de una estrella en la que los planetas o satélites que se encuentren en ella son susceptibles de albergar vida. Dos condiciones indispensables son la presencia de agua líquida y una fuente de energía, aunque esto es naturalmente una extrapolación de las condiciones de la vida en la Tierra y si se descubre la existencia de vida en ausencia de agua, habría que cambiar esta definición. El descubrimiento del primer planeta extrasolar en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz y el gran número y variedad de planetas descubiertos a continuación en pocos años, hizo que el concepto de zona de habitabilidad dejase de ser una elucubración filosófica y pasase a ser una posibilidad científica. No todas las estrellas pueden tener una zona de habitabilidad, las condiciones para ello son: que han de vivir al menos unos cuantos miles de millones de años para dar tiempo a la aparición y evolución de la vida, han de emitir radiación ultravioleta en cantidad crítica y suficiente para la formación del ozono y, lo más importante para nuestro tipo de vida, han de permitir la existencia de agua líquida en la superficie de los planetas. Con estas características, las estrellas posibles van desde los primeros tipos espectrales F, pasando por todas las estrellas G, hasta tipos K medios. El Sol es una estrella G5. Además, no han de ser variables en luminosidad y deben tener alta metalicidad para poder tener planetas rocosos. Porque suponemos que los planetas habitables han de ser de tipo terrestre. El tamaño del planeta ha de ser suficientemente grande como para que pueda retener una atmósfera considerable, mantener el calor interno y disponer de un campo magnético que le proteja del viento estelar. Otra condición necesaria para la habitabilidad es tener pequeña excenticidad orbital, es decir que la distancia a su estrella no varíe mucho. La órbita de la Tierra es casi circular. La velocidad orbital ha de ser tal que el ciclo día-noche no ha de ser muy largo para que las diferencias de temperatura no sean muy grandes entre el día y la noche.