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ANTARES - Introducción - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Introducción
Despegue del transbordador espacial Challenger
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Física y Astrofísica
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Movimiento aparente de los astros
La Astrofísica estudia el origen, estructura y evolución de los objetos celestes
para lo cual recurre a su investigación cuantitativa y a las leyes físicas que los
gobiernan. Pero su lejanía y la naturaleza de los fenómenos estudiados
confieren a esta disciplina un carácter singular en relación con otras ramas de
la Física. Exceptuando los planetas y otros objetos del sistema solar, que
constituyen una fracción insignificante y poco representativa del Universo, no
podemos elegir el instante y lugar de observación ni influir, modificar
propiedades y obtener muestras de un astro para realizar análisis directos en
laboratorio. Todo lo que conocemos acerca de ellos proviene de su
observación pasiva, del estudio detallado de la radiación que emiten,
observada primero a simple vista y luego mediante telescopios de diferentes
tipos y tamaños, instalados en tierra y en satélites artificiales.
Otras características diferenciales de la investigación astrofísica son las
escalas de magnitudes de los fenómenos que estudia, cuyo rango supera de
lejos el de las experiencia realizadas en los laboratorios terrestres. La unidad
de distancia es el parsec (1 pc = 3.086 x 1013 km = 3.26 años luz) pero en el
universo extragaláctico es utilizado el megaparsec (1 Mpc = 106 pc). El tamaño
de las estructuras puede variar entre 2x10-5 cm ( granos de polvo interestelar)
a 1022 km (supercúmulos de galaxias), las temperaturas entre 10 K en la
regiones de hidrógeno neutro (HI) y 109 K en la explosión de supernovas; las
densidades pasan de 10-26 g cm-3 (regiones H I) a 1016 g cm-3 ( agujeros
negros) y los campos magnéticos son de 10-10 teslas en el medio interestelar
y alcanzan las 108 teslas en las estrellas de neutrones. Rangos que pueden
ser todavía más amplios si incluimos las condiciones físicas presentes en las
diversas etapas del universo primigenio. Es fácil comprender entonces el
importante papel que puede desempeñar la Astrofísica para el control de
teorías en condiciones físicas imposibles de conseguir en los laboratorios
terrestres.
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Antecedentes históricos
Los signos del Zodíaco
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La Astrofísica tiene su origen en la Astronomía, la más antigua de las
ciencias. Desde la más remota antigüedad surgen testimonios mostrando la
importancia que el hombre atribuía a los fenómenos celestes y la información
recopilada con el fin de establecer un calendario, medir el tiempo y obtener
ayudas en la navegación. Y es que la observación más simple permite
descubrir la regularidad del movimiento aparente de los astros: las salidas y
puestas del Sol y de la Luna, las distintas fases de ésta, los eclipses de
ambos, la trayectorias de los planetas, la posición del Sol en el Zodíaco y el
retorno de las estaciones. EI cielo proporcionaba referencias a los pueblos
migradores e indicaciones a los sedentarios sobre las épocas más
convenientes para la siembra y recogida de las cosechas.
Esta astronomía primitiva estuvo estrechamente relacionada con aspectos
mágicos, mitológicos e ideas religiosas y filosóficas. La existencia de una
indudable relación entre algunos fenómenos astronómicos y el desarrollo de
la vida en la Tierra, fundamentaría probablemente una primera idea acerca de
la unidad de la naturaleza, singularizando sucesos como los eclipses y la
presencia de los cometas, que tendrían un significado excepcional. Es
comprensible que se imputara a los objetos celestes la posibilidad de
condicionar el destino de los hombres y que, consecuentemente, ello diera
lugar a verdaderos cultos astrolátricos. Así por ejemplo, los caldeos tenían
siete divinidades: EI Sol, la Luna y los cinco planetas observables a simple
vista. Los babilonios adoraban al Sol, y también los egipcios bajo el nombre
de Ra. Estos últimos atribuían dos identidades a Venus y consideraban la Vía
Láctea como el Nilo celeste.
El estudio del cielo, en el sentido actual del término, comienza en la antigua
Grecia, donde fue planteado de manera más original y precisa. Allí
consiguieron medir distancias sobre la Tierra y posiciones de cuerpos
celestes proporcionando, con ayuda de la geometría, las primeras
estimaciones realistas de las distancias y tamaños de los objetos externos, la
descripción de las órbitas de la Luna y algunos planetas, de los que llegaron a
predecir con antelación sus posiciones. Platón presentaría en sus Diálogos,
preferentemente en Timeo, una teoría astronómica inspirada en la escuela de
Pitágoras: la Tierra, inmóvil, está en el centro de un universo cerrado y
dividido en nueve esferas concéntricas, de las cuales la última contiene las
estrellas, que están fijas en ella, y gira de Este a Oeste alrededor del eje de la
Tierra. Cada una de las esferas interiores comprende la Luna, el Sol y los
planetas visibles. Todas rotan uniformemente alrededor de un eje
perpendicular al plano de la eclíptica. La inmovilidad de la Tierra, el
antropocentrismo, los movimientos circulares de los cuerpos celestes, la
ausencia de la noción de vacío, el espacio comprendido entre la Tierra y la
esfera solar estaba ocupado por el éter, son las bases de los sistemas
astronómicos elaborados posteriormente, que sólo serán desechados tras los
trabajos de Copérnico y Kepler.
La astronomía griega alcanza su culminación con Ptolomeo de Alejandría (
150 DC) quien a partir de trabajos anteriores de Hipparco y utilizando los
postulados físicos de Aristóteles, elabora un sistema articulado en el
Almagesto (en árabe, el más grande), que sería utilizado por todos los
astrónomos hasta el siglo XVI. Este tratado, en trece volúmenes, incluía
también un catálogo estelar con las posiciones y magnitudes (en una escala
de 1 a 6) de 1022 estrellas.
La Astronomía moderna inicia su desarrollo con Nicolás Copérnico
(1473-1543) quien el año de su muerte publica un trabajo de importancia
capital, De revolutionibus orbium caelestium. La Tierra ya no permanece
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inmóvil en el centro del universo, sino que está animada de un doble
movimiento: de rotación sobre ella misma, en 24 horas, y de revolución
alrededor del Sol, en un año. También establece movimientos similares para
los planetas y satélites, configurando un sistema más simple que el de
Ptolomeo, aunque mantiene como él los movimientos circulares.
Una aportación fundamental en el desarrollo de la nueva astronomía es debida
a Tycho Brahe (1546-1601) cuya importancia es debida, más que a sus
trabajos teóricos, a los observacionales, realizados metódica y
sistemáticamente, a diferencia de sus antecesores, que registraban
únicamente posiciones notables de la Luna, del Sol y de los planetas. La labor
de Tycho Brahe, que pasaría a la historia de la astronomía, sentó las bases
que facilitarían a su discípulo Johannes Kepler (1571-1630), el descubrimiento
de las famosas leyes que rigen el movimiento de los planetas. Los trabajos de
éste, Astronomía Nova y Epitome, publicados en 1609 y 1618,
respectivamente, marcan el abandono de las órbitas circulares y la ruptura
definitiva con unos conceptos tradicionales que estaban profundamente
arraigados. Kepler aplicó también sus teorías a los satélites de Júpiter,
descubiertos por Galileo Galilei con ayuda de un pequeño anteojo, cuya
introducción en la observación astronómica constituye uno de los hitos de la
astronomía moderna. AI defender las tesis de Copérnico, tanto Kepler como
Galileo padecieron en diferentes grados las consecuencias de la
desaprobación de sus jerarquías religiosas, Iuterana y católica
respectivamente.
La publicación de los Principia en 1685 por Isaac Newton ( 1643-1727) marca
uno de los puntos culminantes de la ciencia moderna, las leyes de Kepler
quedan incluidas en un sistema físico que explica una serie de fenómenos
naturales como las estaciones del año, las mareas, los movimientos de los
astros, mediante un conjunto consistente de leyes de carácter general que
podían ser probadas en un laboratorio.
En este punto la Astronomía y la Astrología inician caminos diferentes y
desde entonces no tienen ningún punto común. Mientras que la primera busca
una explicación mecanicista de los fenómenos naturales aplicando leyes
formuladas consistentemente y controladas en laboratorio, la Astrología tiene
como objetivos la realización de predicciones sobre la personalidad de los
individuos y de los sucesos, basándose en las posiciones relativas de los
astros. Los controles experimentales y análisis estadísticos efectuados sobre
éstos y otros aspectos englobados en lo que actualmente recibe el nombre de
Astrología, permiten afirmar que ésta no solamente carece de bases
científicas, sino que su difusión fomenta la irracionalidad y el oscurantismo.
Durante el siglo XVIII tienen lugar aportaciones importantes en el campo de la
astronomía observacional que constituyeron la base observacional para el
estudio del Universo a gran escala. Ch. Messier, presentó en la Academia de
Ciencias de Francia en 1771, el primer catálogo de nebulosas y asociaciones
de cúmulos estelares, descubiertas u observadas por él. Trece años más tarde
publicaría una revisión incluyendo otras 103 nebulosas o cúmulos. Todavía en
la actualidad los astrónomos nombran estos objetos con una M inicial, de
Messier, seguida por el número que ocupan en el antiguo catálogo. En la
misma época, Willian Herschel, astrónomo del rey Jorge V, inspirado en este
trabajo, inicia la observación sistemática de nebulosas, con ayuda de un
telescopio de 45 cm. En 1786 publica el primer catálogo con 1000 nebulosas y
cúmulos, anunciando además las resolución en estrellas de muchos de los
objetos que habían sido descubiertos por Messier. Desde entonces y hasta
1802, Herschel publicó, dos listas suplementarias de nebulosas y
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asociaciones estelares, elevando hasta 2500 el número de objetos
descubiertos. Este astrónomo mantenía la hipótesis de que las nebulosas, no
resolubles en estrellas, eran sistemas estelares análogos a la Vía Lactea y
muy lejanos. Consideraba que la nebulosa Andrómeda (M31) era la más
próxima y su distancia dos mil veces mayor que Sirius.
Estos trabajos fueron ampliados por William Parsons con la ayuda de un
telescopio de 1.85 m fabricado por él. Resultados destacables son el
descubrimiento entre 1845 y 1848, de la estructura espiral de muchas
nebulosas, en particular M51, M33, M74 y M101. También identificó gran
número de nebulosas débiles. Parsons tenía la idea de que con grandes
telescopios todas las nebulosas podrían resolverse en estrellas. S. Alexander,
por la misma época, llevó a cabo por vez primera un estudio taxonómico de
galaxias, cuyo significado físico sigue siendo todavía materia de
investigación. Fue él quien denomino a las nebulosas que no eran espirales.
En 1864 aparece el primer "General Catalogue". Contenía más de 5000 objetos
descubiertos por Herschel y su hijo.
Los trabajos citados anteriormente consistían principalmente en catálogos de
coordenadas y descripciones puramente morfológicas de los objetos listados.
Aun cuando existía la sospecha de que muchos de ellos eran muy lejanos, la
información disponible no permitía calcular su distancia.
En 1888 Dreyer publica el "New General Catalogue" de nebulosas y
asociaciones, que comprendía mas de 7800 objetos y que fué seguido de dos
"Index Catalogue", que elevarían hasta 13000 el número de objetos conocidos.
Confirmando la existencia de asociaciones que más tarde serían identificadas
como cúmulos y supercúmulos, de galaxias. Aparecía en estos catálogos un
llamativo exceso de objetos brillantes en el Hemisferio Norte galáctico, que
más tarde fue identificado como el supercúmulo Virgo o supercúmulo Local.
El estudio de la estructura física de los objetos celestes, y del conocimiento
del Universo, fue facilitada por la experiencia de Newton, en 1656, al
descomponer la luz solar con la ayuda de un prisma, en una banda continua
de colores que denominó espectro. El paso siguiente no tiene lugar hasta
1802, cuando Wollanston detecta siete líneas oscuras en el espectro solar.
Desgraciadamente este descubrimiento paso desapercibido a la comunidad
científica de la época. Incluso el mismo Wollanston consideró su
descubrimiento poco relevante al interpretar estas líneas como límites que
separaban las bandas de colores. Una década más tarde, Fraunhoffer,
observó y midió cuidadosamente las posiciones de más de 500 líneas
obscuras, pero no pudo proporcionar una explicación acerca de su verdadera
naturaleza. Fueron los trabajos de Kirchhoff al obtener en laboratorio los
espectros de cuerpos sólidos y gases y estudiarlos cuidadosamente, los que
permitieron atribuir estas líneas obscuras a transiciones específicas de los
átomos excitados facilitando de esta forma, la rápida identificación de muchos
elementos químicos en la atmósfera del Sol y en consecuencia la
determinación su composición química cualitativa y la naturaleza gaseosa de
la región emisora.
El descubrimiento de la fotografía y el progreso en la elaboración de
emulsiones fotográficas, produjo un rápido avance en la aplicación de la
espectroscopía a la astronomía. En 1863 Huggins obtiene los primeros
espectros estelares abriendo una nueva era en la Astronomía. También
identificó en Andrómeda, la presencia de un espectro continuo que consideró
podría estar originado por estrellas, proporcionando de esta forma
consistencia a la teoría de los "universos islas" popularizada por Humboldt en
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"Cosmos"(1845-1850). En 1899, Scheiner obtiene un espectrograma del centro
de la galaxia Andrómeda que tenía muchas características similares al
observado en el Sol. De su análisis dedujo que esta galaxia, conocida
entonces como una nebulosa, era en realidad una agrupación inmensa de
estrellas no resueltas. Este resultado fue confirmado por Richtey, quien
consiguió resolver imágenes estelares en los brazos espirales de Andrómeda
y otras grandes galaxias cercanas.
A fines del siglo XIX, existían ya miles de espectros fotografiados y
clasificados. En 1896 tiene lugar la publicación del catálogo Henry Draper, que
contenía información espectral sobre unos 500.000 objetos, y que aun es
utilizado en la actualidad. Los trabajos de Planck, en 1900, fueron un paso
decisivo para la consecución de una interpretación cuantitativa de los
espectros y las distribuciones de energía estelares, cuyo estudio detallado
pudo llevarse a cabo una década más tarde. Estos resultados han facilitado el
conocimiento de la estructura y composición química de los objetos celestes
y la descripción detallada del Universo local.
El primer espectrograma de una galaxia, M 31, susceptible de ser utilizado
para la determinación de velocidades radiales por desplazamiento Doppler de
las líneas espectrales, fue tomado por Slipher(1912) quien derivó una
velocidad de aproximación de -300 km s-1. Posteriormente fueron observadas
también galaxias con velocidades radiales positivas, encontrándose valores
del orden de 1100 km s-1. Estos resultados sirvieron de base para establecer
que si una nebulosa es un sistema estelar, las grandes velocidades
observadas implican distancias del orden de un millón de años luz.
Sin embargo en 1917 todavía era cuestionada la naturaleza extragaláctica de
las nebulosas espirales, hasta el punto de que la National Academy de
Washigton, consideró necesario organizar un debate acerca de la naturaleza
de estos objetos: ¿Eran universos islas parecidos a nuestra Galaxia, u objetos
peculiares localizados en nuestra propia Galaxia?.
Las primeras aportaciones destacadas de Hubble se produjeron en 1923-1924,
al demostrar que las curvas características de las cefeidas descubiertas en
objetos extragalácticos, obedecían a la relación periodo-luminosidad
encontrada por Leavitt en 1912, para las Nubes de Magallanes. Uno de los
resultados más destacables fue la determinación de la distancia a la Pequeña
Nube de Magallanes, para la que encontró un valor de 930.00 años luz, que la
situaba netamente fuera de la Vía Láctea. Los trabajos de Baade y otros,
probaron luego que esta distancia era en realidad un poco mayor. No obstante
permanecía inalterada la principal conclusión de Hubble: las nebulosas
espirales están fuera de la Galaxia y cuando su distancia es suficientemente
grande todas parecen alejarse de nosotros a una velocidad es proporcional a
su distancia.
Posteriormente Humanson, en 1935, incrementó hasta 200 el número de
galaxias con velocidades radiales conocidas, ampliando el universo
observable a distancias correspondientes a velocidades de 42000 km s-1.
Desde finales del siglo XIX y principios del XX la Física pasa a desempeñar un
papel decisivo en la interpretación de los fenómenos astronómicos. La
Astrofísica adquiere una progresiva importancia sobre la astronomía clásica.
Actualmente los términos Astronomía y Astrofísica son en general,
sinónimos, y así serán considerados en lo que sigue, si bien en algunos casos
el primero queda reservado a la observación y estudio de cuestiones de
Astrometría y Mecánica Celeste, concernidas con la determinación y análisis
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de la posición y movimiento de los astros.
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El cielo a simple vista
El cielo es en cierto sentido un laboratorio al que todos tenemos acceso. Para
iniciarse en su estudio no es preciso más que una simple carta del cielo. La
primera tarea es identificar las constelaciones estelares. En el Almagesto,
Ptolomeo listó 48 constelaciones, que eran visibles en las riberas del
Mediterráneo y que tenían los nombres dados a las formas aparentes, en la
antigüedad, de algunos grupos de estrellas proyectadas sobre el cielo:
Cangrejo (en latín Cáncer), Cisne (Cygnus), Toro (Tauro), Lira (Lyra), Boyero
(Bootes), Cochero (Auriga), etc. En el año 1930, la Unión Astronómica
Internacional dividió la esfera celeste en 88 zonas, fijando los Iímites de las
mismas. Las constelaciones carecen de interés en sí mismas, no hay ningún
tipo de relación física entre las estrellas que las forman, pero son una
referencia útil para facilitar la observación del cielo. Es una antigua norma
designar las estrellas con una letra griega seguida de una abreviatura, que
comprende las tres primeras letras del nombre latino de la constelación. Sin
embargo, las muy brillantes poseen además nombre propio y las débiles son
conocidas únicamente por el número de un catálogo.
La Tierra, en el curso de su viaje anual alrededor del Sol, atraviesa en su
camino regiones ricas en objetos rocosos de diferente tamaño, y restos o
incluso la cola misma de los cometas. Una de las consecuencias de estos
encuentros es la aparición en nuestra atmósfera de unas trazas
incandescentes denominadas estrellas fugaces. Muy numerosas en
determinadas épocas del año, son estudiadas entonces con interés por los
aficionados a este tipo de fenómenos, que determinan, en ocasiones a simple
vista, sus trayectorias y fluctuaciones de brillo.
La observación a simple vista de los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter
y Saturno no presenta en general grandes dificultades. Mercurio, de color algo
rosado, es el más difícil de identificar ya que aparece cerca del Sol. Cuando
está favorablemente situado puede identificarse poco antes de la salida del
Sol o inmediatamente después del ocaso. Venus, brillante y blanquecino, es
de mayor tamaño que el anterior y está más cerca de nosotros, observándose
en el Oeste, después del crepúsculo, y en el Este, antes de la aurora. Sin
embargo, la época más favorable para su estudio es a mediados de marzo,
que es cuando alcanza una gran altitud sobre el horizonte. Marte, muy
llamativo a causa de su intenso color rojo, se identifica fácilmente cuando se
encuentra en el lado opuesto al Sol en el cielo, esto es, en oposición. Júpiter,
a causa de su gran tamaño y brillo, difícilmente puede confundirse con ningún
otro objeto, excepto quizás Venus. Es de color blanco cremoso. Saturno,
amarillento, es más difícil de reconocer y se identifica a menudo,
erróneamente, como una estrella. Los más lejanos, Urano, Neptuno y Plutón,
no pueden observarse sin instrumentos. Los colores de los planetas
proporcionan también información sobre las propiedades de sus superficies.
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Los cometas, caracterizados por una apariencia y movimientos llamativos,
han sido objeto de atención desde la antigüedad. Vienen desde los confines
de nuestro sistema solar y contienen claves sobre su origen. Son además la
sede de importantes y curiosos fenómenos físicoquimicos.
El Sol es la estrella más próxima y por ello podemos distinguir, incluso a
simple vista, fenómenos y estructuras detalladas irreconocibles en otras
estrellas más lejanas. Proyectando su imagen con ayuda de un pequeño
instrumento es posible identificar, en épocas adecuadas, las manchas
solares. Durante un eclipse pueden contemplarse además, adoptando la
precaución de utilizar un cristal ahumado, la cromosfera y la corona, que son
las regiones más externas, y en circunstancias favorables, las fulguraciones.
Las estrellas tienen colores que pueden distinguirse a simple vista y que
están relacionados con sus temperaturas y composiciones químicas. Las hay
azules como Vega (α Lyrae o α Lyr), observable en verano en la constelación
de Lira, son las más calientes; amarillas como el Sol; y rojas, las más frías,
como Arturo (α Boot), en Boyero, observable desde la primavera hasta el
otoño, y Pollux (β Gem) que se ve en invierno en los Gemelos.
Hay estrellas que tienen compañeras con las que están Iigadas fisicamente y
que son visibles como ε Lyrae. Durante el verano pueden identificarse las dos
componentes del sistema. Pero esto no es siempre posible. Sin embargo, su
presencia puede establecerse a través de las perturbaciones que produce en
el brillo de la estrella más luminosa. Así ocurre con β Persei, espléndido
objeto azul visible en el otoño e invierno en Perseo. Su brillo permanece
invariable durante 20 minutos, tiempo que dura el eclipse y, concluido éste,
aumenta a lo largo de cinco horas.
En ciertos casos, las variaciones del brillo están relacionadas con
modificaciones de su estructura que las convierten en objetos pulsantes. A
esta clase pertenece h Aquilae amarillenta, cuyo periodo de siete días facilita
el seguimiento a simple vista de sus fluctuaciones de brillo. También Mira
Ceti, roja, que durante el periodo de variación de luminosidad, de 332 días,
pasa de ser observable a simple vista a desaparecer prácticamente en el cielo,
cuando su brillo es mínimo.
Además de los sistemas binarios, existen agrupaciones gravitacionales más
complejas, cuyos miembros estelares tienen un origen común y propiedades
muy similares. Son los cúmulos, entre los que destacan las Pléyadas o
Pléyades, observables en la constelación de Toro durante el otoño e invierno,
y de las que se distinguen a simple vista seis o siete estrellas. A la misma
clase pertenecen η y χ Persei, observables al final del verano. Contienen
estrellas jóvenes, a diferencia de M 13 que comprende un gran número de
estrellas muy viejas. Su masa es 300 000 veces mayor que la del Sol Puede
contemplarse sin la ayuda de instrumentos al final de la primavera y durante
el verano, en la constelación de Hércules.
El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío. Contiene una mezcla
de partículas de composición diversa y gas. Este material interestelar, cuya
densidad es muy baja, aparece en ocasiones muy concentrado en unos
objetos denominados nebulosas, que son la sede de interesantes fenómenos.
En algunas de éstas, como Orión, está ocurriendo la formación de nuevas
estrellas. Es visible con un pequeño telescopio durante el invierno, en la
constelación de su mismo nombre.
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Todos los objetos mencionados anteriormente forman parte de nuestra
Galaxia, un sistema autogravitante que comprende también la Vía Láctea. Esta
banda luminosa, fácilmente reconocible en invierno, se extiende desde la
constelación del Cisne hasta el horizonte, en el Sur, pasando por Casiopea y
el Cochero.
El Universo está poblado por objetos similares a la Galaxia, pero sus enormes
distancias los hacen difícilmente accesibles a la observación directa. Sin
embargo, en las noches de otoño sin Luna, puede identificarse Andrómeda,
prototipo de las galaxias espirales y considerada gemela de la nuestra. Tiene
una masa un billón de veces mayor que la del Sol y dista más de 1019 km.
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La observación astronomica y sus limitaciones
F 0-0-4: La ventana óptica
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El ojo humano, capaz de mostrarnos la riqueza y diversidad del cielo, no
puede percibir la totalidad de la luz emitida por un astro, ya que su
sensibilidad está reducida a una pequeña banda de unos 2000 Å (1 Å = 10-8
cm), centrada en la región amarilla del espectro electromagnético,
denominada luz visible. Tampoco puede el ojo acumular la luz emitida por una
fuente y de esta forma incrementar su brillo. Por consiguiente, en las
observaciones a simple vista no son perceptibles los objetos más distantes y
menos luminosos. A estas limitaciones del ojo como detector hay que añadir
otras impuestas por la atmósfera terrestre.
En efecto, nuestra atmósfera sólo permite el paso de la radiación
electromagnética proveniente del espacio a través de ciertas ventanas, cuya
localización esta esquematizada en la figura 0-0-4. Las moléculas de oxígeno y
nitrógeno, y en particular el ozono, son principales responsables de la
absorción de las radiaciones γ , X y ultravioleta. Afortunadamente, porque son
perniciosas para el desarrollo y mantenimiento de la vida en la Tierra. Para
detectarlas y obtener una información sustancial sobre importantes
fenómenos que ocurren en muchos objetos celestes, es necesario realizar las
observaciones por encima de los 100 km. A los 3000 Å comienza la ventana
óptica que no es completamente transparente, ya que en el rojo aparecen
absorciones debidas al vapor de agua. Esta molécula, junto con las de dióxido
de carbono son además causantes de la opacidad parcial, en los dominios
infrarrojo y radio.
La atmósfera terrestre produce también otros efectos perturbadores. Los
átomos, moléculas y partículas de polvo del aire causan producen una
difusión de la luz de los astros, que es tanto mayor cuando más pequeña sea
la longitud de onda. Así, la absorción atmosférica es unas trescientas veces
más grande en el azul que en el rojo, dando lugar a que los astros aparezcan
Iigeramente enrojecidos. Este efecto es más importante cuando los objetos
observados están próximos al horizonte, ya que entonces es mayor el camino
recorrido por la luz en la atmósfera.
Estas restricciones han configurado un universo observable que han
permanecido sin grandes variaciones a lo largo de la historia de la
humanidad. Sólo en épocas relativamente recientes, que han coincidido con el
desarrollo teórico y experimental de la Física y la Química, han ocurrido
modificaciones sustanciales que son, además, reveladoras de la interacción
entre el progreso en el conocimiento del Universo y el desarrollo tecnológico
Los intentos por superar las limitaciones del ojo para la observación
astronómica, recibieron un impulso importante, primero con la introducción
del telescopio y más tarde con la aplicación de fotografía. Al tener ésta mayor
capacidad de integración que el ojo, facilitó la detección de objetos más
débiles y distantes, la percepción de radiación emitida por los astros que era
inaccesible a la observación directa y el registro permanente de las imágenes
observadas. Estas ventajas han sido posteriormente incrementadas y
ampliadas con la introducción de los fotomultiplicadores y los detectores de
estado sólido tipo CCD los cuales, además de tener mayor eficacia que la
placa fotográfica, suministran una respuesta a la señal luminosa enviada por
los astros, que puede tratarse directamente con ordenador, mejorando con
ello la rapidez y precisión de los análisis.
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0- 04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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Astronomía desde el espacio
F-0-0-5: Despliegue del Telescopio Espacial Hubble
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La aplicación a la observación astronómica, en 1930, de detectores sensibles
a la radiación infrarroja, y sobre todo el descubrimiento el año siguiente de
señales de radio procedentes de la Vía Láctea, amplió el rango espectral
accesible desde tierra e introdujo una nueva metodología en la observación
astronómica, produciendo importantes progresos y el descubrimiento de
fenómenos físicos de gran interés.
Cuando comienza la era espacial, aparece la observación astronómica como
uno de sus primeros objetivos científicos. Los instrumentos embarcados,
primero en cohetes y más tarde en satélites artificiales, han conseguido
superar la barrera impuesta por la atmósfera terrestre. Con instrumentación
adecuada, prácticamente puede recibirse la radiación electromagnética
emitida por los astros en cualquier rango espectral, si es suficientemente
intensa. Las primeras experiencias espaciales tenían limitaciones importantes
de peso y volumen que condicionaban el alcance de los objetivos científicos.
Por ello el Telescopio Espacial Hubble, de 2.40 m de diámetro, ha producido
una verdadera revolución, aportando información que ha mejorado nuestro
conocimiento del universo.
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0- 05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
F 0-0-6: Satélite de observación solar Soho
Uno de los resultados más populares de la investigación espacial ha sido el
estudio directo de satélites y planetas de nuestro sistema solar con la ayuda
de sondas y otras experiencias espaciales; mediante ellas, es posible recoger
muestras y realizar análisis directos. Los métodos utilizados y la abundante
información obtenida, han configurado los estudios planetarios como una
disciplina que las corrientes investigadoras actuales sitúan en el marco de la
Geofísica y la Aeronomía.
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0- 07- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Objetivos generales
En los últimos años la astrofísica ha conocido un auge notable. Ha aumentado
el número de telescopios ópticos de gran abertura y mejorado sensiblemente
la calidad y precisión de los equipos auxiliares acoplados a los mismos. La
extensiva utilización de los detectores de estado sólido y la subsiguiente
informatización de los procesos de reducción han facilitado la rápida difusión
de excelentes datos observacionales y resultados elaborados, a los que hay
que agregar los obtenidos en otros dominios espectrales, como las
radiofrecuencias, infrarrojo lejano ultravioleta y altas energías, con ayuda de
experiencias espaciales cada vez más sofisticadas. Simultáneamente surgen
nuevas ideas acerca de la formación y evolución estelar, la materia
interestelar etc. y una verdadera revolución en la astrofísica extragaláctica y
en nuestro conocimiento del universo a gran escala, donde la interacción con
la cosmología es cada vez más intensa y mejor fundada.
En los temas que desarrollamos a continuación, incluimos descripciones y
resultados actuales e interpretaciones bien establecidas. Sin embargo existen
algunos aspectos que son todavía muy controvertidos y que han sido
incorporados a causa de us gran interés. En estos casos hemos señalado
siempre esta circunstancia. A partir de conceptos básicos pretendemos
ilustrar como pueden ser obtenidos parámetros y propiedades de interés sin
necesidad de recurrir a métodos analíticos más complejos y elaborados.
Nuestra descripción del universo concluye con unos apéndices conteniendo
una tabla con las unidades y constantes usuales en Astrofísica y otras de
interés, un glosario con definiciones breves de los objetos y fenómenos
estudiados, así como un índice analítico.
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0-08- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Cuestiones para autoevaluación
1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas extensas.
2. Por qué la luz es tan importante en Astronomía.
3. Por qué los trabajos de Copernico transcienden el ámbito puramente
astronómico.
4. Cuáles fueron las principales repercusiones de los trabajos de Tycho Brahe
5. Principal diferencia metodológica entre la Astrología y la Astronomía
6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el
nacimiento de la Astrofísica.
7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfera terrestre en la
observación de los astros.
8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible
observatorio situado en la cumbre del Himalaya?
9. Por qué el cielo debe tener aspectos diferentes en el infrarrojo y en el
visible.
10. Analizar las creencias astrológicas de los alumnos de su clase. ¿Influyen
de algún modo su comportamiento ?
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0-09- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Proyectos o actividades de observación
1. Identificación de estrellas brillantes y constelaciones en diferentes épocas
del año con ayuda del Observatorio Astronómico Virtual. En el apéndice se
listan las constelaciones que se observan en cada época del año y las
estrellas más brillantes. Con el telescopio adecuado, observarlas en el
Observatorio Astronómico. A continuación, tratar de identificar las
constelaciones a simple vista, o con unos prismáticos, dibujando un esquema
de la misma en el que se señalarán las estrellas detectadas. Comparar el
resultado con los campos obtenidos en el Observatorio. Por favor, antes de
acceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones.
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absorción. Disminución de la intensidad de la radiación emitida por un objeto a causa
de la materia situada entre éste y el observador.
abundancia. Cantidad relativa en la que un elemento químico determinado entra en la
composición de un cuerpo celeste.
actividad solar. Fenómeno caracterizado por la presencia de manchas, protuberancias,
fulguraciones y emisiones importantes en radiofrecuencias y rayos X.
afelio. Punto de la órbita de un objeto del Sistema Solar más alejada del Sol.
agujero coronal. Región de la corona solar caracterizada por su baja densidad,
temperatura e intensidad de la emisión en rayos X.
agujero negro. Estado final de la evolución de una estrella masiva que, tras la
explosión supernova, retiene una masa mayor que una estrella de neutrones. De unos
pocos kilómetros de diámetro, no emite luz y la materia no puede escapar de él.
airglow. Luz emitida durante la noche por la atmósfera terrestre a causa de la
interacción de sus átomos y moléculas constituyentes, con partículas muy energéticas
de origen solar.
albedo. Relación entre la luz reflejada por una superficie en todas las direcciones y la
luz incidente. Un albedo igual a la unidad correspondiente a una superficie
perfectamente reflectora.
antena. Instrumento utilizado para la recepción o emisión de radioondas.
apastro. Punto de la órbita elíptica de un astro más alejada del foco.
asociación estelar. Grupo poco numeroso de estrellas muy jóvenes, dispersas en el
espacio y con un origen común.
asteroide. Cuerpo de pequeño tamaño del sistema solar de naturaleza rocosa. La masa
total de asteroides es inferior al 3% de la correspondiente a la Luna. En su mayor parte
se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, y reciben también el nombre de
pequeños planetas.
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Astrofísica. Ciencia que estudia la formación, estructura y evolución de los objetos
celestes con ayuda de la Física y la Química. La cosmología observacional,
radioastronomía, astronomía de altas energías, astronomía del infrarrojo, son ramas de
la misma. Los términos Astrofísica y Astronomía son, en la actualidad, sinónimos.
astrógrafo. Telescopio refractor utilizado ordinariamente en observaciones, de tipo
astrométrico.
Astrología. Predicción, carente de base científica, de la personalidad y el futuro de los
individuos y sucesos, basada en las posiciones aparentes del Sol, la Luna y los
planetas. Estuvo unida a la Astronomía hasta el Renacimiento.
Astrometría. Parte de la Astronomía que estudia los movimientos de los astros. Recibe
también los nombres de Astronomía Esférica y Astronomía de Posición.
Astronomía. Ciencia que estudia los cuerpos celestes desde el punto de vista teórico y
observacional. Ver Astrofísica.
atmósfera. Capas gaseosas más externas de los planetas y estrellas.
Big-Bang (explosión primordial). Teoría según la cual la radiación y materia del
Universo se originó, hace un tiempo finito, a partir de una explosión.
binarias. Asociación de dos estrellas ligadas gravitacionalmente formando un sistema
dinámicamente estable. También se llaman estrellas dobles.
brillo. Ver irradiancia.
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canibalismo galáctico. Captura de una galaxia por otra más masiva la cual acrecienta
su luminosidad y masa a expensas de aquélla.
campo. Dícese que una estrella o galaxia son del campo estelar o galáctico, cuando no
pertenecen a ninguna asociación o cúmulo.
CCD (charge-coupled device). Detector de estado sólido extremadamente eficiente que
facilita la obtención y procesado de imágenes astronómicas.
cefeidas. Estrellas muy luminosas, supergigantes amarillas o rojas, cuya magnitud
varía en periodos cortos de tiempo. Son utilizadas como indicadores de distancia. ciclo
solar. Intervalo de tiempo entre dos mínimos o máximos de la actividad del Sol, cuyo
valor es de once años aproximadamente.
clases de luminosidad. Clasificación de las estrellas de un tipo espectral dado en
función de su luminosidad. Están relacionadas también con el tamaño del radio.
cometa. Astro del Sistema Solar constituido por gas y partículas sólidas, cuyas órbitas
son elipses muy excéntricas o parábolas. Vienen desde los confines del Sistema Solar
y modifican su apariencia al acercarse al Sol.
constante de Hubble. Factor de proporcionalidad entre la velocidad radial de
alejamiento de las galaxias y su distancia a nosotros. Se simboliza por H.
constante solar. Energía del Sol recibida en un minuto por una superficie de 1 cm2,
perpendicular a los rayos solares y situada a la distancia media Sol-Tierra fuera de la
atmósfera terrestre.
constelación. Antiguamente recibían este nombre las formas aparentes adoptadas por
un grupo de estrellas que no guardan relación física entre ellas. Actualmente es una de
las 88 divisiones de la esfera celeste, cuyos límites fueron fijados por normas de la
Unión Astronómica Internacional en el año 1930.
continuo. Ver espectro continuo.
corona solar. Región más externa de la atmósfera solar.
coronógrafo. Instrumento óptico que produce un eclipse artificial Sol, ocultando con
un disco oscuro la imagen central brillante formada en el plano local del telescopio.
Cosmología. Ciencia que reúne y ordena los fenómenos naturales o físicos, en una
totalidad.
cromosfera. Región de la atmósfera de una estrella, situada inmediatamente por
encima de la fotosfera.
cuasares. Galaxias activas de apariencia estelar extremadamente luminosas.
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cuerpo negro. Un objeto ideal que absorbe la radiación incidente de todas las
longitudes de onda. Es el absorbente y emisor perfecto. cúmulo. Sistema constitutivo
por un número suficientemente alto de estrellas (cúmulos galáctico y globular) y
galaxias (cúmulo de galaxias) ligadas gravitacionalmente.
desplazamiento al rojo. Separación de las líneas espectrales, emitidas por un objeto
celeste que se aleja del observador, respecto a la posición en que aparecerían si
estuviera en reposo.
diagrama de Hertzsprung-Russell. Representación de las estrellas de acuerdo con su
tipo espectral o temperatura y magnitud absoluta o luminosidad.
disco galáctico. Estructura de nuestra Galaxia que contiene el plano ecuatorial.
distancia aparente. Medida del ángulo de separación de las imágenes de dos objetos.
Recibe también el nombre de distancia angular.
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efecto Zeeman. Desdoblamiento en dos o tres componentes de ciertas líneas
espectrales por acción de un campo magnético. La separación de las componentes es
proporcional al campo magnético, lo que facilita su medida.
enana blanca. Estrella de tamaño planetario con una temperatura superficial alta, baja
luminosidad y masa del orden de la solar, que se encuentra en la fase final de su
evolución. espectro. Distribución de la energía de radiación electromagnética en
función de la longitud de onda o de la frecuencia.
espectro continuo. Espectro que en razón de su modo de formación carece de líneas.
espectro de absorción. Está caracterizado por la presencia de líneas oscuras
superpuestas a un continuo. Se produce cuando la radiación continua emitida por una
fuente atraviesa un gas que se encuentra a menor temperatura.
espectro de emisión. Está constituido por líneas brillantes superpuestas o no a un
continuo.
espectrógrafo. Instrumento óptico utilizado para producir y facilitar el registro de los
espectros.
espectroscopía. Rama de la Física y Química que estudia la producción y análisis de
los espectros.
espículas. Chorros de gas de la cromosfera solar que ascienden miles de kilómetros
por encima del limbo, para caer después de un intervalo corto de tiempo.
estrella fugaz. Traza luminosa que se observa en el cielo producida por el tránsito de
un aerolito por la atmósfera terrestre.
estrella peculiar. Estrella cuyo espectro observado presenta alguna característica que
no corresponde a las establecidas en el sistema de clasificación espectral. Se designan
con el tipo espectral acompañado de la letra p. Por ejemplo, Ap.
estrella de neutrones. Es la fase final de una estrella que, tras sufrir una explosión
supernova, deja como residuo un núcleo de 2 a 3 masas solares. Tiene algunas
decenas de kilómetros de radio, una elevada densidad y está constituida
principalmente por neutrones.
estrella variable. Estrella cuya luminosidad varía a causa de modificaciones físicas
intrínsecas.
exceso de color. Diferencia entre el índice de color afectado por extinción y el índice de
color intrínseco.
extinción. Disminución de la intensidad de la luz causada por la absorción y difusión
del polvo interestelar.
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extragaláctico. Fuera de nuestra Galaxia.
fáculas. Regiones brillantes de la fotosfera cuyas temperaturas son más altas que las
del medio circundante. Están asociadas a las manchas solares.
filamentos. Protuberancia proyectada sobre la superficie del disco solar que tiene el
aspecto de una estructura oscura y alargada.
flujo. Energía que incide en una superficie de área unidad, normal a la dirección de la
fuente emisora, y por segundo.
fotometría. Estudio de los procesos de medida, reducción y análisis de la intensidad de
la luz.
fotómetro. Instrumento utilizado para la medida de la intensidad de la luz.
fotosfera. Región de la atmósfera de una estrella donde se origina la luz observada.
fulguración. Incremento de brillo de corta duración en una región activa de la
cromosfera. Está causado por la liberación explosiva de una gran cantidad de energía
en forma de radiación y partículas.
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Galaxia. Nombre reservado a la galaxia cuya traza sobre el cielo es la Vía Láctea, cuyo
nombre recibe también, y que contiene el Sol.
galaxia. Agrupación de un gran número de estrellas y materia interestelar, cuya
organización y mantenimiento como un todo tienen por causa las interacciones
gravitacionales entre sus componentes.
galaxia activa. Galaxia que emite grandes cantidades de energía, primordialmente de
naturaleza no térmica, desde una o varias regiones de dimensiones relativamente
pequeñas, llamadas núcleos.
granulación fotosférica. Aspecto granular de la fotosfera solar causado por
movimientos convectivos del gas, que transportan la energía desde el interior (zona
convectiva). Ver gránulo.
gránulo fotosférico. Célula convectiva de unos 1000 km de tamaño que deposita su
energía, transportada por corrientes convectivas, en la fotosfera. Su temperatura
supera en unos 300 K la del medio circundante y tiene una vida media de unos diez
minutos.
halo. Envoltura de una galaxia espiral que contiene materia interestelar de baja
densidad y los cúmulos globulares.
hipercúmulo. Ver supercúmulo.
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imagen en falso color. Imagen de un objeto en colores artificiales que están destinados
a facilitar el análisis de determinadas propiedades. Es un recurso empleado
usualmente en el procesado de imágenes astronómicas con ordenador.
índice de color. Diferencia entre dos magnitudes de una estrella, medidas a longitudes
de onda diferentes.
índice de color intrínseco. Indice de color corregido de extinción interestelar.
ion negativo de hidrógeno. Átomo de hidrógeno con dos electrones. Es una fuente de
opacidad importante en las estrellas de tipo solar.
ionización. Proceso mediante el cual un átomo o un ion pierden un electrón. La energía
mínima requerida recibe el nombre de potencial de ionización.
irradiancia. Intensidad de la luz emitida por un objeto celeste por segundo y centímetro
cuadrado, medida en tierra.
línea de absorción. Ver espectro de absorción.
línea de emisión. Ver espectro de emisión.
líneas de Fraunhofer. Líneas espectrales de absorción correspondientes al espectro de
la fotosfera solar.
línea prohibida. Línea espectral cuya probabilidad de acaecimiento es muy baja y que
requiere para su formación condiciones físico-químicas que son inusuales y en
algunos casos, imposibles de conseguir, en los laboratorios terrestres.
lóbulo de Roche. Volumen encerrado por una superficie equipotencial, correspondiente
a dos estrellas que describen órbitas circulares alrededor del centro de masas, que
contiene separadamente cada objeto, pero con un punto de contacto. Tiene forma de
ocho.
luminosidad. Potencia total radiada por una estrella. Está relacionada con el área de la
superficie emisora y la temperatura efectiva.
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luz de cielo nocturno. Luz difusa del cielo durante la noche, debida principalmente al
airglow, luz estelar difusa, luz zodiacal y la luz de estas fuentes difundida por las capas
altas de la atmósfera terrestre.
luz zodiacal. Luz del Sol difundida por las partículas del polvo interplanetario.
magnitud absoluta. Magnitud aparente que tendría una estrella situada a una distancia
de 10 pc. Es una medida de la luminosidad.
magnitud aparente. Medida de la irradiancia en una escala logarítmica en la que una
diferencia de cinco magnitudes equivale a un factor cien en las irradiancias. Cuanto
más luminosa es la estrella menor es su magnitud aparente.
manchas solares. Zonas oscuras de la fotosfera solar, más frías que el medio
circundante, que están asociadas a campos magnéticos muy intensos. Cambian de
forma y tamaño al desplazarse sobre el disco, debido a la rotación del Sol. Suelen
aparecer en, grupos.
materia obscura. Materia inobservada, cuya posible existencia es conocida por sus
efectos dinámicos en las galaxias y cúmulos de galaxias.
medio interestelar. Espacio comprendido entre las estrellas. Contiene gas y partículas
sólidas de tamaño microscópico denominado polvo. Recibe también el nombre de
materia interestelar.
medio interplanetario. Espacio comprendido entre los objetos del sistema solar que
contiene gas y partículas de polvo de tamaño microscópico, También recibe el nombre
de materia interplanetaria.
medio intergaláctico. Espacio comprendido entre las galaxias. Contiene materia cuya
composición no es bien conocida pero que tiene una densidad muy inferior al medio
interestelar. En el medio intergaláctico de ciertos cúmulos de galaxias se ha observado
la presencia de nubes de gas muy calientes emisores de rayos X. También es conocido
bajo la denominación de materia intergaláctica.
montaje. Disposición de los elementos ópticos de un telescopio. Los más usuales son
los montajes Newton, Cassegrain y Coudé.
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montura. Estructura mecánica que soporta un telescopio. La más utilizada en la
observación astrofísica es la montura ecuatorial que tiene diversas variantes: horquilla,
inglesa, etc.
nebulosa. Grandes concentraciones de gas y polvo cuya densidad es superior al medio
interestelar que las rodea y que pueden alcanzar los 200 pc. En ciertos casos
(nebulosas de emisión), están asociadas con estrellas muy jóvenes.
NGC. Abreviatura de New General Catalogue, catálogo de nebulosas, cúmulos
estelares y galaxias. Nube de gas en expansión desprendida de una estrella que
evoluciona hacia enana blanca.
nebulosa planetaria. Nube de gas en expansión desprendida de una estrella que
evoluciona hacia enana blanca.
nova. Estrella que experimenta un brusco aumento de luminosidad, que puede alcanzar
once magnitudes, como resultado de las reacciones nucleares explosivas que tienen
lugar en su superficie. Todas las novas forman parte de un sistema binario constituido
por una gigante roja que transfiere materia a la otra componente, una enana blanca,
que es la sede del fenómeno nova.
nova recurrente. Estrella en la que se ha observado más de una vez su transformación
en nova.
nube de Oort. Región hipotética de los confines del sistema solar donde se encuentran
los cometas describiendo órbitas aproximadamente circulares al Sol. Estas pueden ser
perturbadas, obligando a un cometa a dejar la nube e iniciar una trayectoria que, al
acercarlo al Sol, le hace visible.
nube protosolar. Nebulosa gaseosa que dió origen al sistema solar.
núcleos con brotes de formación estelar. Regiones de las galaxias con líneas de
emisión donde se están produciendo de manera súbita y durante periodos de tiempo
relativamente cortos, nuevas estrellas.
nucleosíntesis. Creación de elementos químicos mediante reacciones nucleares.
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número de Wolf. Indice que mide el nivel de la actividad solar en un instante
determinado, a partir del número de manchas presentes.
opacidad. Medida de la permeabilidad de un cuerpo al paso de la radiación.
oscilaciones solares. Movimientos periódicos de contracción y expansión del Sol que
producen una variación temporal de radio. Es muy conocida la de 5 minutos de
periodo.
oscurecimiento del limbo. Disminución, desde el centro del disco al borde, de la luz
emitida por el Sol u otra estrella.
paralaje. Ángulo subtendido por la distancia media Tierra-Sol. Se mide en segundos de
arco.
parsec. Es la unidad de distancia en Astrofísica que se define como la distancia a la
cual la paralaje vale 1 segundo de arco.
perihelio. Punto de la órbita de un planeta más cercano al Sol.
periastro. Punto de la órbita elíptica de un astro más próximo al foco.
planeta. Cuerpo celeste que órbita alrededor del Sol o de cualquier otra estrella que
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emite luz como consecuencia, primordialmente, de un proceso de reflexión.
planetario. Instrumento óptico con el cual se proyectan sobre el interior de una cúpula
imágenes de los astros y se muestran sus movimientos reales y aparentes.
población estelar. Conjunto de estrellas con similares características cinemáticas,
edades y composiciones químicas. La población I incluye las estrellas jóvenes y ricas
en elementos pesados, mientras que la población II está constituida por estrellas viejas
y deficientes en metales.
polvo interestelar. Granos microscópicos de materia presentes en el medio interestelar.
principio copernicano. la Tierra no ocupa una posición privilegiada en el Universo.
También, sistema copernicano.
protoestrella. Fase de formación de una estreIla, posterior a la fragmentación de la
nube protoestelar y anterior al indicio de las reacciones nucleares en su interior.
protuberancias. Estructuras gaseosas muy densas y frías, originadas en la cromosfera
solar que se elevan hasta la corona. Cuando pasan por el limbo aparecen como
llamaradas brillantes. Proyectadas sobre el disco se denominan filamentos.
pulsar. Objeto que emite regularmente señales de radio durante intervalos de tiempo
muy corto. Es la manifestación en radiofrecuencias de una estrella de neutrones.
radiación no térmica. Radiación electromagnética emitida por partículas energéticas o
por colisión con ellas, cuya intensidad no depende de la temperatura del medio.
radiación térmica. Radiación electromagnética producida por especies atómicas y
moleculares, cuya intensidad depende de la temperatura del medio.
radiogalaxia. Galaxia que emite una fracción substancial de su luminosidad en el
dominio de las radiofrecuencias.
radiotelescopio. Instrumento destinado a la detección de las ondas de radio emitidas
por los objetos celestes.
rayos cósmicos. Partículas y núcleos atómicos pesados que se desplazan a
velocidades relativistas en el medio interestelar y alcanzan la Tierra.
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región HI. Zona del medio interestelar de cualquier galaxia, conteniendo hidrógeno
neutro con una densidad y temperaturas muy bajas y que emite en el dominio de las
radiofrecuencias.
región HII. Zona del medio interestelar de cualquier galaxia, donde el hidrógeno está
ionizado a causa de la presencia en sus proximidades de una fuente de radiación
intensa.
restos de supernova. Nube de gas en expansión eyectada en una explosión de
supernova. Son emisores intensos en radio ondas y rayos X.
supercúmulo de galaxias. Agrupación de cúmulos de galaxias ligadas
gravitacionalmente. Alcanzan tamaños del orden de los 100 Mpc.
supernovas. Estrella que sufre un brusco aumento de luminosidad que puede llegar
hasta 19 magnitudes. Se conocen dos tipos, el 1 corresponde a la explosión de' una
enana blanca, componente de un sistema binario, que incrementa su masa a partir de
la materia de su compañera, hasta superar el límite de 1.4 masas solares. El tipo II está
asociado a la fase final de la vida de las estrellas muy masivas, en las que la
desintegración del núcleo de hierro produce la ruptura del equilibrio y la consiguiente
explosión.
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telescopio. Instrumento óptico utilizado para recolectar luz y posibilitar la observación
de los astros débiles y distantes. También aumenta la imagen de los objetos extensos
(no estelares), evidenciando detalles de su estructura. Con este nombre se designa el
conjunto constituido por el dispositivo óptico y la montura.
telescopio reflector. Telescopio cuyo objetivo o primario es un espejo
telescopio refractor. Telescopio cuyo colector objetivo o primario es una lente.
tipo espectral. Parámetro de clasificación de las estrellas de acuerdo con la apariencia
de su espectro.
traza evolutiva. Trayectoria que describe el punto que representa a una estrella en el
diagrama H-R, cuando se consideran las diferentes etapas de su vida.
Unión Astronómica Internacional (IAU). Asociación Internacional de Investigadores de
las diferentes ramas de la Astrofísica y astronomía de posición, que se fundó en
Bruselas el año 1919. Está dividida en comisiones y se reúne en una asamblea general
cada tres años.
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velocidad radial. Proyección de la velocidad de un objeto sobre la dirección de
observación.
velocidad relativista. Cuando la velocidad es próxima a la velocidad de la luz.
Vía Láctea. Banda luminosa que se extiende a lo largo del cielo y que comprende un
gran número de es estrellas y nubes de polvo y gas. Está situada en las proximidades
del plano galáctico y muestra un corte parcial del disco. También recibe este nombre
nuestra Galaxia.
viento estelar. Flujo estacionario de materia eyectada por muchos tipos de estrellas. Es
considerable en las gigantes rojas y en las estrellas muy calientes y luminosas.
viento solar. Flujo de partículas energéticas, principalmente protones y electrones, que
escapan de la corona solar hacia el medio interplanetario.
Zodíaco. Banda de la esfera celeste que se extiende 8.5', a uno y otro lado de la
eclíptica y que está dividida actualmente en trece partes caracterizadas por los signos
del zodíaco.
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Otros canales de información astronómica
Se ha intentado también extraer información sobre el universo observable
utilizando canales distintos de la radiación electromagnética, como la
radiación cósmica, los neutrinos y la radiación gravitacional.
La radiación cósmica está constituida por un 90% de protones, 9% de
partículas α (núcleos de helio) y un 1% de núcleos más pesados, así como
electrones, positrones, etc. El espectro de energía cubre desde 106 a 1020
electrón voltios ( 1 eV = 1.602 x 10-12 erg ) por partícula, con una energía
media de mil millones de eV. Esta composición parece indicar que las fuentes
son predominantemente estrellas muy evolucionadas en fase explosiva, como
las supernovas. En su viaje, los rayos cósmicos primarios colisionan
inelasticamente con los componentes del medio interestelar, dando lugar a
núcleos secundarios, los cuales, a su vez, interaccionan con los átomos de la
atmósfera terrestre al penetrar en ella. Se produce así una lluvia de partículas
que puede detectarse en tierra, o mejor aún, a grandes altitudes con la ayuda
de globos. Los rayos cósmicos proporcionan muy escasa información desde
el punto de vista astrofísico ya que es difícil, si no imposible, establecer con
precisión su composición original y también localizar la región de
procedencia. Sin embargo, la investigación en este campo permitió el
descubrimiento del positrón y otras partículas como el muón y el pión, y
facilita el análisis del comportamiento y propiedades de las partículas
elementales en la naturaleza.
Los neutrinos son partículas sin carga eléctrica que durante mucho tiempo se
ha creído que carecían de masa, si bien experiencias recientes,
controvertidas, parecen indicar lo contrario. Se originaron en los primeros
instantes de la formación del Universo y también en los fenómenos de
carácter explosivo que tienen lugar en el curso de la evolución de las estrellas
muy masivas así como en las reacciones nucleares del interior de las
estrellas. Los neutrinos generados de esta última manera salen al exterior sin
sufrir interacciones con la materia estelar. Por ello son los únicos que pueden
suministrar información directa sobre los fenómenos que allí ocurren. Se han
detectado en tierra neutrinos originados en el interior del Sol, pero su escaso
número y la complejidad del detector han dado lugar a interpretaciones
diversas y en algunos casos contradictorias. Los avances en la astrofísica de
neutrinos requieren un mejor conocimiento de la naturaleza de los mismos y
el progreso en la investigación sobre los detectores, cuya eficacia y
resolución han de ser mejorados.
La teoría de la gravitación de la relatividad general prevé la existencia de
ondas gravitacionales, que se propagan a la velocidad de la luz. Podrían
originarse cuando se aceleran rápidamente grandes masas, por ejemplo
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0- 06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
estrellas binarias de corto periodo, pulsares, y mediante fenómenos
explosivos localizados en los núcleos de las galaxias, cuasares, etc. La
carencia de detectores sensibles y eficaces ha impedido su observación
directa, sin embargo el descubrimiento del púlsar binario PSR 1913+16, que
fue el primero descubierto, ha confirmado su existencia y las predicciones
realizadas por la relatividad general.
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ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0-10- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Soluciones
1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas extensas.
El Sol, la Luna, nebulosas y galaxias
6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el
nacimiento de la Astrofísica.
El espectrógrafo
7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfera terrestre en la
observación de los astros.
La absorción y extinción de la luz
8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible
observatorio situado en la cumbre del Himalaya?
No tiene altura suficiente.
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