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Hilo de astronomia
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HermesM
demiurgo foril
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Registrado: Feb 12, 2004
Mensajes: 13127

MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 5:11 pm    Asunto: Responder citando

para empezar con la tarde os voy a colocar unas cuantas imagenes más, esta vez de galaxias.

La Galaxia Andrómeda


La galaxia Andrómeda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. A una distancia de 2,2 millones de años luz, la galaxia Andrómeda es, al mismo tiempo, la galaxia espiral más cercana y el objeto más distante que se puede observar a simple vista. Antes de determinar su naturaleza por medio de poderosos telescopios, fue erróneamente considerada una nebulosa, o nube de materia interestelar. Por medio del telescopio se ve que junto a ella hay otras galaxias, de las cuales las más sobresalientes son dos pequeñas galaxias de forma elíptica.

Su forma y sus dimensiones la convierten en una versión ampliada de nuestra propia galaxia. Durante los últimos años, los científicos han descubierto que la Vía Láctea es una galaxia caníbal que se ha devorado - y seguirá devorándose - a otras galaxias más pequeñas. Y parece que Andrómeda, no se queda atrás: nuestra vecina se está tragando a sus dos pobres galaxias satélites. Es lógico, porque la gravedad manda en el universo y el canibalismo galáctico parece ser moneda corriente.

La Vía Láctea, Andrómeda y las nubes de Magallanes forman parte de un grupo de 30 galaxias denominado "el grupo local" que abarca unos 10 millones de años luz. La mayoría de las galaxias del grupo local son de forma elíptica y contienen menos de una milésima del número de estrellas que tienen Andrómeda, la Vía Láctea o M33. De hecho, después de estas tres galaxias, las nubes de Magallanes resultan ser las mayores del grupo, que a su vez, es una parte exterior del Cúmulo Virgo, que comprende miles de galaxias.


La Galaxia NGC 4603

NGC 4603 se encuentra a 108 millones de años luz, en el cúmulo de galaxias de Centaurus, uno de los más masivos. Es la galaxia más lejana en la que se han podido estudiar las variaciones periódicas de brillo de estrellas cefeidas. Las cefeidas de mayor tamaño y brillo tienen periodos más largos que las pequeñas. Esta relación entre periodo y masa permite calcular con precisión su distancia.

Aunque tienen un potente brillo, las Cefeidas son tenues y difíciles de encontrar a muy grandes distancias (las estrellas de la imagen de arriba, con su brillo "puntiagudo", son objetos de fondo). Gracias a la aguda visión del Telescopio Espacial Hubble, se han identificado más de 36 señales cefeidas en NGC 4603, desde ahora la galaxia más distante en la que se hayan identificado estas estrellas. De hecho, utilizando este telescopio para seleccionar cefeidas en galaxias más cercanas que NGC 4603, el Equipo del Programa Fundamental Hubble ha anunciado recientemente el final de 8 años de esfuerzos para medir de manera precisa las distancias galácticas y la velocidad promedio de expansión del universo, la constante de Hubble.

Comparando las distancias galácticas y las velocidades de recesión , el equipo reporta que la constante de Hubble es igual a 70 kilómetros por segundo por megaparsec, con una incertidumbre de 10 porciento. Esto significa que una galaxia incrementa su velocidad de recesión aparente en 257,000 km/h por cada 3.3 millones de años-luz de recorrido. Cuando fue lanzado en 1990, una de las principales metas del Telescopio Espacial Hubble fue la medición exacta de la constante de Hubble.


la Galaxia NGC 3370

La galaxia NGC 3370 es muy parecida a nuestra Vía Láctea y está a unos 100 millones de años luz, en dirección de la constelación de Leo. Esta foto obtenida por el Telescopio Espacial Hubble permite ver muchos de sus detalles. Se han podido identificar algunas estrellas pulsantes individuales, llamadas Cefeidas, que pueden ser usadas para calcular la distancia a la NGC 3370. Esta galaxia espiral fue elegida debido a que en 1994 estalló una de sus estrellas como una supernova tipo Ia. Conociendo la distancia a la galaxia, se ha podido calibrar este tipo de supernova para determinar así distancias a otras supernovas similares ocurridas a distancias mucho mayores, revelando así el tamaño y la expansión del Universo.

Comparando las supernovas cercanas con las más distantes, podemos determinar que el Universo se encuentra acelerando su expansión y que contiene una misteriosa energía oscura. Pero, para medir el tamaño del Universo y su tasa de expansión, debemos calibrar el verdadero brillo de estas supernovas. De ahí su importancia, ya que se puede determinar su distancia gracias a la existencia de estrellas más tenues de brillo conocido en su vecindad y, con ello, calibrar las medidas en el Universo.

Las estrellas tenues que se usan como estándares de brillo son las estrellas variables conocidas como Cefeidas, cuyo brillo varía regularmente con un periodo que se encuentra directamente relacionado con su brillantez intrínseca. Ello permite conocer directamente la distancia de la galaxia NGC3370 y a la supernova SN1994ae mediante la observación de la variación de una o varias de estas estrellas en forma individual, algo que sólo se puede hacer con el Hubble. Las observaciones detectan varias Cefeidas e indican que se trata de las más distantes que se han observado.


Galaxia enana NGC 1569

La cercana galaxia enana NGC 1569 es un foco de vigorosa actividad de nacimiento estelar; las enormes burbujas que exhala criban el cuerpo principal de la galaxia produciendo, también, brillantes cúmulos estelares azules. Esta galaxia sufrió un súbito acceso de nacimiento estelar hace 25 millones de años, que amainó cuando los primeros ancestros humanos poblaban la Tierra. NGC 1569 es una galaxia enana irregular situada a 7 millones de años-luz hacia la constelación de Camelopardalis.

Uno de los misterios de la Astronomía todavía no resueltos consiste en cómo y cuándo tuvo lugar la formación de las galaxias y su evolución posterior. La mayoría de las galaxias que observamos actualmente parecen haber completado ya su formación en etapas muy tempranas de la historia del Universo. Su desarrollo involucra una o más colisiones galácticas y/o eventos de nacimiento estelar fuertemente realzado, denominados "starbursts".

Cualquier galaxia en formación se encuentra demasiado lejos para que incluso el Hubble sea capaz de estudiar en detalle sus poblaciones estelares. No obstante, sus contrapartidas locales, las galaxias starbursts y en colisión, ofrecen objetivos particularmente fáciles. NGC 1569 resulta en especial adecuada, ya que es una de las galaxias starbursts más próximas. Alberga dos prominentes cúmulos masivos recientes que podrían competir con los cúmulos globulares de nuestra galaxia, más un gran número de pequeños cúmulos estelares comparables a los laxos cúmulos abiertos de nuestro entorno.


Galaxia Ultravioleta

La galaxia NGC 6782 tiene una forma de espiral casi circular, sin embargo la foto dista mucho de mostrarnos una forma de círculo. Esta foto fue captada por el Telescopio Espacial Hubble el 1 de Noviembre del 2001 y logró ésta forma al exponer el telescopio a una visión en luz ultravioleta. Este tipo de luz es generada por estrellas mucho más calientes que nuestro Sol, de una zona de furiosa formación de estrellas.

Del disco azul surgen dos brazos en espiral que se recortan contra la luz dorada de estrellas más antiguas. Este impresionante y hermoso conjunto, es todavía un enigma para los astrónomos.

La apariencia de una galaxia puede depender fuertemente del color de la luz con la cual es observada. Esta imagen tomada por el Hubble de NGC 6782 ilustra un pronunciado ejemplo de este efecto. Esta galaxia espiral, cuando es vista por luz visible, muestra una separación en los brazos en espiral que le dan una forma de molinete similar a cualquier otra galaxia espiral. Sin embargo, cuando la galaxia es observada con luz ultravioleta por el Hubble, su forma es completamente diferente.


Centro de la Vía Láctea

Los astrónomos están al tanto de algunos objetos caprichosos que existen en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como las vastas nubes de polvo cósmico, radiantes cúmulos estelares, remolinos gaseosos y, desde luego, un agujero negro supermasivo.

Gran parte del centro galáctico está oculto de cualquier observación en luz visible por densas nubes de gas y polvo, pero puede explorarse mediante otras formas de radiación electromagnética.

Esta imagen espectacular, en luz infrarroja, del centro de nuestra galaxia, fue construida a partir de los datos del Experimento Espacial Intermedio, a bordo del satélite MSX.

Esta imagen, producto del mapeo en tres bandas del infrarrojo intermedio, invisible al ojo humano, y su codificación en los colores visibles rojo, verde y azul, revela la emisión térmica de nubes de polvo circunferidas al centro galáctico, que se calientan por la intensa luminosidad de las estrellas. El plano galáctico se extiende a lo largo de la línea media de esta fotografía, mientras que el centro galáctico es la mancha brillante fácilmente reconocible.


Galaxia del Sombrero

La Galaxia del Sombrero, Messier 104, es muy grande; visualmente es un quinto del tamaño de la Luna en un telescopio. Está a unos 30 millones de años-luz de la Tierra, en el cúmulo de Virgo. Se llama así porque su forma parece la de un sombrero de charro. Esta galaxia espiral, catalogada como galaxia NGC 4594, se ve de canto, y destaca en ella una banda oscura que parece dividirla longitudinalmente en dos, y que se encuentra formada por inmensas nubes oscuras. La masa de la galaxia del Sombrero duplica la de la nuestra. Si pudiéramos observar la nuestra de la misma manera, presentaría un aspecto similar a la del Sombrero.

¿Por qué la Galaxia del Sombrero se parece a un sombrero? Las razones incluyen el gran conglomerado de estrellas hacia la zona central de la galaxia y el prominente borde oscuro de polvo, que rodea la galaxia y que desde nuestra perspectiva, se observa de costado. Miles de millones de viejas estrellas causan el gran brillo central de M104, mientras una inspección más detallada del anillo, muestra intrincadas estructuras que los astrónomos no entienden todavía. El mismo centro de la galaxia del Sombrero radia en el espectro electromagnético y se piensa que aloja un agujero negro supermasivo.

Esta imagen fue hecha combinando 3 imágenes CCD, tomadas en, aproximadamente, los colores primarios; rojo, verde y azul, con lo cual fue posible crear una imagen con colores verdaderos. Cada imagen fue procesada por un detector de variaciones de sensibilidad para luego quitarle las regiones incorrectas causadas por defectos de fabricación y por la llegada de rayos cósmicos al telescopio.


Objeto de Hoag

¿Es una galaxia o son dos? Esta pregunta surgió cuando el astrónomo Art Hoag en 1950 encontró este extraño objeto extragaláctico. La parte exterior del anillo está dominado por brillantes estrellas azules, mientras que cerca del centro yacen estrellas mucho más rojas y probablemente más viejas. Entre los dos está un espacio que aparece en casi completa oscuridad.

Cómo se formó el Objeto de Hoag es aún desconocido, aunque objetos similares se han identificado y han sido llamados colectivamente como galaxias en anillo. Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años e interacciones gravitacionales envolviendo un inusual objeto con forma de núcleo.

Esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble en Julio del 2001 revela detalles sin precedentes del Objecto de Hoag y podría dar vida a un mejor entendimiento. El Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente. Coincidentemente y visible en el espacio vacío hay otra galaxia en anillo, que probablemente se ubique a una distancia más lejana.


La Galaxia NGC 1512

El telescopio espacial Hubble captó imágenes de nuestra vecina Galaxia espiral cerrada NGC 1512, situada a 30 millones de años luz de la Tierra, utilizando rayos de luz de diferentes longitudes de onda. La galaxia está ubicada en la constelación Horologium y puede ser vista por telescopios comunes y corrientes debido a que está relativamente cercana. La NGC 512 tiene una extensión de 70.000 años luz, un tamaño parecido al de nuestra Vía Láctea. El Hubble utilizó un rango de rayos desde el infrarrojo hasta el ultravioleta para ver la galaxia por partes. El núcleo tiene un ancho de 2.400 años luz. Los astrónomos encontraron un anillo de estrellas enanas en el núcleo.

Los astrónomos que estudian el anillo circumnuclear de NGC 1512 están interesados particularmente en ver cómo se desarrollan los ciclos de formación estelar, a partir del material gaseoso que cae hacia el núcleo de la galaxia. El oscurecimiento de los cúmulos debido al polvo parece ser un fenómeno intermitente. Los cúmulos o están completamente ocultos, rodeados por sus nubes maternas, o casi completamente expuestos.

Es destacable la similitud que hay en las características de estos estallidos de formación estelar y los de otros que se han estudiando en detalle con el Hubble. Los anillos circumnucleares son comunes en las galaxias espirales barradas. Los astrofísicos creen que son estas barras las que sirven de despensa de material a los anillos.


La galaxia M64

Una colisión entre dos galaxias ha dado como resultado un sistema con aspecto inusual y con curiosos movimientos internos. Messier 64 (M64) presenta una espectacular banda oscura de partículas de polvo que absorben la luz situada justo por delante del núcleo de la galaxia. Esta apariencia ha servido para que este objeto reciba el apodo de "Galaxia del Ojo Negro" o "Galaxia del Ojo Malvado". El Telecopio Espacial Hubble ha revelado que este objeto esconde una compleja historia y una dinámica no menos interesante.

M64 parece ser una típica galaxia espiral. Tal como sucede en la mayor parte de las galaxias, todas las estrellas de M64 están rotando en la misma dirección. M64 rota en el sentido de las agujas del reloj. No obstante, los estudios realizados durante la década de 1990 llevaron a la conclusión de que el gas interestelar en las regiones más externas de esta galaxia rota en dirección opuesta al de las más internas.

Los astrónomos creen que las masas de gas en rotación opuesta se formaron cuando M64 absorbió una galaxia satélite que colisionó contra ella, posiblemente hace más de mil millones de años. Esta pequeña galaxia ha sido prácticamente destruida, aunque aún persisten signos de esta colisión en el movimiento del gas situado en el borde externo de M64.


Galaxias de Las Antenas

Las colisiones entre galaxias pueden ser determinantes en la creación de nuevos planetas. El Observatorio de rayos X Chandra ha descubierto ricos depósitos de neón, magnesio y silicio en un par de galaxias en colisión llamadas Las Antenas. Los depósitos están localizados en enormes nubes de gas caliente. Cuando las nubes se enfríen, dicen los científicos, se debería formar una gran cantidad de estrellas y planetas. Estos resultados podrían augurar el destino de nuestra propia Vía Láctea y su futura colisión con la galaxia Andrómeda.

Cuando las galaxias colisionan, los choques directos entre estrellas son muy raros, pero las colisiones entre las enormes nubes de gas de las galaxias provocan un crecimiento en la tasa de natalidad estelar. Las estrellas masivas recién nacidas evolucionan rápidamente en unos pocos millones de años y explotan como supernovas. Los elementos pesados fabricados en estas estrellas son expulsados por las explosiones y enriquecen el gas que las rodea a lo largo de miles de años luz.

A una distancia de unos 60 millones de años, el sistema de Las Antenas es el ejemplo más cercano de una colisión entre dos grandes galaxias. La colisión, que empezó hace un par de cientos de millones de años, ha sido tan violenta que el gas y las estrellas de las galaxias han sido eyectados en dos largos arcos que le dan su nombre al sistema.


Nacimiento de una galaxia

Esta foto del Telescopio Espacial Hubble muestra en detalle una galaxia tardía, un pequeño sistema de estrellas y gas que parece aún encontrarse en pleno proceso de desarrollo, mientras la mayoría de sus congéneres comenzaron a formarse hace miles de millones de años. La evidencia de su extrema juventud se halla en la explosión de estrellas recién nacidas. Todo indica que esta galaxia, denominada POX 186, se originó cuando dos pequeños grumos de gas y estrellas colisionaron hace menos de 100 millones de años provocando la formación de nuevas estrellas.

Esta imagen del Hubble respalda las teorías de formación galáctica a partir del ensamblaje de pequeños bloques compuestos de gas y estrellas. Estos bloques se originaron poco tiempo después del Big-Bang, el acontecimiento creador del Universo. Sin embargo, se trata de un hallazgo sorprendente debido a su notable cercanía en el espacio ya que POX 186 se encuentra a sólo 68 millones de años-luz, hacia Virgo. Pertenece al grupo de galaxias conocido como enanas compactas azules debido a su reducida extensión y su colección de estrellas azules calientes. Su tamaño de 900 años-luz y unos 10 millones de estrellas, resultan insignificantes. La Vía Láctea mide unos 100.000 años-luz y alberga 100.000 millones de estrellas.

Este reciente sistema está situado en una región de espacio muy vacía, con sus vecinos galácticos más próximos a nada menos que 30 millones de años-luz. El encuentro gravitatorio entre los pequeños cúmulos de los que se formó, tuvo que demorarse más que si hubiera sucedido en regiones del espacio más densas. No obstante las estrellas más viejas que pueblan POX 186 rondan los mil millones de años. Se cree que las galaxias menos masivas del Universo han sido las últimas en formarse.



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HermesM
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 5:50 pm    Asunto: Responder citando

y ahora sigo con el glosario.

C

Cabo Cañaveral: Desde el año 1950 es el principal centro de las actividades espaciales de los Estados Unidos. Desde el punto de vista geográfico es un estrecho promontorio que se extiende sobre el océano Atlántico, en la costa de la Florida.

Su actividad como base de lanzamiento para misiles comenzó el 24 de julio de 1950 experimentando con cohetes V2 modificados. El lugar era ideal porque los lanzamientos se realizaban en dirección Este y los misiles podían así ser seguidos con facilidad en su ascenso y caer en el mar sin causar ningún daño.

En la actualidad, aquel promontorio arenoso está salpicado de decenas de rampas de lanzamiento y cuenta con una tupida red de carreteras que le unen con los diversos laboratorios y centros de control. El área está controlada en parte por la NASA, el organismo espacial americano que se ocupa de los programas espaciales civiles, y en parte por la US Air Force, que organiza los militares.

En 1964 toda la zona es rebautizada Cabo Kennedy, en honor del presidente americano John F. Kennedy asesinado el año anterior. Sin embargo, diez años después, como consecuencia de múltiples protestas, fue nuevamente denominado Cabo Cañaveral y el nombre de Kennedy sólo quedó para el centro espacial de la NASA.

CCD: (charge-coupled device). Detector de estado sólido extremadamente eficiente que facilita la obtención y procesado de imágenes astronómicas.

Un CCD es una red de fotodiodos (circuitos eléctricos sensibles a la radiación electromagnética). El CCD registra la ubicación de cada fotodiodo sobre el que incide un fotón de rayos X (un fotón es un paquete de radiación electromagnética). También registra la energía del fotón, que depende de su frecuencia, y por tanto de su longitud de onda.

Actualmente, las cámaras digitales capturan las imágenes gracias a un CCD.

Los sensores CCD son dispositivos electrónicos fotosensibles. Poseen una estructura de células sensibles a la luz en forma de mosaico, cada una de esas células es lo que se denomina pixel. Cada pixel es una estructura detectora que es capaz de almacenar fotones.

Cada pixel tiene unas dimensiones del orden de unas diez veces la milésima parte de un milímetro. Esta estructura tan pequeña no solo almacena los fotones en forma de carga eléctrica, sino que tambien dispone de una estructura capaz de transferir los fotones recogidos (en forma de cargas eléctricas) a un pixel adyacente.

Caída libre:Estado normal del movimiento de un objeto en el espacio bajo la influencia gravitatoria de un cuerpo central.

Según esto la Tierra se encuentra en caída libre alrededor del Sol, mientras que un satélite artificial más allá de la atmósfera está en caída libre alrededor de la Tierra.

En tanto un vehículo se encuentre en caída libre, un astronauta no tendrá "peso" aparente y experimentará el fenómeno de ingravidez.

En el vacío todos los cuerpos, con independencia de su forma o de su masa, caen con idéntica aceleración en un lugar determinado, próximo a la superficie terrestre.

El movimiento de caída libre es un movimiento uniformemente acelerado, es decir, la aceleración instantánea es la misma en todos los puntos del recorrido y coincide con la aceleración media, y esta aceleración es la aceleración de la gravedad (en la Tierra, g = 9,8 m/s2).

Galileo fue el primero en demostrar experimentalmente que, si se desprecia la resistencia que ofrece el aire, todos los cuerpos caen hacia la Tierra con la misma aceleración.

Caldera (geología): Una caldera, en geología, es una gran depresión volcánica en forma más o menos circular.

Ciertas calderas son resultado de explosiones cataclísmicas que destruyen el volcán en erupción; las islas volcánicas de Santorín, en Grecia, y de Krakatoa, en Indonesia, entran en esta categoría.

Otras se forman cuando la cámara subterránea de magma, vacía tras erupciones sucesivas, no puede soportar más el peso de la mole volcánica situada encima y se derrumba.

Otro ejemplo de caldera volcánica, situada en la isla canaria de La Palma (España), es la caldera de Taburiente, donde se mezclan los valles de barrancos con picos que destacan en los bordes de la caldera.

Algunas calderas, son ocupadas por lagos profundos, como el lago del Cráter, en Oregón, o por llanuras planas, como el amplio valle Caldera en el norte de Nuevo México, ambos en Estados Unidos.

Calendario: Del latín "calendae", término con el cual los romanos indicaban el primer día de cada mes. Es un conjunto de tablas en las que se indican los días y los meses de cada año y sirve para el cálculo del tiempo.

Desde la antigüedad, los periodos en los que está subdividido el calendario se han referido al movimiento de los astros y, según cuál era el astro que se consideraba como elemento principal de referencia, se propusieron varios tipos de calendario. El calendario actualmente en vigor, llamado solar, que ha sido adoptado en la mayoría de los países del mundo, se basa en el movimiento de revolución de la Tierra alrededor del Sol y su duración está definida por el llamado año trópico o civil, es decir, el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por el Equinoccio de primavera.

El calendario lunar, creado por los babilonios y hoy todavía en uso entre los mahometanos, se basa en cambio en el año subdividido en doce meses lunares, de veintinueve y treinta días alternativamente.

El calendario lunisolar, adoptado por los pueblos hebreos, hace referencia a los movimientos tanto del Sol como de la Luna y está compuesto de "años corrientes", divididos en 12 lunaciones y "años embolismales", divididos en 13 lunaciones.

Nuestro calendario solar fue adoptado en 1582, como consecuencia de la reforma realizada por el papa Gregorio Xlll sobre la base de los cálculos de los astrónomos Luis Lilio y Cristóbal Clavius.

Calisto: Es el segundo satélite en tamaño de Júpiter, después de Ganímedes. Tiene un diámetro de 4.820 km. veces el de la Luna, una masa de aproximadamente (1,5 veces la de la Luna. Dista un promedio de 1.880.000 km. del planeta y orbita a su alrededor con un periodo de dieciséis días, dieciséis horas treinta y dos minutos.

Es uno de los cuatro satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto, en orden de distancia desde Júpiter), llamados así porque los descubrió Galileo Galilei.

Después de las imperfectas observaciones realizadas desde la Tierra, Calisto, como los otros satélites jupiterianos, ha sido observado de cerca por las dos sondas americanas Voyager. Se ha captado de él una imagen de un mundo carente de atmósfera, pero con una superficie helada y mucho más densamente cubierta de cráteres que nuestra Luna.

Campo magnético: Es campo de fuerzas que afecta a los imanes, atrayendo una parte del imán y repeliendo otra.

Existen estrellas con campos magnéticos importantes. Las manchas del Sol son producto de su campo magnético. La Tierra, Júpiter, Saturno y Urano también poseen campos magnéticos.

La unidad para medir los campos magnéticos se llama inducción magnética y, en el Sistema Internacional de unidades, es el tesla, T. Una carga de un culombio que se mueve con una velocidad de un metro por segundo perpendicular a un campo magnético de un tesla experimenta la fuerza de un newton.

Las líneas del campo magnético describen de forma similar la estructura del campo magnético en tres dimensiones. Las líneas de campo convergen donde la fuerza magnética es mayor y se separan donde es más débil. Por ejemplo, en una barra imantada compacta o "dipolo", las líneas de campo se separan a partir de un polo y convergen en el otro y la fuerza magnética es mayor cerca de los polos donde se reúnen. El comportamiento de las líneas en el campo magnético terrestre es muy similar.


Cáncer (astronomía): Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, la cuarta, en la cual el Sol alcanzaba, hace dos mil años, su máxima altura al norte del Ecuador (alrededor de 23 grados y 27 minutos) en el día del Solsticio de verano (21 de junio).

Cancer toma su nombre del mito griego del cangrejo que hirió al héroe griego Heracles (más conocido por su nombre latino, Hércules) durante su combate con la Hidra, un monstruo de varias cabezas.

Cáncer es una constelación zodiacal, es decir, una de las constelaciones que se encuentran en la eclíptica o trayectoria aparente anual del Sol por la bóveda celeste.

Esta constelación se caracteriza por tener un cúmulo de más de 300 estrellas débiles, conocido como el Pesebre.

Cangrejo (Nebulosa del): En 1054, en la constelación de Tauro se encendió de improviso una estrella que antes no existía. En poco tiempo alcanzó una magnitud más luminosa que el planeta Venus en su máximo esplendor, y permaneció visible durante casi un mes en pleno día.

El hecho fue considerado tan extraordinario que los astrónomos de la época, en particular los chinos, que eran atentos observadores de los fenómenos celestes, lo registraron en sus tablas.

La nebulosa del Cangrejo, o M1, es el primer objeto en el catálogo de Messier. Con telescopios pequeños se ve solamente una tenue nebulosa de forma ovalada, y es necesario telescopios mas grandes para percibir su estructura filamentaria

En 1949 se descubrió que es una intensa fuente de ondas de radio, y cinco años después se determinó que estas son generadas por electrones que se mueven dentro de la nebulosa a velocidades muy cercanas a la de la luz.

En 1968 se encontró que la nebulosa contiene un pulsar, una estrella de tan solo veinte kilómetros de diámetro girando sobre su eje treinta veces por segundo. Poco después se estableció que tanto la nebulosa como el pulsar son intensas fuentes de rayos X y rayos gamma.

Canopus (Canopo): Es una estrella de primera magnitud, la segunda estrella más brillante del firmamento, situada en la constelación de la Quilla.

Aunque Canopus está a unos 98 años luz de la Tierra, sólo es media magnitud más débil que la estrella más brillante, Sirio, que está a 8,7 años luz. A causa de su brillo, Canopus se utiliza a menudo como punto de referencia para la orientación de las naves espaciales.

Hace 90.000 años, la estrella Canopus era más brillante que Sirio, debido a que se hallaba más próxima al Sistema Solar que ahora; Canopus posee un brillo aparente superior a Sirio.



Capricornio (astronomía): Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, la décima, situada en la eclíptica, trayectoria anual aparente del Sol a través del cielo, en la que el Sol alcanzaba, hace dos mil años, su máxima altura al sur del Ecuador (alrededor de -23 grados y 27 minutos) en el día del Solsticio de Invierno (22 de diciembre).

Capricornio (del latín capricornus, 'cuerno de cabra'), es una constelación situada muy al sur del ecuador celeste, entre las constelaciones de Sagitario y Acuario. Su nombre procede de las leyendas griegas relacionadas con el dios Pan, frecuentemente representado con forma de cabra.

Sus estrellas más brillantes son de magnitud 3; la estrella que más brilla, Alpha Capricorni, también conocida como Algedi, constituye un amplio conjunto donde se pueden distinguir dos estrellas a simple vista.

En la zona templada del hemisferio Norte, en junio, se puede ver esta constelación cerca del horizonte austral.

Carbono: Es un elemento químico cuyo isótopo más abundante tiene 6 protones y seis neutrones. La masa atómica del carbono es 12,01115.

Las tres formas de carbono elemental existentes en la naturaleza (diamante, grafito y carbono amorfo) son sólidos con puntos de fusión extremadamente altos, e insolubles en todos los disolventes a temperaturas ordinarias. Las propiedades físicas de las tres formas difieren considerablemente a causa de las diferencias en su estructura cristalina. En el diamante, el material más duro que se conoce, cada átomo está unido a otros cuatro en una estructura tridimensional, mientras que el grafito consiste en láminas débilmente unidas de átomos dispuestos en hexágonos. El carbono amorfo se caracteriza por un grado de cristalización muy bajo.

El carbono tiene la capacidad única de enlazarse con otros átomos de carbono para formar compuestos en cadena y cíclicos muy complejos. Esta propiedad conduce a un número casi infinito de compuestos de carbono, siendo los más comunes los que contienen carbono e hidrógeno. El carbono es el constituyente fundamental de las moléculas que forman la vida.

Sus primeros compuestos fueron identificados a principios del siglo XIX en la materia viva, y debido a eso, el estudio de los compuestos de carbono se denominó química 'orgánica'.

El llamado carbono 14 es un isótopo del carbono muy útil para fechar la edad de restos de seres vivos, de hasta 10,000 años.


Cartografía de las estrellas: Los mapas celestes son una ayuda indispensable para conocer la posición de una estrella en el cielo. Para conocer las cartas estelares se imagina que todas las estrellas estén en una esfera ideal, de radio infinito, teniendo el centro concidente con el de nuestro planeta, y que se suele llamar "esfera celeste".

También la representación cartográfica del cielo sigue las reglas de la terrestre planetaria. A la esfera celeste se le asigna un sistema de Coordenadas celestes de manera que cada posición ocupada por una estrella esté definida por dos coordenadas - en general, se unen la ascensión recta y la declinación -, así como cualquier punto de la superficie terrestre está definida por dos coordenadas: longitud y latitud.

Para los mapas estelares se utilizan proyecciones estereográficas o de Mercator, según se deben representar las zonas polares o las ecuatoriales de la esfera celeste: en los atlas más precisos, toda la esfera celeste es subdividida en numerosas zonas que después son ampliadas y reproducidas, precisamente, sobre la superficie plana de la hoja. Con esta técnica, se reducen al mínimo las deformaciones de los ángulos.

Cartografía de los planetas: La exploración de cerca de los planetas y de los satélites del sistema solar ha proporcionado imágenes tan detalladas que permiten la elaboración de mapas similares a aquellos con los que se representa la superficie de la Tierra. Ha nacido así la cartografía del sistema solar, que utiliza los mismos métodos de la cartografía terrestre.

Los planetas son representados recurriendo a diferentes tipos de "proyecciones geográficas". La proyección estereográfica, utilizada para representar las áreas polares de un planeta, se obtiene disponiendo un plano ideal tangente al Polo del planeta y proyectando sobre él los detalles geográficos del área solar, utilizando como centro de proyección el polo opuesto.

La proyección cilíndrica de Mercator, utilizada para representar las regiones próximas al Ecuador de un planeta, se obtiene imaginando insertar en un cilindro de papel el propio planeta, de manera que su ecuador coincida con la circunferencia del cilindro; utilizar como centro de proyección el centro del planeta; y, por último, desenrollar el cilindro que se transformará en un rectángulo de papel plano, con la reproducción de toda el área ecuatorial del planeta.

La proyección cónica de Lambert, utilizada para representar las zonas intermedias entre los polos y el ecuador, se obtiene insertando el planeta dentro de un cono, de manera que sea tangente al paralelo de la zona que se va a representar, utilizando como centro de proyección el centro del planeta.

Obviamente, para todos estos tipos de proyección, la reproducción será fiel en las zonas de tangencia e imperfecta a medida que uno se va alejando de ella.

Cassegrain: Es un tipo de telescopio reflector caracterizado por dos espejos: el principal o primario, cóncavo, recoge la luz del objeto observado y la refleja sobre un espejo secundario, convexo. Este último, a su vez, envía hacia atrás la imagen hasta un agujero existente en el centro del espejo primario, una vez traspasado el cual la imagen es ampliada por un ocular.

Este esquema, que se puede considerar como una evolución del telescopio reflector newtoniano, fue inventado en 1672 por el físico francés N. Cassegrain.

Telescopios de tipo Cassegrain están en funcionamiento en algunos de los observatorios astronómicos más importantes del mundo. En tamaño más reducido, es utilizado habitualmente por los astrónomos aficionados de todo el mundo.


Catadióptrico (sistema): Es un sistema óptico que utiliza una combinación de espejos y lentes con el fin de mejorar la calidad de la imagen.

Los primeros intentos de realizar sistemas catadióptricos fueron llevados a cabo a comienzos del siglo XX, sin embargo el primer resultado satisfactorio se debe a Bernhard Schmidt (1879-1935), que en 1930 introdujo una placa correctora en un telescopio reflector, obteniendo así un campo visual mucho más amplio y exento de aberraciones.

Los telescopios de este tipo o Schmidt, como son llamados, tienen una amplia utilización en astrofotografia. Otro sistema catadióptrico ha sido desarrollado en 1944 por el soviético Dimitri Maksutov (1896-1964). Los esquemas de los sistemas catadriópticos están tratados detalladamente en la voz Telescopio.



Catálogos estelares: Los catálogos estelares son listas que contienen las posiciones de los astros y pueden ser completados por planos con la configuración de las estrellas sobre la esfera celeste.

El más antiguo catálogo conocido se remonta al año 130 a. JC. y se debe a Hiparco de Nicea. En él se hacía referencia a unas 850 estrellas de las más luminosas y por primera vez se introdujo la subdivisión en clases de magnitudes estelares según la luminosidad aparente. Lamentablemente esta obra se ha perdido y sólo tenemos testimonios indirectos de ella, pero se considera que un sucesivo catálogo de Tolomeo, publicado alrededor del 150 d. JC. en el Almagesto, retoma el trabajo de Hiparco.

El primer catálogo moderno importante, conteniendo objetos hasta la décima magnitud, es el Bonner Durchmusterung (literalmente: Reseña de Bonn), completado en 1862 por W. F. Argelander. En él se presentan las coordenadas de unas 324.198 estrellas del hemisferio Norte. La reseña después fue ampliada por Edward Schonfeld hasta el Trópico de Capricornio y, más tarde, un grupo de astrónomos argentinos la completó con las estrellas del Polo Sur celeste.

Las estrellas variables son clasificadas en reseñas separadas: el Catálogo general de las estrellas variables recoge unas 25.000. Las nebulosas, las galaxias y los cúmulos estelares vienen indicados con la letra M, o bien con las siglas NGC, seguidas de un número. El primero de estos símbolos se refiere al astrónomo francés Charles Messier, quien, hacia finales del siglo XVIII, recopiló un catálogo con nebulosas, galaxias y cúmulos estelares hasta un total de 45, visibles en el hemisferio Norte.

A finales del siglo XIX Johannes Dreyer realizó un catálogo de 7.840 objetos, basándose, sin embargo, también en observaciones realizadas con anterioridad por Herschel padre e hijo. Recibió el nombre de New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars o, más brevemente, NGC. Por lo tanto, resulta frecuente encontrar en los textos de astronomía que, por ejemplo, la nebulosa del Cangrejo se indica con M 1, porque se trata del primer objeto clasificado en el catálogo Messier, o bien NGC 1952, porque es el 1952 objeto del catálogo elaborado por Dreyer.

Cefeidas: Son un tipo especial de estrellas variables que cambian su luminosidad cíclicamente, en tiempos comprendidos entre 1 y 50 días. Su nombre deriva de "delta Cefei", que es la primera estrella de este tipo, descubierta en 1784 por el astrónomo aficionado inglés John Goodricke.

Su estructura física es la de las estrellas gigantes, hasta 10 veces el Sol, de color amarillo. Estas se encuentran tanto en nuestra Galaxia, donde están preferentemente situadas en los brazos de la espiral, como en otras.

La importancia de las Cefeidas es enorme para la determinación de las distancias estelares: han sido bautizadas como las piedra miliares del Universo.

En efecto, existe una relación muy precisa entre la variación cíclica de la luminosidad de una Cefeida y su luminosidad intrínseca, o Magnitud absoluta, y, cuanto más largo es este ciclo, más luminosa es la estrella.

Por otra parte, los astrónomos, midiendo la magnitud aparente o visual de una estrella y conociendo la que tiene como absoluta, pueden determinar su distancia. De este modo, cada Cefeida representa un verdadero indicador de distancias.

Celostato: Es un espejo plano montado sobre un eje paralelo al eje de rotación terrestre y movido por un mecanismo de relojería, de tal forma que siga al Sol en su movimiento diurno aparente.

La imagen del Sol, recogida por el celostato, es enviada hacia un segundo espejo plano, que tiene como función reflejarla en la misma dirección.

El instrumento permite disponer, a lo largo del trayecto óptico de los rayos, lentes e instrumentos de análisis de la luz solar que permanezcan fijos. El celostato se encuentra, habitualmente, debajo de una cúpula giratoria en el vértice de un telescopio vertical, también llamado Torre solar.

Centaur (misil): Misil de hidrógeno líquido, utilizado como sección superior en combinación con otros cohetes. Con una longitud de 9 m., y un diámetro de 3 m, está dotado de dos motores que desarrollan un empuje de 13.600 kg.

El 30 de mayo de 1966 un Centaur fue utilizado como segunda sección del misil Atlas para lanzar el Surveyor 1 hacia la Luna. Más tarde, como sección final del misil Titan III, fue empleado para el lanzamiento de algunas sondas espaciales interplanetarias, como el Viking enviado hacia Marte.

Pero problemas graves con el Centaur obligaron a cambiar los planes. Para llevar a cabo el viaje a Marte en 1964, sería necesario buscar una nave mucho más ligera, dadas las limitaciones de la etapa Agena-D, la única alternativa posible. Las modificaciones precisas darían lugar a la que hoy conocemos como Mariner-C.


Centelleo (astronomía): A causa de la turbulencia atmosférica, la luz de los cuerpos celestes presenta una luminosidad variable. A este fenómeno se le da el nombre de centelleo.

Para solucionarlo, los astrónomos construyen sus observatorios por encima de la capa atmosférica más densa y turbulenta, en los altiplanos y en las montañas, muy frecuentemente por encima de los 2.200 metros de altura.

El centelleo, obviamente, desaparece en el espacio extraterrestre donde operan, con grandes ventajas, los observatorios astronómicos situados en los satélites artificiales. El Telescopio Espacial Hubble no se ve afectado por el centelleo.

Centrífuga (fuerza): Es la fuerza que se pone de manifiesto en los movimientos rotatorios y que tiende a impulsar al objeto hacia el extremo de la curva. Aumentando la velocidad de rotación del cuerpo, su valor tiende a crecer.

En el caso de un cuerpo unido a la extremidad de una cuerda que se hace girar en una órbita circular, teniendo con la mano el otro extremo de la cuerda extendida, la fuerza centrífuga es la que mantiene la cuerda en tensión y que se siente como una tracción en la mano. A ella se opone una fuerza igual y contraria y llamada centrípeta, la que la mano ejerce sobre el objeto a través de la cuerda.

En el caso de un satélite artificial en órbita alrededor de la Tierra, la fuerza centrífuga que le imprime a éste el cohete con el cual ha sido lanzado equilibra exactamente la fuerza centrípeta, que en este caso coincide con la fuerza de atracción gravitacional, y el cuerpo permanece girando alrededor de nuestro planeta.

Sin embargo, si el espacio en el cual orbita el satélite tiene un elemento que opone al movimiento una leve resistencia, como por ejemplo partículas de gas rarificadas pertenecientes a la atmósfera exterior de la Tierra, la velocidad de rotación tiende a disminuir, así como la fuerza centrífuga. En este caso, la fuerza de atracción gravitacional, que ya no está equilibrada, predominará sobre la fuerza centrífuga y tenderá a atraer al satélite, haciéndolo caer hacia la Tierra. Este es el mecanismo por medio del cual los satélites artificiales en órbitas bajas, tienen vidas medias relativamente modestas y caen hacia nuestro planeta destruyéndose.

Ceres: Es el más grande de los Asteroides o pequeños planestas y el primero en haber sido descubierto, por Giuseppe Piazzi, director del observatorio astronómico de Palermo, el 1 de enero de 1801.

Tiene un diámetro de 1.000 km y completa una vuelta alrededor del Sol cada 4,6 años, a una distancia media de 413.800.000 km. Ceres, en el máximo de su luminosidad aparente, apenas es visible a simple vista desde la Tierra.

En la mitología romana, Ceres era la diosa de la agricultura. Ella y su hija Proserpina eran equivalentes a las diosas griegas Deméter y Perséfone. La creencia griega de que su júbilo al reunirse con su hija cada primavera hacía que la tierra produjera frutos y granos en abundancia fue introducida en Roma en el siglo V a.C., y su culto se volvió sumamente popular, sobre todo entre los plebeyos.

La palabra cereal deriva de su nombre. Su festividad más importante, las Cerealia, se celebraba del 12 al 19 de abril.

Cero absoluto: Es la temperatura teórica más baja posible y se caracteriza por la total ausencia de calor.

Es considerada el punto cero de la escala termométrica absoluta, por cuanto se considera que a temperaturas tan bajas la materia se encuentra en estado de reposo absoluto, en el sentido de que las moléculas no se hallan ya animadas por vibraciones de ninguna especie.

¿Qué es el cero absoluto?

El nivel de energía es el más bajo posible. El cero absoluto (0º K) corresponde aproximadamente a la temperatura de -273.16º C. Nunca se ha alcanzado tal temperatura y la termodinámica asegura que es inalcanzable. Lo impide la tercera ley de la termodinámica.

Sin embargo, en la práctica es el calor que entra desde el "mundo exterior" lo que impide que en los experimentos se alcancen temperaturas más bajas. Para bajas temperaturas, todas las capacidades caloríficas C tienden a cero por lo que para cualquier cantidad de calor Q, por pequeña que sea, que entre al sistema, se tendrá una variación importante en la temperatura pues dT=Q/C. Incluso los rayos cósmicos pueden producir una entrada importante de calor.

El concepto de cero absoluto también es importante desde el punto de vista teórico. Según la tercera ley de la termodinámica, la entropía (o desorden) de un cristal puro sería nula en el cero absoluto; esto tiene una importancia considerable en el análisis de reacciones químicas y en la física cuántica. Los materiales presentan propiedades extrañas cuando se enfrían a temperaturas muy bajas. Algunos pierden por completo su resistencia eléctrica. Este efecto se observó por primera vez en el mercurio a unos pocos grados por encima del cero absoluto, pero se están obteniendo a temperaturas cada vez más altas con nuevos materiales.

Cerro-Tololo (observatorio): El Observatorio Interamericano de Cerro Tololo es un complejo de telescopios e instrumentación situado aproximadamente a 80 km al este de la localidad de La Serena, Chile, a una altitud de 2.200 metros sobre el nivel del mar. Esta región reúne una serie de condiciones atmosféricas inmejorables para la observación astronómica debido a que cuenta con un promedio de 280 noches despejadas al año.

La construcción de este observatorio, situado en el valle de Elqui, se decidió en 1962, aunque se llevó a la práctica en 1967, cinco años después. Está operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA) con un acuerdo con la Fundación Nacional de la Ciencia, ambos organismos de Estados Unidos, y es utilizado por astrónomos de este país y de América Latina.

En la actualidad cuenta con seis telescopios: un reflector de 4 m (telescopio Blanco), el mayor telescopio del hemisferio sur, inaugurado en 1976; y reflectores de 1,5 m; 1,0 m (telescopio Yale); 0,9 m; 0,6 m (telescopio Lowel); un telescopio del tipo Curtis/Schidt, y el radiotelescopio de la Universidad de Chile de 1,2 metros.



CETI: Sigla que indica genéricamente los programas de investigación de vida extraterrestre a través de señales de radio u otros medios oportunos. Literalmente quiere decir: «Communication with Extra Terrestrial Intellingence" (comunicación con inteligencia extraterrestre).

Algunos estudiosos que se dedican a estas investigaciones consideran la sigla como demasiado concreta y prefieren adoptar una similar: SETI o sea «Search for Extra Terrestrial Intelligence (investigación de inteligencia extraterrestre), la cual incluye, o por lo menos no declara de manera manifiesta, la ambición de un diálogo con los extraterrestres y se limita a hablar genéricamente de investigación.

Los programas CETI parten de estas bases: la vida es un fenómeno de alcance cósmico, que se ha desarrollado en otros planetas similares a la Tierra pertenecientes a lejanos sistemas solares, y, por lo tanto, puede existir un porcentaje de tales planetas en los que la vida ha evolucionado hasta alcanzar el estadio de una civilización tecnológica.

Dada por descontada esta premisa, se ha considerado oportuno ponerse a la escucha, mediante radiotelescopios, para tratar de captar eventuales señales de radio enviadas por civilizaciones extraterrestres, anhelantes de entrar en contacto con seres semejantes. Algún estudioso considera sumamente útil dirigir mensajes hacia estrellas lejanas, con la esperanza de recibir una respuesta.

Ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno: Es una de las dos series de reacciones nucleares que suministran la energía a una estrella de primera magnitud.

El ciclo del carbono comienza y acaba con un núcleo de carbono 12 que actúa como catalizador en la producción de un núcleo de helio a partir de núcleos de hidrógeno; también se producen neutrinos y rayos gamma. Cuando se agota el hidrógeno, el ciclo termina.

El ciclo del carbono es más importante en las estrellas de gran masa, mientras que en las estrellas con una masa menor como el Sol, otra secuencia de reacciones, denominada cadena protón-protón, es la forma principal por la cual el hidrógeno se convierte en helio.

Las únicas estrellas en las que no se produce el proceso hidrógeno-helio son aquellas que se encuentran en una etapa muy temprana o relativamente vieja de su evolución.



Ciclo Solar: Es un lapso de 11 años durante el cual varían la cantidad de manchas, ráfagas y protuberancias solares.

De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio.

Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.

Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores.

Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

Circumpolar: Se dice de aquellas estrellas que, a causa del movimiento de rotación de la Tierra, parecen girar alrededor de la Estrella Polar y que no se ocultan jamás para el observador de una determinada latitud.

Para que una estrella sea circumpolar es necesario que su distancia angular desde el polo sea inferior a la latitud del observador. Así por ejemplo, a una latitud de 45º, todas las estrellas que tienen una distancia angular desde el polo inferior a 45º son circumpolares.

Para un observador situado en el Polo Norte, es decir, a 90 de latitud, todas las estrellas son circunpolares y, para uno situado en el Ecuador, ninguna estrella es circumpolar.

Cita (astronáutica): Es una maniobra que lleva a dos o más vehículos espaciales a aproximarse recíprocamente.

La cita puede ser el preludio de un simple reconocimiento visual de los vehículos involucrados, o bien de un Amarre (docking); en este último caso los vehículos espaciales deben ser conducidos lentamente hasta tener una velocidad relativa casi nula.

Una misión de cita puede hacerse necesaria cuando se quiera efectuar la exploración desde muy cerca de un cuerpo celeste, por ejemplo un cometa, por parte de una sonda espacial. En este caso los técnicos americanos diferencian el "rendez vous" o vuelo de la sonda que se acerca al cuerpo celeste y lo sigue durante un cierto periodo manteniendo su misma velocidad y dirección de desplazamiento, del "flyby" o paso rápido junto al cuerpo celeste con una velocidad y dirección diferentes.

Clases espectrales: Desde la segunda mitad del siglo XIX el astrónomo jesuita italiano Angelo Secchi (1818-1878), observando los Espectros de las estrellas (es decir, esas franjas con los colores del arco iris que se obtienen haciendo pasar la luz a través de un prisma), notó que éstas presentaban características diferentes según las temperaturas superficiales de las propias estrellas.

Las temperaturas, a su vez, están en estrecha relación con el color de las estrellas: las más calientes emiten una luz blanco-azul y las más frías una luz rojo-oscura.

Nuestro Sol, que tiene una temperatura intermedia entre estos dos extremos, emite, como es sabido, una luz de color preponderantemente amarillo. Por lo tanto, Secchi apuntó las bases de la clasificación espectral que, en sus líneas esenciales, aún se sigue.

Las estrellas están divididas en 10 clases espectrales, a cada una de las cuales se le asigna una letra del alfabeto en esta sucesión: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. A las primeras letras corresponden las estrellas más calientes, caracterizadas por los espectros más simples; a las últimas, las más frías, espectros de creciente complejidad. Las estrellas supercalientes, llamadas de tipo Wolf Rayet por el nombre de los astrónomos que las estudiaron, son indicadas con la letra W y a veces asociadas a la O, a la cabeza de la sucesión.

Como en cada clase espectral, es decir, en cada letra, existen diferentes variedades de estrellas, se ha creado también para cada letra, una posterior división en 10 tipos espectrales.

Clima: El clima es una media de los tiempos meteorológicos de una zona a lo largo de varios años. Para definirlo se suelen usar medias de temperatura, precipitación, vientos, humedad, ... de veinte o treinta años.

Un clima es, por ejemplo, el mediterráneo, caracterizado por veranos cálidos y secos, inviernos tibios y lluvias, a veces torrenciales, en otoño y primavera.

En cambio, el tiempo meteorológico es la situación actual de la atmósfera en un lugar determinado. Está caracterizado por una combinación local y pasajera de temperatura, presión, humedad, precipitaciones y nubosidad. Es cambiante en cuestión de horas o días.

Las áreas de tierra firme y las marinas, al ser tan variables, reaccionan de modos muy distintos ante la atmósfera, que circula constantemente en un estado de actividad dinámica. Las variaciones día a día en un área dada definen su climatología, mientras que el clima es la síntesis a largo plazo de esas variaciones.

El clima y el tiempo atmosférico o meteorológico se miden por medio de termómetros, pluviómetros, barómetros y otros instrumentos. Pero el estudio del clima se basa en las estadísticas que, hoy, son realizadas por ordenadores.

La investigación de los cambios climáticos en términos de tiempo geológico es el campo de estudio de la paleoclimatología, que requiere las herramientas y métodos de la investigación geológica.

La palabra clima viene del griego klima, que hace referencia a la inclinación del Sol.

CNES: Siglas del Centre National d'Etudes Spatiales, el organismo espacial francés.

Tiene su sede central en París, pero su principal base de lanzamiento se encuentra en Kourou, en la Guayana francesa, al norte del Brasil. También dispone de otros centros repartidos por diversos lugares, entre ellos, los más importantes se encuentran en Evry y en Toulouse.

El Programa Ariane, proyecto emprendido por Europa en 1973 para dotarse de un lanzador que le permitiera un acceso independiente al espacio, es uno de sus programas más famosos.

El desarrollo del lanzador Ariane se efectúa bajo la dirección de la Agencia Espacial Europea (ESA, por sus siglas en inglés), y el Centro Nacional de Estudios Espaciales (CNES) francés actúa como contratista principal.



Cohete: Es el vehículo que ha permitido al hombre salir de la Tierra para iniciar la gran epopeya de la exploración espacial. Conocido desde la antiguedad y utilizado durante siglos como instrumento de guerra, sólo desde hace relativamente poco tiempo el cohete ha sido tomado en consideración como pacífico medio de propulsión capaz de vencer la fuerza de atracción que nos mantiene unidos a nuestro planeta.

Su desarrollo efectivo comenzó poco después de la segunda guerra mundial y después de haber sido, una vez más, empleado por el hombre como instrumento de muerte.

Por cohete se entiende habitualmente un huso aerodinámico que contiene en su interior un motor a reacción, los depósitos para los propulsores y la llamada «carga útil» para transportar, y que es capaz de elevarse verticalmente o con una determinada inclinación desde el suelo o desde el aire.

El corazón de un vehículo de este tipo es el motor a reacción o cohete, que está en condiciones de proporcionar el empuje necesario a su movimiento aprovechando el principio físico de acción y reacción. En base a este principio, enunciado por primera vez por Isaac Newton (1642-1727), a toda acción corresponde una reacción igual y contraria (tercera ley del movimiento). En este motor la acción está representada por un flujo de partículas producidas por medio de procesos químicos y/o físicos de diverso tipo, que son expulsadas a altísimas velocidades en una determinada dirección; la reacción, en cambio, está representada por el movimiento del vehículo en la dirección opuesta a aquella en que son expulsadas las partículas.
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 6:31 pm    Asunto: Responder citando

Colonias Espaciales: Una evolución de las grandes Estaciones espaciales que están en órbita alrededor de la Tierra, son las colonias espaciales. Según Gerard O'Neill, el diseñador más famoso de estas estructuras, una típica colonia espacial podría estar constituida por un inmenso tubo rectilíneo de 6 km. de diámetro y 25 km. de longitud.

Con el fin de crear una gravedad artificial, el tubo se haría rotar alrededor del propio eje longitudinal. La arquitectura de esta ciudad flotante en el espacio, que según O'Neil podría albergar a centenares de miles de habitantes, es muy singular. Supongamos que se secciona el tubo con un plano normal a su eje longitudinal: encontraremos tres valles (que reproducen un paisaje montañoso terrestre, ricos en vegetación y salpicados de casas), separados por tres espacios vacíos en los cuales las paredes del tubo son transparentes de manera que pueda entrar la luz del Sol. En el interior del tubo se crearía una atmósfera similar a la terrestre, comprendiendo incluso nubes y vapores. Un habitante de uno de los valles vería su propia franja de tierra extenderse a lo largo de todo el tubo; a ambos lados surgiría el paisaje espacial, y sobre su cabeza, las otras dos franjas de tierra con los habitantes que allí se encuentran suspendidos con la cabeza hacia abajo. Una de las peculiaridades de esta colonia radicaría en que, levantándose en el aire hacia el centro del tubo, la gravedad artificial disminuiría y por lo tanto un hombre provisto de un simple par de alas lograría volar.

Un proyecto de colonia espacial orbital fue puesto a punto en 1975 por un grupo de científicos, técnicos y economistas, bajo los auspicios de la NASA y de la Stanford University de California. Se trata de una estructura en forma de rueda, o "toro", con un diámetro de 1,5 km, que gira sobre su eje central para crear un estado de gravedad artificial. La luz necesaria para la vida de los "colonos" y para sus actividades sería proporcionada por un enorme espejo circular fluctuante sobre la estructura, el cual haría converger los rayos del Sol hacia otros espejos que, a su vez, los reflejarían en el interior a través de amplios vitrales de 30 metros. Además de casas, fábricas, escuelas, hospitales, negocios, etc., la colonia dispondría de una gran instalación automática para el tratamiento de los minerales extraídos del suelo lunar.

Color (índice de): Las estrellas nos parecen azules, blancas, amarillas o rojas, según su temperatura superficial: las primeras de esta escala de colores son las más calientes, y las últimas las menos.

Nuestro Sol, por ejemplo, es una estrella amarilla (temperatura media superficial de 6.000 de grados centígrados). Se define como índice de color de una estrella la diferencia entre su Magnitud visual y la fotográfica. En general las dos medidas no se corresponden porque, a paridad de magnitud, los diversos colores de las estrellas impresionan de manera diferente la emulsión fotográfica.

Para las azules el índice de color es negativo, porque el ojo humano valora su magnitud como inferior con respecto a la medida en la emulsión fotográfica. Para las rojas, el índice de color es positivo, porque el ojo humano da una medida de su magnitud superior a la de la emulsión.

Coma (óptica): Es un tipo de Aberración óptica que afecta tanto a las lentes como a los espejos.

Hace que una imagen puntiforme, por ejemplo una estrella que se encuentra en los bordes del campo visual, aparezca distorsionada como una figura en forma de cometa, de donde precisamente proviene la definición de coma.

Coma es una forma exagerada de aberración esférica que transforma las imágenes de los puntos no axiales en series de diminutos círculos solapados dispuestos de forma parecida a la de una cola de cometa.

En los telescopios de gran abertura, la coma es una aberración a tener muy en cuenta.

Cometas (astronomía): Los cometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manera similar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alargadas. En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólo desde 1950 ha sido posible precisar la física y la química de los cometas: se trata de conglomerados de hielo con diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad del Sol, a causa del calor absorbido, subliman (la sublimación es el paso del estado sólido al gaseoso) liberando en el espacio grandes cantidades de gas, con el que se forman los espectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera y la cola.

En la antiguedad, cuando la astronomía estaba muy estrechamente relacionada con la astrología y otras creencias mágicas, los cometas eran considerados como presagio de acontecimientos excepcionales como la muerte de gobernantes, el estallido de una guerra o el advenimiento de pestes. Hoy, que la ciencia ha logrado liberarse completamente del lastre de las supersticiones, que ha debido soportar durante tan largo tiempo, los cometas tienen sobre todo un interés cosmogónico.

En efecto, se considera la posibilidad de que sean los primeros conglomerados de gases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas. Figurarían, por lo tanto, entre los objetos más antiguos de nuestro sistema solar, y un directo análisis suyo podría revelarnos muchos misterios, aún sin resolver, sobre los hechos que acompañaron el nacimiento de los planetas.



Buscar: en AstroMía en Internet
Comsat (satélites)
: Sigla de la Communications Satellite Corporation, una sociedad americana fundada en 1963 para la gestión comercial de los satélites de telecomunicaciones.

Entre estos, debe destacarse la famosa serie de los Intelsat: los satélites de telecomunicaciones internacionales que proporcionan conexiones comerciales a todos los países del mundo que lo requieren.

Actualmente, trabajan en el sistema Inmarsat, que utiliza una constelación de cuatro satélites operativos, y al menos uno de reserva, que proporcionan cobertura mundial, excepto en los casquetes polares. Para poder ofrecer esta cobertura, los satélites de órbita geoestacionaria han sido distribuidos sobre los océanos: Atlántico este, Atlántico oeste, Índico y Pacífico.

Comsat es también una forma abreviada para indicar un satélite genérico de telecomunicaciones.


Condrito: Los Condritos constituyen el tipo de meteoritos más abundantes caídos en la Tierra y recuperados por los estudiosos.

Se llaman así por la presencia, en el interior del fragmento meteorítico, de pequeñas inclusiones esferoidales con un diámetro medio de un milímetro, llamadas cóndrulos, que están formados por minerales como olivinos y piroxenos.

Para dar una referencia cuantitativa, bastará decir que poco más del 90 por 100 de los meteoritos en contrados son de tipo pétreo o litoideo y que, de estos, más del 90 por 100 pertenece a la clase de los condritos.

Los meteoritos no diferenciados o condritos, son los más antiguos; algunos incluso han permanecido más o menos intactos desde que se formaron hace unos 4.600 millones de años y contienen granos presolares, moléculas orgánicas y cóndrulos, unas esférulas milimétricas de silicatos (de ahí el nombre de condritos). Todos los meteoritos no diferenciados son rocosos.



Cónica (curva): Es una curva que se obtiene cortando un cono con un plano que no pasa por su vértice.

Todos los puntos de una cónica verifican que el cociente entre sus distancias a un punto fijo y a una recta fija es siempre el mismo número e; este número e es menor que la unidad si la cónica es una elipse, igual a la unidad si es una parábola y mayor que la unidad si se trata de una hipérbola.

Esta propiedad, descubierta por el matemático alejandrino Pappus en el siglo IV, permitió al matemático neerlandés Jan de Witt (s. XVII) dar la siguiente definición unificada de cónica:

Una cónica es el lugar geométrico de los puntos del plano tales que la razón de sus distancias a un punto fijo, llamado foco, y a una recta fija, llamada directriz es constante. Esta constante se llama excentricidad.

Cualquier cuerpo que se mueva en el espacio bajo la influencia de la gravedad, recorre, como se ha demostrado analíticamente por medio de la ley de gravitación universal de Newton, una trayectoria que tiene la forma de una cónica.


Conjunción (astronomía): Es un término adoptado para indicar la posición relativa entre dos o más cuerpos celestes.

Un planeta se dice en conjunción con una estrella cuando pasa delante de ésta en la inmediata aproximación. Naturalmente se trata de un efecto de perspectiva, puesto que las estrellas están mucho más distantes que los planetas del sistema solar con respecto a la Tierra. Sin embargo, el observador terrestre puede ver los dos cuerpos superpuestos o el uno al lado del otro.

Los planetas cuya órbita es interior con respecto a la de la Tierra (Mercurio y Venus), pueden estar en conjunción inferior cuando se encuentran entre el Sol y la Tierra, o en conjunción superior cuando se encuentran al otro lado del Sol con respecto a la Tierra. En cambio, los planetas cuyas órbitas son externas con respecto a la de la Tierra (Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón), pueden encontrarse, obviamente, sólo en conjunción superior.

Cuando, en el caso de conjunción inferior, un planeta como Mercurio o Venus está perfectamente alineado con el Sol y con la Tierra, podemos verlo pasar como un pequeño punto negro sobre el disco del Sol. Este hecho se define tránsito.

Cuando cualquier planeta en conjunción superior se encuentra exactamente alineado con el Sol y con la Tierra, quiere decir que está escondido detrás del disco del Sol. El término conjunción no significa, sin embargo, que necesariamente la Tierra, el Sol y el planeta en cuestión deban estar exactamente alineados, sino que ocupan aproximadamente el tipo de configuración descrita.

Conmensurabilidad (astronomía): Dos períodos orbitales, cuya relación es igual a un número entero pequeño, son definidos comensurables o en resonancia. Por lo tanto, la comensurabilidad es una relación particular entre los períodos orbitales de dos o más cuerpos celestes.

Las consecuencias dinámicas que se manifiestan entre dos cuerpos con períodos orbitales conmensurables son en realidad notables: de hecho llegarán a ocupar periódicamente la misma posición relativa a lo largo de sus propias órbitas, influyéndose recíprocamente desde el punto de vista gravitacional.

Situaciones de este tipo se han encontrado en el cinturón de los Asteroides, donde todos aquellos cuerpos que tenían períodos orbitales conmensurables con Júpiter han sido expulsados, dando lugar a vacíos llamados "lagunas de Kirkwood" por el nombre del astrónomo que las estudió. También la división de Cassini se debe a efectos de conmensurabilidad entre las partículas que componen los anillos y el planeta.

Constante de Hubble: Número que describe la velocidad de expansión del universo actual.

En un Universo en expansión las galaxias más distantes se alejan de nosotros a mayor velocidad que las más próximas, la constante de Hubble establece una relación entre la distancia a que se encuentra de nosotros una galaxia y la velocidad a la que se aleja.

La velocidad de alejamiento de un objeto distante debida a la expansión del universo se obtiene multiplicando la constante de Hubble por la distancia que nos separa de él: v=Hd.

El valor generalmente aceptado de la constante de Hubble en la actualidad es de 100 km/seg por megaparsec.

Constante solar: Es la cantidad de energía que una unidad de superficie colocada más allá de nuestra atmósfera recibe del Sol.

El valor medio de la constante solar es de 1,37 × 106 erg/s/cm2, o unas 2 cal/min/cm2. Sin embargo, esta cantidad no es constante, ya que parece ser que varía un 0,2% en un periodo de 30 años.

La intensidad de energía real disponible en la superficie terrestre es menor que la constante solar debido a la absorción y a la dispersión de la radiación que origina la interacción de los fotones con la atmósfera.

Constelaciones: Son grupos de estrellas que no tienen necesariamente vínculos físicos o de proximidad y que son consideradas en conjunto para facilitar su reconocimiento.

Desde la antiguedad, los pueblos orientales, los griegos, los latinos, etc., atribuyeron a cada constelación semblanzas humanas o animales. Así tenemos la Osa Mayor, la Osa Menor, Hércules, Andrómeda, los Lebreles, etc. Se trata de figuras que no son completamente abstractas, pero que pueden lograrse, con un poco de imaginación, uniendo idealmente por medio de segmentos, las estrellas que forman parte de la constelación.

El primero en agrupar orgánicamente las estrellas en las constelaciones fue el astrónomo Claudio Tolomeo en su obra, el "Almagesto". Otros hombres famosos por clasificar constelaciones han sido: Johann Bayer (1572-1625), Johannes Hevelius (1611-1687), Nicolas de la Caille (1713-1762) y Jerome de La Lande (1732-1807).

Entre 1922 y 1928, todo este material fue ordenado por la Unión Astronómica Internacional (IAU), que ha subdividido a todas las estrellas de la esfera celeste en 88 constelaciones, estableciendo nombres y límites. Las denominaciones corresponden, en parte, a las definidas en la antiguedad. En las publicaciones científicas se ha convenido citar siempre el nombre latino en el nominativo o bien en el genitivo. Así, por ejemplo, se dirá que Sirio, la estrella más luminosa del cielo, se encuentra en la constelación del Canis Major (Can Mayor) o bien, dado que por convención la estrella más luminosa de cada constelación se indica con la primera letra del alfabeto griego, se hará referencia a ella como a "alfa Canis Majoris" (alfa del Can Mayor).

A causa del movimiento de revolución de la Tierra alrededor del Sol, la posición de las constelaciones cambia ligeramente de noche en noche: por consiguiente, en lo que respecta a cada lugar de la Tierra, existen constelaciones que son típicas de cada estación.

Contaminación: Llamamos contaminación a cualquier alteración física, química o biológica del aire, el agua o la tierra que produce daños a los organismos vivos.

La contaminación de la atmósfera se produce por residuos o productos secundarios gaseosos, sólidos o líquidos, que pueden poner en peligro la salud y bienestar de las plantas y animales, atacar a distintos materiales, reducir la visibilidad o producir olores desagradables.

La contaminación del agua consiste en la incorporación al agua de materias extrañas, como microorganismos, productos químicos, residuos industriales y de otros tipos, o aguas residuales. Estas materias deterioran la calidad del agua y la hacen inútil para los usos pretendidos.

Los suelos también pueden ser contaminados cuando sobre ellos se vierten diversas sustancias químicas, tales como àcidos o minerales pesados. La contaminación del suelo, además de hacerlo inservible para su explotación agrícola y ganadela, influye tambien en el deterioro de la calidad de las agua subterraneas.

Convección: Si existe una diferencia de temperatura en el interior de un líquido o un gas, es casi seguro que se producirá un movimiento del fluido. Este movimiento transfiere calor de una parte del fluido a otra por un proceso llamado convección.

Si el líquido o gas se encuentra en el campo gravitatorio, el fluido más caliente y menos denso asciende, mientras que el fluido más frío y más denso desciende. Este tipo de movimiento, debido exclusivamente a la no uniformidad de la temperatura del fluido, se denomina convección natural.

La convección determina el movimiento de las grandes masas de aire sobre la superficie terrestre, la acción de los vientos, la formación de nubes, las corrientes oceánicas y la transferencia de calor desde el interior del Sol hasta su superficie.

Las corrientes de convección dentro del manto de la Tierra trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes.

Coordenadas celestes: Así como la posición de un punto sobre la esfera terrestre puede determinarse por dos coordenadas, la "latitud" (o distancia angular del Ecuador) y la "longitud" (o distancia angular desde el meridiano de referencia o de Greenwich), también la posición de un astro puede determinarse por un par de coordenadas sobre la esfera celeste. Esta es la esfera ideal en la cual el observador se imagina estén colocados los cuerpos celestes.

Los sistemas más utilizados de coordenadas celestes son dos: el Sistema de coordenadas ecuatoriales y el sistema horizontal.

Para describir el sistema de coordenadas ecuatoriales imaginemos la esfera celeste con la Tierra en el centro. La proyección del Ecuador terrestre sobre ella toma el nombre de "ecuador celeste"; los polos Norte y Sur de la Tierra, proyectados sobre la esfera celeste, toman el nombre de "polos celestes"; la proyección de la órbita de la Tierra alrededor del Sol toma el nombre de eclíptica. El punto de cruce de la eclíptica con el Ecuador celeste es llamado "Equinoccio de primavera" o "primer punto de Aries" y corresponde al punto en el que se encuentra el Sol a comienzos de la primavera.

El Sistema horizontal resulta de comprensión más inmediata para un observador terrestre ya que es este sistema el que proporciona las coordenadas instantáneas de un astro. Sus puntos de referencia son: el círculo máximo que coincide con el Horizonte del lugar de observación y que pasa por el Norte y el Sur y por el Cenit, llamado meridiano celeste. Fijadas las referencias, las coordenadas del sistema horizontal son: la altura h, que es la distancia angular de una estrela sobre el horizonte (en la comparación con las coordenadas terrestres, corresponde a la latitud) y que se mide de 0.º a 90.º, el acimut, que es la distancia entre el círculo vertical que pasa por la estrella y el meridiano celeste. Habitualmente se mide de 0.º a 360.º a partir del Norte en sentido horario. En este sistema, a causa de la rotación de la Tierra, las coordenadas no determinan permanentemente la posición de una estrella, como en el sistema precedente, sino que sólo se refieren a la posición que ocupa en un instante de tiempo determinado.

Coriolis (fuerzas de): Son fuerzas aparentes, responsables de la desviación de la trayectoria de un cuerpo que se mueve sobre una superficie que rota.

En la Tierra, por ejemplo, la trayectoria de un objeto, como un hipotético proyectil disparado desde el Ecuador hacia el polo Norte, en lugar de ir en línea recta, se desvía hacia el Este. Obviamente, si la trayectoria va desde el Ecuador hacia el polo Sur, la fuerza de Coriolis impulsa al cuerpo en dirección Oeste.

Este fenómeno es debido al hecho de que la velocidad de rotación, con la que está animado un cuerpo en el Ecuador, es mayor que la que posee el propio cuerpo en proximidad de los polos.

Las fuerzas de Coriolis tienen una notable importancia en la circulación atmosférica y deben tenerse en consideración en los cálculos sobre el movimiento de los misiles. Su nombre se debe al físico francés Gaspard Gustave de Coriolis (1792-1843) que fue el primero en estudiarlas. Junto con Poncelet, Coriolis fue uno de los científicos que más contribuyeron en aquella rama de la mecánica racional hacia los estudios prácticos, de la que seguidamente nace la mecánica aplicada.

Corona solar: Es la parte más exterior de la atmósfera solar, constituida por gases a altísimas temperaturas, alrededor de 2 millones de grados. Se extiende desde unos 16.000 km sobre la Fotosfera (la superficie visible del Sol) hasta unos cuantos millones de km más arriba.

Se trata de una verdadera atmósfera rehirviente, que se extiende en dirección radial dando vida a ese flujo de partículas, llamado Viento solar, que inunda todo espacio interplanetario.

La corona se hace visible a simple vista durante los eclipses totales de Sol, apareciendo como una sugestiva luminosidad de color blanco-perla alrededor del disco del Sol oculto por la Luna.

En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.

La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.



Coronógrafo: Es un instrumento que sirve para el estudio de la Corona solar, incluso cuando no hay eclipse de Sol.

En condiciones normales, la luz emanada del disco solar es tal como para sobrepasar la tenue luminosidad de la corona y para impedir su observación tanto a simple vista como con instrumentos ópticos.

Está constituido por un pequeño disco llamado "disco de ocultación", situado en el interior del telescopio, que intercepta la imagen del Sol ocultándola. En la práctica, el instrumento no hace otra cosa que producir un eclipse artificial, haciendo visible la corona. Por lo tanto el astrónomo puede observarla directamente, o bien fotografiarla.

Antes de que el astrónomo francés Bernard Lyot inventara el coronógrafo en 1931, la corona solamente se podía observar y fotografiar durante los eclipses totales, ya que la luminosidad de la corona es solamente una millonésima de la del Sol en su conjunto.

Por lo general, el coronógrafo se instala a gran altura para evitar la dispersión de la luz a causa de las partículas y el polvo suspendido en la atmósfera e incluye un filtro polarizador de franja estrecha para corregir la aberración cromática.



Cósmicos (Rayos): Son partículas atómicas que llegan a la Tierra desde el espacio y cuyo origen, aunque aún no está perfectamente determinado, puede encontrarse en la actividad de las estrellas y de objetos de tipo estelar.

Alrededor del 90 por 100 de los rayos cósmicos están formados por núcleos de hidrógeno, es decir de protones; un 9 por lO0 de núcleos de helio, o bien de partículas Alfa, como se suelen llamar los núcleos de helio; y apenas un 1 por 100 de núcleos de otros elementos.

Flujos de electrones libres, con alta energía, mezclados con ese tipo de partículas, son clasificados también como rayos cósmicos. Sus características principales son: las altas velocidades a las que viajan en el espacio cercanas a las de la luz, y la alta energía de la cual están dotados.

Algunos estudiosos comparten la hipótesis que las grandes extinciones ocurridas sobre la Tierra entre el Cretáceo y el Terciario, hace unos 65 millones de años, fueron causadas por la explosión de una supernova cercana que lanzó hacia la Tierra un flujo mortífero de rayos cósmicos. A este acontecimiento podría deberse la desaparición de los dinosaurios.

Cosmogonía: Es la rama de la Astronomia que estudia el origen y evolución de los grandes sistemas como las Galaxias y los Cúmulos estelares, con el fin de determinar la edad del Universo.

Se diferencia de la Cosmologia, aunque luego converge en ella, porque esta segunda disciplina se ocupa del origen y evolución del Universo considerado en su totalidad. Las principales teorías sobre el nacimiento de nuestro Universo y sobre su futuro, hasta la estructura que hoy conocemos, son tratados por la Cosmologia.

La Cosmogonía es un conjunto de teorías míticas, religiosas, filosóficas y científicas sobre el origen del mundo. Cada cultura o religión ha tenido y tiene sus propias explicaciones cosmogónicas.

Desde el punto de vista terminológico, la cosmogonía científica suele equipararse a la cosmología. Sin embargo, el término "cosmogonía" pone más énfasis en la comprensión teórica del "inicio", que según los conocimientos actuales debe entenderse de acuerdo con la teoría de la Gran Explosión o Big Bang.

La cosmología también abarca el estudio de la estructura actual del cosmos. Sin embargo, como el origen y el estado actual del Universo ya no se pueden considerar por separado desde el punto de vista teórico, la distinción entre cosmogonía y cosmología ha quedado obsoleta en ciencia.



Cosmología: Es la ciencia que estudia la historia y la estructura del Universo en su totalidad.

El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis que las estrellas de la Vía Láctea (la franja de luz blanca visible en las noches serenas de un extremo a otro de la bóveda celeste), pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.

Estas consideraciones, junto con las determinaciones de los paralajes estelares, y por lo tanto de las distancias de las estrellas a nosotros, ampliaron enormemente los confines del Universo, que las cosmologías clásicas y medievales habían limitado a nuestro sistema solar.

Correspondió al gran astrónomo Sir William Herschel (1738-1822) demostrar, a través de cálculos estelares, que la hipótesis de los cosmólogos más importantes del siglo diecisiete eran correctas. Alrededor de un siglo después, otro gran avance a la comprensión de nuestra situación en la Galaxia fue aportado por el astrónomo Harlow Sharpley quien, en 1918, pudo calcular que el Sol no ocupa una posición central, sino periférica.

Sólo hacia mediados del siglo XX, en cambio, se han tenido las pruebas de que nuestra Galaxia tiene forma de espiral y que, un observador externo, la vería como se nos aparece a nosotros la nebulosa de Andrómeda.

Cosmos (satélites): Numerosa serie de satélites soviéticos dedicados a los fines más variados: geofísica, reconocimiento de los recursos terrestres, usos militares entre los cuales se halla la intercepción y destrucción de otros satélites en órbita, comunicaciones, meteorología y estudio de la atmósfera, biología, etcétera.

El "Cosmos 1" fue lanzado el 16 de marzo de 1962 y después siguieron centenares de satélites de la misma serie. Algunos, a causa de desperfectos, han caído a tierra causando gran preocupación y alarma, ya que su dispositivo energético está constituído por una batería atómica.

Un "Cosmos" típico consiste en un cilindro de 1 m. de diámetro y 2 m. de alto con un peso aproximado de 500 kg.

Cota: En topografía se llama cota a la altura del terreno en un punto, así, por ejemplo, se dice que el monte Everest tiene la cota más alta del planeta con 8.848 metros, o que se ha descubierto una sima en el mar con una cota que tiene -10.617 metros.

En sentido general, también se suele llamar "cota" al número que en los planos topográficos indica la altura de un punto, ya sobre el nivel del mar, ya sobre otro plano de nivel.

Y, todavía más general, una cota és el extremo o el límite conocido de cualquier cosa. Entonces se dice que està acotada.



Cráteres de impacto: Son depresiones de forma circular o elíptica en la costra sólida de los planetas, causadas por el impacto de cuerpos celestes como los Asteroides, los Cometas y los Meteoritos.

Todos los cuerpos del sistema solar caracterizados por una costra sólida (los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte y muchos satélites naturales de éstos), han sido intensamente bombardeados por los cuerpos mencionados en las primeras fases de formación del sistema solar.

En todos los cuerpos celestes carentes de una atmósfera consistente y de procesos geológicos activos, los signos de los cráteres han quedado inmutables aún cuando han transcurrido miles de millones de años. En la Tierra y en los otros planetas dotados de una rica atmósfera y geológicamente activos, el complejo de fenómenos dinámicos ha erosionado y borrado la mayor parte de estas antiguas cicatrices.


Crepúsculo: El crepúsculo genéricamente entendido es esa claridad que precede la salida del Sol o sigue a su puesta. Sin embargo, el término sólo se suele aplicar a los instantes posteriores a la puesta de sol.

Antiguamente, el crepúsculo era el momento más esperado por los astrónomos, ya que las observaciones (excepto las del Sol y los eclipses) se tenían que hacer sin luz en el cielo. Actualmente, con los telescopios en órbita y la información que llega constantemente a los ordenadores, esto ya no es necesario.

Así como la inclinación del Sol varía con las estaciones y con la latitud, también la duración del crepúsculo astronómico varía. Los almanaques astronómicos proporcionan las tablas para calcular la duración que es indispensable para conocer cuando se deben efectuar las observaciones astronómicas: inmediatamente después del ocaso o poco antes de la salida del Sol.



Cristal (cristales): Un cristal es una porción homogénea de materia con una estructura atómica ordenada y definida y con forma externa limitada por superficies planas y uniformes, simétricamente dispuestas.

Los cristales se producen cuando un líquido forma lentamente un sólido, por ejemplo, la congelación de un líquido, el depósito de materia disuelta o la condensación directa de un gas en un sólido.

Los ángulos entre las caras equivalentes de dos cristales de la misma materia son siempre idénticos, con independencia del tamaño o de las diferencias de forma de su superficie.

Los cristales se agrupan en seis sistemas de simetría: cúbico o isométrico, hexagonal, tetragonal, ortorrómbico, monoclínico y triclínico.

La mayor parte de la materia sólida tiene sus átomos dispuestos de forma ordenada y, por tanto, tiene estructura cristalina. Los sólidos sin estructura cristalina se denominan amorfos.

Cristalografía: La mayoría de los minerales adoptan formas cristalinas cuando se forman en condiciones favorables. La cristalografía es el estudio del crecimiento, la forma y la geometría de los cristales.

La disposición de los átomos en un cristal puede conocerse por difracción de los rayos X. La química cristalográfica estudia la relación entre la composición química, la disposición de los átomos y las fuerzas de enlace entre éstos. Esta relación determina las propiedades físicas y químicas de los minerales.

Cuando las condiciones son favorables, cada elemento o compuesto químico tiende a cristalizarse en una forma definida y característica. Así, la sal tiende a formar cristales cúbicos, mientras que el granate, que a veces forma también cubos, se encuentra con más frecuencia en dodecaedros (cuerpos con 12 caras) o triaquisoctaedros (cuerpos 24 caras). A pesar de sus diferentes formas de cristalización, la sal y el granate cristalizan siempre en la misma clase y sistema.

En teoría son posibles treinta y dos clases cristalinas, pero sólo una docena incluye prácticamente a todos los minerales comunes, y algunas clases nunca se han observado. Las treinta y dos clases se agrupan en seis sistemas cristalinos, caracterizados por la longitud y posición de sus ejes.

Los minerales de cada sistema comparten algunas características de simetría y forma cristalina, así como muchas propiedades ópticas importantes.

Cromosfera: Es una capa de aproximadamente 16.000 km. que se extiende por encima de la superficie visible del Sol, o Fotosfera, y está limitada superiormente por la atmósfera solar, o Corona.

No se puede ver en condiciones normales a causa de la débil luz que emite y sólo se evidencia durante los eclipses de Sol, o bien con un instrumento apropiado llamado Coronógrafo.

Las temperaturas de la cromosfera varían aproximadamente desde 6.000º centígrados, en el punto en que limita con la subyacente fotosfera, a más de 1.000.000º C en las capas superiores lindantes con la corona.

La cromosfera no es una capa homogénea, sino que revela una estructura híspida, una selva de lenguas de luces similares a llamas (las llamadas espículas); su nombre se debe a la luz rosada y roja emitida por los átomos de hidrógeno que la componen.

Cuadrante (astronomía): Antiguo instrumento astronómico consistente en un cuarto de círculo metálico graduado de 0º a 90º, que servía para medir la altura de los astros sobre el horizonte.

A partir del siglo XVIII, con el fin de aumentar la precisión de las medidas, en lugar de apoyar el cuadrante sobre un trípode se prefirió adosarlo a un muro vertical orientado en dirección Norte-Sur.

Este y otros instrumentos análogos, a veces de grandes dimensiones, constituían el equipo de los astrónomos antes del advenimiento de la astronomía óptica.

Cuadrántidas: Es una de las principales lluvias de meteoros anuales visible entre el 1 y el 4 de enero, con un máximo en la noche del 3 al 4 de enero.

En el momento de máxima frecuencia se puede llegar a ver una o más trazas luminosas por minuto. Este enjambre toma el nombre de una constelación ahora ya inexistente, el Cuadrante Mural (nombre de un antiguo instrumento astronómico).

Cuadratura (astronomía): Se llama cuadratura, en astronoía, a una posición astronómica particular de un planeta o de la Luna, vistos desde la Tierra, que se logra cuando uno de estos cuerpos se halla a 90 grados del Sol.

Hay dos, una cuadratura oriental y una cuadratura ocidental. Durante las cuadraturas el planeta presenta una fáse mínima.

La Luna se encuentra en cuadratura en el cuarto creciente) y en el cuarto menguante. En estas posiciones la Luna forma con el Sol un ángulo de 90 grados visto desde la Tierra. El instante de marea alta lunar coincide con el de marea baja solar, siendo la primera más importante. El resultado es que se produce una marea alta más pequeña.

Culminación (astronomía): La culminación es la máxima altura alcanzada por un cuerpo celeste sobre el horizonte. En algunos textos aparece como "tránsito" o "culminación superior". La culminación inferior sería el punto diametralmente opuesto.

Se dice que un objeto celeste está en Culminación, cuando cruza, de Este a Oeste, el Meridiano Celeste Local, es decir, el círculo máximo que pasa por el cenit y que une el Norte con el Sur. Nuestro Sol, por ejemplo, culmina a mediodía.

Cúmulos estelares: Son condensaciones locales de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cielo como concentraciones de puntos luminosos o, incluso, como tenues nebulosidades.

Según su estructura se subdividen en cúmulos abiertos y cúmulos globulares.

Los cúmulos abiertos se encuentran en el disco galáctico, y están caracterizados por una densidad estelar un centenar de veces más elevada que la que se encuentra en las regiones que rodean al Sol; y sin embargo, las estrellas que las componen están relativamente dispersas. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de aproximadamente 10 años-luz y el número de estrellas que contienen varía desde algunas decenas a algunos miles.

Los cúmulos globulares están caracterizados por una elevada densidad estelar y por una alta concentración de estrellas en la parte central del cúmulo, hasta el punto que en muchos casos resulta imposible, incluso con un potente telescopio, distinguir cada estrella de las que aparecen como una única fuente luminosa. Estos son menos numerosos que los cúmulos abiertos, pero más grandes y más ricos en estrellas.

Los cúmulos abiertos, contienen estrellas de joven y media edad pertenecientes a la llamada Población I, similares a las estrellas que caracterizan las zonas circundantes de nuestro Sol. Los cúmulos globulares, en cambio, son de antigua formación: unos diez mil millones de años.

Cygnus X-1: Es una intensa fuente de radiaciones considerada como la primera prueba de la existencia de un agujero negro.

Se encuentra en la constelación del Cisne y está compuesta de una estrella visible que gira alrededor, de una compañera invisible perdiendo materia.

Se piensa que el agujero negro coincide precisamente con esta compañera invisible, la cual succiona en su vórtice gravitacional la materia de la estrella vecina, y que esta materia, calentándose y comprimiéndose, emite los rayos X observados.

Se ha calculado que la estrella compañera tiene una masa equivalente a diez veces la del Sol, pero un diámetro menor que una millonésima parte del de nuestra estrella.
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 7:08 pm    Asunto: Responder citando

D

Dawes (Límite de): s una fórmula empírica, determinada por el astrónomo William Rutter Dawes, que da el Poder de resolución de un telescopio, es decir, su capacidad de separar dos objetos muy próximos, como por ejemplo dos estrellas dobles.

En la práctica, para conocer la mínima distancia angular en segundos de arco a la cual dos objetos celestes pueden estar separados o resueltos, como se suele decir, por un telescopio de una determinada apertura, basta dividir el número 11 por el diámetro del objetivo expresado en milímetros.

En la fórmula original de Dawes, el número es 4,56 el diámetro del objetivo se mide en "inches", pulgadas (1 inch = 2,5 cm.). La fórmula, obviamente, es válida en condiciones buenas de Seeing.


Declinación: Distancia angular de un astro al ecuador celeste. Es válido afirmar que corresponde al concepto de latitud en la superficie de la Tierra.

En un objeto celeste determinado, un círculo que atraviesa el objeto y los polos celestes se denomina círculo de declinación. Se utiliza un círculo de declinación como referencia - lo mismo que la longitud 0° en la Tierra - que es el círculo que atraviesa los polos celestes y el punto del ecuador celeste por donde cruza la eclíptica el equinoccio de marzo.

El ángulo, de oeste a este, desde este círculo de declinación de referencia al círculo de declinación del objeto celeste es la ascensión recta del objeto, que se mide en horas. El ángulo desde el ecuador al objeto a lo largo del círculo de declinación es la declinación del objeto, que se mide en grados. La ascensión recta y la declinación son análogas a la longitud y latitud terrestres.

Tambien se llama declinación, en este caso, "declinación magnética", al ángulo que forma la componente horizontal del campo magnético terrestre (meridiano magnético) con el meridiano geográfico.

Deimos: Es el más pequeño y distante de los dos satélites de Marte. El otro se llama Fobos.

Sus características físicas se conocen bien desde noviembre de 1971, fecha en que la sonda automática americana Mariner 9 lo estudió de cerca. Tiene una forma irregular, que recuerda la de una patata con picaduras, con dimensiones aproximadas de 15 x 12 x 11 km.

Su superficie está salpicada de pequeños cráteres. Está en órbita alrededor de Marte a una distancia de 23.500 km., con un periodo de 30 h. y 18 minutos. Tiene una masa de 2 x 10 elevado a 15 kg. y una densidad media dos veces la del agua.


Densidad: Es la cantidad de materia contenida en la unidad de volumen de una determinada sustancia. Su valor absoluto se mide en gramos por centímetro cúbico (gr/cm3). Sin embargo, es mucho más usual indicar la densidad relativa de un cuerpo tomando como elemento de referencia el agua, cuya densidad, por convención, se establece igual a 1.

Así, por ejemplo, se suele decir que el plomo tiene una densidad de 11,3, entendiendo con ello que es 11,3 veces más pesado que un volumen equivalente de agua; el cobre tiene una densidad de 8,95 (es decir 8,95 veces más pesado que un volumen de agua igual), y así sucesivamente.

Para los cuerpos celestes la medida de la densidad es importante con el fin de establecer su constitución. En el ámbito del sistema solar, por ejemplo, Saturno tiene una densidad media de 0,69 (podría flotar en el agua), siendo el planeta menos denso. La Tierra tiene una densidad media de 5,52 y es el planeta más denso.

Los cuerpos más densos del Universo hasta ahora observados son los denominados objetos colapsados: enanas blancas. estrellas de neutrones, pulsar, cuyas densidades alcanzan centenares de miles de veces la del agua.

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.

El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias. Utilizando la ley de Hubble se puede calcular la distancia de las galaxias.

Un segundo mecanismo de desplazamiento hacia el rojo es el desplazamiento hacia el rojo gravitacional, llamado también desplazamiento de Einstein. Fue pronosticado por Albert Einstein en la teoría de la relatividad general, según la cual procesos periódicos se ralentizan en un campo gravitacional intenso. El desplazamiento de Einstein es notable en el espectro de estrellas masivas compactas, como las enanas blancas.

Suele aceptarse que los amplios desplazamientos hacia el rojo observados en quásares son cosmológicos. Algunos científicos creen, sin embargo, que los desplazamientos hacia el rojo en quásares están producidos por el desplazamiento de Einstein o por otro mecanismo desconocido.

Día: Es el tiempo que emplea la Tierra para dar una vuelta completa sobre su eje. Pero, ¿cuanto dura? En realidad, depende de cómo se mire: el día terrestre es más corto o más largo según se emplee como referencia el Sol u otra estrella.

Un día sidéreo se define como el período de rotación medio con referencia a las estrellas, es decir, 23 horas 56 minutos y 4,091 segundos de tiempo solar medio.

El día solar es el intervalo entre dos mediodías sucesivos, o dos pasos sucesivos del Sol sobre el mismo meridiano. Tiene una duración distinta según la época del año, debido a la variación de la velocidad de la Tierra en su órbita. La media dura 24 horas 3 minutos y 56,555 segundos de tiempo sidéreo medio.

El día civil tiene 24 horas, y se emplea para todos los fines civiles y para muchos fines astronómicos. En la actualidad el día civil comienza con la medianoche del horario local. En la antigüedad el día comenzaba con la salida del Sol entre los babilonios y con la puesta del Sol entre los atenienses y los judíos. A efectos religiosos (sobre todo entre los judíos) se sigue considerando a menudo que el día comienza con la puesta de Sol; hasta hace poco el día astronómico comenzaba a mediodía, y el día Juliano todavía empieza a mediodía.

El día Juliano se basa en un calendario que empieza a las doce del mediodía del primero de enero de 4713 a. J.C. Lo introdujo Scaliger en 1582. La denominación de "Juliano" es en honor del padre de Scaliger y no tiene ninguna relación con el Calendario Juliano. Los días julianos los emplean los observadores de estrellas variables y sirven para datar fenómenos de larga duración.

En el uso común se denomina día al periodo de luz natural entre el amanecer y el ocaso, para distinguirlo así de la noche. La duración del periodo de luz, más constante cuanto más cerca del ecuador se esté, varía con la latitud y la estación; en las regiones polares llega a ser de 24 horas en el verano, con lo que se produce el fenómeno conocido como sol de medianoche.

Diámetro angular: Es el diámetro aparente de un objeto celeste, medido en grados y fracciones de grado.

Subrayemos la palabra aparente, ya que el Sol y la Luna, por ejemplo, vistos desde la Tierra tienen un diámetro angular igual, de aproximadamente medio grado, mientras su diámetro efectivo es, respectivamente, de 1.392.000 km y de 3.476 km. El Sol, por lo tanto, es en realidad aproximadamente 400 veces más grande que la Luna; sin embargo, también está 400 veces más alejado de la Luna con respecto a la Tierra y ello hace aparecer su disco idéntico al lunar.

Para los objetos celestes muy alejados (galaxias, cúmulos estelares, etc.) el diámetro angular permanece constante y es prácticamente nulo para las estrellas.

Dicotomía: La dicotomía es el aspecto que presenta un planeta cuando está iluminado exactamente por la mitad de la luz del Sol. Desde la tierra sólamente se observa un semicírculo iluminado, mientras la otra mitad permanece en sombras.En realidad, la palabra "dicotomía" es sinónimo de bifurcación o de división en dos. también se aplica el término al método de clasificación en que las divisiones y subdivisiones solo tienen dos partes.

Se dice, por ejemplo, que la Luna está en dicotomía cuando se encuentra en el primer o último cuarto, es decir, creciente o menguante.

Difracción: Difracción, en física, es el fenómeno del movimiento ondulatorio en el que una onda de cualquier tipo se extiende después de pasar junto al borde de un objeto sólido o atravesar una rendija estrecha, en lugar de seguir avanzando en línea recta.

La difracción sólo se observa si el obstáculo que encuentran las ondas es del mismo orden que la longitud de onda del movimiento ya que cuando es mayor, las ondas siguen la propagación rectilínea.

La expansión de la luz por la difracción produce una borrosidad que limita la capacidad de aumento útil de un microscopio o telescopio. Por ejemplo, los detalles menores de media milésima de milímetro no pueden verse en la mayoría de los microscopios ópticos.

Sólo un microscopio óptico de barrido de campo cercano puede superar el límite de la difracción y visualizar detalles ligeramente menores que la longitud de onda de la luz.

Difracción (retículo de): Es un instrumento formado por una lámina transparente de vidrio o de otro material, que lleva trazadas un serie de finas líneas paralelas.

Cuando es atravesado por la luz, cada línea provoca un fenómeno de difracción de la luz y la dispersa en un Espectro (si se trata por ejemplo, de luz blanca, el espectro resultará formado por los siete colores del arco iris: rojo, anaranja do, amarillo, verde, azul, añil y violeta).

El retículo de difracción puede convertirse así en un perfecto y más económico sustituto del prisma de un Espectroscopio, clásico. Cuanto mayor sea el número de líneas por milímetro en un retículo (con las técnicas modernas pueden trazarse millares), más definido resultará espectro.

Difusión (astronomía): Es un fenómeno que consiste en la desviación de la luz o de otra forma de radiación.

Cuando, por ejemplo, un rayo de sol penetra en una habitación en la que hay partículas de polvo en suspensión, la luz es desviada en todas direcciones o se hace difusa. Lo mismo sucede si se ilumina un folio de papel blanco.

No obstante, existe difusión de la luz en elementos transparentes sin ninguna impureza. Por ejemplo, si consideramos una porción de atmósfera terrestre carente de partículas medianamente grandes, la difusión de la luz se produce por las propias moléculas del aire. En este caso, por la ley de absorción de Raleigh, se constata que la luz más difundida es la azul, mientras que la roja es la menos (absorción selectiva).

También las moléculas de un gas pueden convertirse en centros de difusión y es esta la razón por la cual el cielo, en un día sereno, aparece azul.

Digital: La palabra "digital" viene del latín "digitalis", que significa "perteneciente o relativo a los dedos". En contraposición a "analógico" (continuo), la técnica o tecnología digital representa la información con valores numéricos.

Los ordenadores, por ejemplo, representan la información con dígitos binarios. Cada bit sólo puede tener dos estados, que podemos representar como 0 y 1. Dos bits pueden tener 4 valores; cuatro bits, 16 valores; ocho bits, 256 valores, y así sucesivamente.

Como la representación digital reproduce un valor en forma de número codificado, el rango de valores representados puede ser muy amplio, aunque está limitado por la cantidad de bits utilizados.

La astronomía y la astronáutica han impulsado la tecnología digital desde su nacimiento y su uso está cada vez más extendido. La práctica totalidad de los instrumentos usados hoy en dia son totalmente digitales o tienen componentes digitales.

Dilatación del tiempo: Según la teoría de la relatividad, el "tiempo" experimentado por dos observadores en movimiento relativo no sería el mismo. Para un observador que se moviera a una velocidad cercana a la de la luz el tiempo transcurriría más despacio, mientras que su masa aumentaría hasta que, al alcanzar la velocidad de la luz, el tiempo sería estático y la masa infinita.

Esta teoría, desarrollada fundamentalmente por Albert Einstein, fue la base para que los físicos demostraran la unidad esencial de la materia y la energía, el espacio y el tiempo, y la equivalencia entre las fuerzas de la gravitación y los efectos de la aceleración de un sistema.

Los efectos sobre el tiempo y la masa son despreciables excepto en el caso de velocidades próximas a la de la luz.

Dione: Satélite de Saturno, el sexto en orden de distancia desde el planeta, descubierto por el astrónomo Gian Domenico Cassini en el año 1684.

Sus caracterísricas físicas se conocen mejor desde que la sonda Voyager 2 realizó una observación de cerca. Tiene una superficie caracterizada por su aspecto lunar, pero con un Albedo mucho más elevado (30 por 100-50 por 100). Su diámetro es de 1.120 km (aproximadamente un tercio del de la Luna).

Se encuentra en órbita a una distancia aproximadamente de 377.000 km del planeta, realizando una vuelta cada 2,7 días.

Dioptría: La dioptría es la unidad de potencia óptica de una lente o de un sistema óptico cualquiera. Equivale al inverso de la distancia focal, expresada en metros, de una lente convergente o divergente.

Se llama potencia de una lente a la inversa de la distancia focal. Por ejemplo, una lente de distancia focal 1 m tiene una potencia de 1 dioptría y una lente de distancia focal 0,5 m tiene una potencia de 2 dioptrías. La potencia de una lente convexa es positiva y la potencia de una lente cóncava es negativa.

Cuando se sitúan dos lentes en contacto una con otra, la potencia del conjunto es la suma de las potencias de cada lente. Así, al utilizar potencias en lugar de distancias focales se evitan muchos cálculos con fracciones. Por ejemplo cuando un óptico coloca frente a un ojo una lente de 3 dioptrías y una de 0,5 dioptrías, en contacto la una con la otra, sabe que dicha combinación equivale a una lente de 3,5 dioptrías.

Directo (movimiento): Se dice que un cuerpo celeste se desplaza con movimiento directo o antihorario, cuando recorre su órbita de Oeste a Este.

Todos los planetas y los asteroides que giran alrededor del Sol, comprendida a Tierra, realizan un movimiento directo. Son excepción algunos satélites y parte de los cometas que se desplazan de Este a Oeste, o bien, como se dice en el lenguaje astronómico, en sentido retrógrado (o más raramente, horario).

En algunos textos astronómicos, el movimiento directo también se llama progrado. Los términos directo y retrógrado también se aplican a los movimientos aparentes de los planetas que, en el curso del año, pueden ser directos (es decir, antihorarios), estacionarios o retrógrados.

Dispersión (óptica): La dispersión es el fenómeno de separación de las ondas de distinta frecuencia al atravesar un material. Todos los medios materiales son más o menos dispersivos, y la dispersión afecta a todas las ondas.

Cuando la luz blanca, compuesta por ondas de todas las frecuencias dentro de la gama visible, pasa a través de un bloque de vidrio, los diferentes colores son refractados o desviados en distinta medida. Si los lados del bloque no son paralelos, los diferentes colores de la luz se propagan con ángulos distintos, produciendo un espectro.

Así, la luz del Sol genera a menudo espectros al atravesar un vidrio tallado. También las gotas suspendidas en el aire pueden dispersar la luz solar, produciendo el arco iris.

La dispersión se debe a que la velocidad de una onda depende de su frecuencia. Por ejemplo, las ondas luminosas de diferente longitud de onda tienen velocidades de propagación distintas en el vidrio, por lo que son refractadas en diferente medida.

El resultado de la dispersión es un espectro, y su estudio es la base de la espectroscopía, una de las disciplinas que más ha contribuido al conocimiento actual del universo.

Distancia angular: Es una distancia aparente de dos objetos celestes en el cielo. Es medida en grados y en fracciones de grado.

También se suele hacer referencia a ella con el término separación, como en el caso de dos estrellas dobles, cuando se dice que su separación aparente es de un cierto valor angular.

La distancia angular de un cuerpo celeste se puede medir con un sextante, un instrumento que se usa, sobre todo, en navegación.

El método más corriente de localizar una estrella, o un punto en la superficie de la Tierra, es utilizar su distancia angular en grados, minutos y segundos a ciertos puntos o líneas de referencia fijadas.

Distancia cenital: La distancia cenital es la distancia angular de un astro con respecto al punto más alto del cielo: el cenit. Se mide de 0 a 90 grados desde el cenit al horizonte.

Es el ángulo complementario de la altura de un cuerpo celeste o, lo que es lo mismo, entre la distancia cenital y la altura suman un ángulo recto. Esta medida forma parte del sistema de coordenadas astronómicas.

Docking: Operación de unión entre dos vehículos espaciales.

Los técnicos de la NASA distinguen dos tipos de amarre: hard-docking (amarre sólido) que consiste en unir y anclar físicamente los dos vehículos espaciales, y soft-docking en el que la maniobra se limita a enlazarlos mediante un cable.

Amarres espaciales notables fueron el Apolo-Soyuz y las visitas a las estaciones orbitales Salyut, Mir, Skylab y la actual estación orbital internacional, o las citas espaciales del transbordador espacial con el telescopio Hubble, para repararlo, o para recoger algunos satélites averiados.

Doppler (Efecto): Se define con este término la variación aparente de la longitud de onda de la luz o del sonido causada por el movimiento.

Típico es el ejemplo de la sirena de una ambulancia, cuyo sonido se hace más agudo (y por lo tanto aumenta de frecuencia) cuando el coche se acerca a nosotros, y más grave (y por lo tanto desciende de frecuencia) cuando se aleja.

En el caso de los objetos celestes, el efecto Doppler determina el desplazamiento de las bandas espectrales hacia el azul (o hacia el rojo) según el propio objeto esté en fase de acercamiento o de alejamiento con respecto a nosotros.

Por la medida del efecto Doppler es posible determinar la velocidad de aproximación o alejamiento de un objeto celeste con respecto a la Tierra. Desde el momento en que todas las galaxias muestran un desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales ("red-shift"), es decir un alejamiento, este hecho es interpretado por la mayoría de los astrónomos como una prueba de la teoría del Big Bang.

La definición del efecto deriva del nombre del físico austríaco Christian J. Doppler (1803-1853), que fue el primero en descubrir y describir el fenómeno en el año 1843.

Drenaje: En geología, un drenaje es cualquier medio por el que el agua contenida en una zona fluyea través de cursos fluviales y de infiltraciones en el terreno.

Un sistema de drenaje comprende todos los tipos de masas de agua, como ríos, lagos y aguas subterráneas, formadas a partir del agua de la lluvia o de la nieve fundida. La mayor parte de esta agua no cae directamente en los cauces fluviales y los lagos, sino que permeabiliza las capas superiores del terreno y desde éstas aparece constituyendo arroyos.

Las divisorias de drenaje son los límites naturales entre los distintos valles. Cuando la lluvia cae en laderas opuestas de una divisoria de drenaje, fluye en direcciones diferentes hacia valles separados.

El área limitada por una divisoria de drenaje se llama cuenca de drenaje y representa todo el territorio drenado por un curso fluvial o un río.
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 7:30 pm    Asunto: Responder citando

vamos a cambiar de tercio, y volvemos a la observación.

Observación Planetaria (I)

La astronomía planetaria es ampliamente practicada entre los aficionados, por varias razones:

* Se pueden realizar observaciones desde prácticamente cualquier lugar, incluso desde dentro de la ciudad.
* El aspecto que tienen los planetas varía con el tiempo, de manera que el estudio de su evolución aporta un interés suplementario.
* Es posible realizar contribuciones de interés para los astrónomos profesionales, si se realizan las observaciones de manera cuidadosa. A pesar de que en Astronomía profesional se utiliza material que no está al alcance de los aficionados, se tienen unos objetivos de investigación concretos, que no se pueden cambiar fácilmente, ya que es difícil encontrar tiempo de observación. Por el contrario los aficionados tienen mucha mayor facilidad para realizar estudios largos centrándose en el objeto de interés.

Las características de los distintos planetas son muy diferentes entre sí. No obstante, en cuanto al aspecto que nos presentan, se pueden dividir en dos grandes grupos:

* Mercurio, Marte, al igual que Plutón, nos muestran su superficie, dado que su atmósfera es más tenue que la de la Tierra. Las variaciones en su aspecto no son demasiado grandes, aunque pueden tener lugar de manera estacional, en especial en el caso de Marte.
* Venus, Saturno, Urano y Neptuno nos muestran su atmósfera, que es mucho más densa que la de nuestro planeta, por lo que no deja ver ningún tipo de superficie sólida. Al ser gaseosa, en ella se producen variaciones con relativa rapidez, en especial en el caso de Júpiter.

* Mercurio y Venus orbitan más cerca del Sol que la Tierra; por este motivo se les denomina planetas interiores. Sólo se pueden ver durante un período relativamente corto después de ponerse el Sol o bien antes de que salga. Además, presentan fases.
* Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón son los denominados planetas exteriores, ya que están más lejos del Sol que la Tierra. Dependiendo de su posición con respecto al Sol, se pueden llegar a ver durante toda la noche. Aunque en determinados momentos pueden presentar algo de fase, lo hacen en mucha menor proporción que los planetas interiores.

La manera de observar los diferentes planetas, y la información que podemos obtener en cada caso, es específica para cada uno de ellos.
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 7:45 pm    Asunto: Responder citando

Observación Planetaria (II): Mercurio.

La observación de Mercurio no es apta para las personas que se introducen en el mundo de la Astronomía. Dado que está muy cerca del Sol, sólo se le puede ver como mucho dos horas antes de su salida sólo dos horas después de su puesta en las condiciones más favorables, y ésto durante unos pocos días al año. Se puede ver a muy baja altura sobre el horizonte -su elongación máxima es de 29 grados- , y por lo tanto en condiciones de gran turbulencia atmosférica.

Por otro lado, Mercurio es muy pequeño: su diámetro (4880 Km) es intermedio entre la Luna y Marte. En combinación con la distancia relativamente elevada que le separa de nosotros, el tamaño aparente que presenta es escaso: entre 5.9 y 12.6 segundos de arco. En las mejores condiciones condiciones el límite de resolución con telescopios de aficionado es de un segundo de arco, y en las condiciones de turbulencia con las que se observa Mercurio este límite es superior; por este motivo no es de esperar poder ver detalles en la superficie del planeta. Lo que sí se puede seguir sin problemas son los cambios de fase que presenta, y que se pueden conocer de antemano consultando las revistas de astronomía.


Una de las consideradas mejores imágenes de Mercurio. Cortesía de John Warell, Departamento de Astronomía y Física del Espacio, Universidad de Uppsala.

Épocas de observación:

Para observar este planeta en las mejores condiciones es preferible hacerlo antes de la salida del Sol, en una fecha en que la elongación sea máxima. Si el telescopio tiene montura ecuatorial -preferiblemente con seguimiento- y está puesto en estación, Mercurio permanecerá en el campo del telescopio y será visible aun cuando sea de día. No obstante, es necesario tener cuidado para no observar accidentalmente el Sol, incluso por el buscador, ya que sería muy peligroso para la vista.

Asimismo, es necesario que la transparencia del cielo sea muy buena, ya que cualquier rastro de nubes altas disminuirá el ya de por sí escaso contraste de los detalles del disco.

Si la finalidad es llevar a cabo una campaña de observación del planeta, es aconsejable intentar observar por lo menos tres días durante las dos mejores apariciones matutinas y las dos mejores vespertinas, así como por lo menos un día en las otras apariciones. Al ser muy lenta la rotación del planeta, éste presenta el mismo aspecto en dos días sucesivos, por lo que se puede determinar qué detalles son propios de la superficie y cuáles se deben a las malas condiciones de observación.

Cómo localizarlo:

Es posible también realizar la observación de Mercurio de día; no obstante, el método que se detalla a continuación puede ser muy peligroso para la vista si no se realiza correctamente, por lo que sólo se debe llevar a cabo si ya se tiene experiencia en la observación. Los pasos que se deben llevar a cabo son los siguientes:

1. En primer lugar hay que conocer cuál es la ascensión recta y declinación del Sol y de Mercurio; para ello se pueden consultar las revistas de astronomía, o bien utilizar los correspondientes programas de ordenador. Es muy aconsejable elegir las fechas en que la separación angular entre los dos astro -es decir, la elongación de Mercurio, es máxima.
2. Con el tubo del telescopio y el buscador tapados -al igual que en la observación solar- hay que dirigir el telescopio hacia el Sol, de manera que la sombra sea lo más pequeña posible.
3. Utilizando los círculos graduados -cuyo uso se comenta con más detalle en la sección de Cielo Profundo. hay que ir moviendo los mandos de ascensión recta y declinación del telescopio hasta llegar a la posición de Mercurio. Hay que destacar que para emplear los círculos graduados el telescopio debe estar correctamente puesto en estación, es decir, con el eje de ascensión recta correctamente orientado a la Polar.
4. El telescopio debe estar ya orientado hacia Mercurio. Conservando el buscador tapado, es posible destapar el tubo del telescopio, y comenzar la observación. No obstante, antes de poner el ojo delante del ocular, es aconsejable comprobar que el Sol está fuera del campo; por ejemplo, poniendo delante del buscador un trozo de papel vegetal.

Material Necesario

Telescopio

Un instrumento con un objetivo de 80 mm de diámetro permite distinguir la fase del planeta. Para intentar ver algún detalle de la superficie es aconsejable un diámetro mínimo de 100 mm, trabajando a unos 200 - 250 aumentos.

Filtros

Es recomendable el uso de filtros para disminuir el brillo del cielo, y así aumentar el contraste. Se pueden utilizar rojos (Wratten #25 o bien Wratten #23A, más claro) o naranjas (Wratten #21); una vez hecho el dibujo se puede intentar apreciar nuevos detalles con un filtro azul (Wratten #80A, Wratten #3.

Qué y cómo observar

Prácticamente cualquier telescopio permite apreciar cómo va variando el tamaño y la fase del planeta cada vez que es visible. En cambio, es extremadamente difícil poder apreciar detalles en su superficie: sólo se pueden entrever -si la atmósfera es extraordinariamente estable- pequeñas diferencias de iluminación, prácticamente inapreciables. Además, en particular en las apariciones vespertinas, las condiciones pueden empeorar rápidamente a medida que el planeta va perdiendo altura, ya que la turbulencia aumenta. Por este motivo, a la hora de hacer un dibujo, es aconsejable comenzar haciendo un dibujo de la fase y una estimación de las zonas de intensidad (es decir, cuál es el brillo de las diferentes zonas de la superficie), para pasar a continuación a intentar dibujar los detalles. Hay astrónomos que incluso recomiendan, una vez hechas las primeras estimaciones de intensidad, dedicarse a observar el planeta mientras sea posible, y pasar después a dibujar los detalles finales.




Dos dibujos de Mercurio realizados por Mario Frasatti (Crescentino, Italia), con un telescopio SC de 203 mm a 250 aumentos, y filtros azul (W80A) o rojo (W23A). Las fechas respectivas son el 15 de noviembre de 2001 y el 21 de enero de 2002.

Planisferio de Mercurio

Las observaciones visuales de Mercurio han permitido la confección de planisferos, que son útiles para intentar identificar detalles en la supericie del planeta (imagen cortesía de Tim Wilson):




Tránsitos de Mercurio

En algunas ocasiones la posición de Mercurio y de la Tierra en su órbita es tal que, visto desde nuestro planeta, Mercurio pasa justamente por delante del disco del Sol; se habla entonces de tránsitos. El más reciente ha tenido lugar el 7 de mayo de 2003. Los próximos tendrán lugar el 8 de noviembre de 2006, el 9 de mayo de 2016 y el 11 de noviembre de 2019.

FUENTE
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 8:45 pm    Asunto: Responder citando

Observación Planetaria (III): Venus.

Al igual que Mercurio, Venus presenta fases. Su tamaño varía mucho: cuando está en el lado opuesto al Sol ( conjunción superior), momento en el que muestra iluminado casi el 100% del disco, se encuentra a 1.72 UA de nosotros, por lo que su diámetro aparente es de 10.9 segundos de arco. En cambio, cuando se encuentra en conjunción inferior -prácticamente alineado con la Tierra y el Sol, pero con Venus entre los otros dos astros-, la distancia es de tan sólo 0.28 UA; su tamaño aparente es de 66.7 segundos de arco, superior al de Júpiter, pero en este caso su fase es tal que el porcentaje del disco iluminado es escaso, además de que entonces su elongación es muy pequeña, por lo que sale o se pone casi a la vez que el Sol, siendo por tanto muy difícil de observar.

Cuando se observa Venus por el telescopio únicamente podemos ver su atmósfera, ya que la capa de nubes oculta su superficie. Los detalles que muestra son muy poco contrastados, por lo que son difíciles de apreciar. Además, al ser tan brillante, tiende a deslumbrar al observador por lo que dificulta aún más su observación. Un último factor que añade dificultad es la turbulencia, especialmente importante dada la relativamente baja altura sobre el horizonte a la que aparece. En cambio, la presencia de nubes altas no es tan perjudicial como en el caso de Mercurio, y puede darse el caso de que sea incluso positiva, ya que disminuye el brillo del planeta y puede ir acompañada de una estabilización de la atmósfera.

Épocas de Observación

Al tener una órbita más interna que la de la Tierra, Venus nunca llega a ser visible durante toda la noche: se puede ver por las mañanas, antes de que salga el Sol, o bien por las tardes, después del ocaso solar; pero en el caso de Venus el periodo de observación es más largo que el de Mercurio y, por lo tanto, la altura que alcanza sobre el horizonte una vez se pone el Sol es también mayor: su elongación máxima es de 47 grados.


Cómo localizarlo

Venus es el astro más brillante del firmamento, con la excepción del Sol y de la Luna. Por este motivo, su localización no reviste ningún problema: es suficiente con saber si la aparición es matutina o vespertina; en el primer caso se debe buscar el planeta en el horizonte Este antes de la salida del Sol, mientras que en el segundo se debe dirigir la mirada hacia el Oeste justo al anochecer.

Es más complicado buscar al planeta de día; el método habitual es el mismo que en el caso del planeta Mercurio; no obstante, hay que recordar que es peligroso dirigir el telescopio hacia el Sol, por lo que hay que tener mucho cuidado.

Material necesario

Telescopio

El mínimo recomendado es un refractor de 75 cm o bien un reflector de 150 cm de diámetro. Los aumentos utilizados, dependiendo de las condiciones atmosféricas, suelen estar entre 125·D y 200·D, donde D es el diámetro de la lente o espejo expresado en centímetros.

Filtros

* Se suelen utilizar filtros oscuros, de color violeta (Wratten #47) o azul (Wratten #38A, Wratten #80A) para mejorar el contraste de los detalles atmosféricos, que son de color amarillento. No obstante hay que tener en cuenta que, al utilizar refractores, puede ser que éstos no estén bien corregidos para el violeta, por lo que en estos casos no tiene sentido usar este filtro.
* Otros filtros útiles para detectar pequeñas variaciones de color en las regiones polares son los rojos (Wratten #23A, Wratten #25), amarillos (Wratten #12, Wratten #15) y verdes (Wratten #57, Wratten #5.
* Para disminuir el brillo del planeta se pueden usar filtros neutros, o bien polarizadores de densidad variable, que permiten disminuir gradualmente la cantidad de luz que los atraviesa. Por último, para observar de día a Venus se pueden utilizar filtros naranjas, que oscurecen el cielo.


Qué observar

Entre los objetivos de la observación de Venus podemos destacar los siguientes:

* Cualquier telescopio permite apreciar las diferencias en la fase y de tamaño aparente que se producen a medida que Venus y la Tierra describen sus órbitas. Así, si la aparición es vespertina (por la tarde), el planeta comienza en fase llena y tamaño aparente mínimo, ya que está en su posició más alejada que la Tierra. Con el paso de los días Venus se va aproximando, con lo que su tamaño aparente aumenta. Al mismo tiempo, la fase va disminuyendo; al llegar a la conjunción, el tamaño aparente es máximo y la fase mínima: sólo nos muestra un creciente muy delgado. Por el contrario, si la oposición es matutina, el proceso es inverso: comeinza con tamaño máximo y fase muy pequeña, y va disminuyendo su tamaño aparente, al tiempo que pasa a tener una fase llena.
* Es importante observar en qué momento se produce la dicotomía, es decir, cuándo la línea del terminador (la línea que separa la parte iluminada del disco de la oscura) pasa exactamente por el centro del disco; o, lo que es lo mismo, en qué momento las mitades iluminada y oscura son exactamente iguales. Se producen en fechas próximas a las de la máxima elongación, si bien el momento exacto no se puede calcular debido a la importancia de la refracción producida por la atmósfera.
* Frecuentemente, el terminador presenta irregularidades. Su estudio es interesante, ya que proporciona información sobre la atmósfera del planeta.



Dibujo de D. Fischer (reflector de 25 cm) mostrando irregularidades en el terminador. Imagen cortesía de la British Astronomy Association (B.A.A.)

A diferencia de lo que ocurre con la Luna y con Mercurio, los cuernos pueden extenderse más de 180 grados. La razón es, también en este caso, la refracción producida por su densa atmósfera. Su observación puede proporcionar información sobre las formaciones nubosas.

Dibujo realizado 8 horas antes de la conjunción por Lee McDonald (reflector 22cm, 91X, 30-3-2001). Cortesía B.A.A.

Algunos observadores han detectado zonas iluminadas en las puntas de los cuernos; no se conoce su origen, por lo que es necesario obtener más información sobre este fenómeno.


Dibujo de D. Fischer (reflector de 25cm, 175X, 10-03-2001), mostrando manchas brillantes en los cuernos de Venus. Cortesía B.A.A.

En cuanto al dibujo de las formaciones nubosas, es una tarea complicada, ya que son difíciles de apreciar, aún por parte de aficionados con experiencia. Es necesario que las condiciones de observación sean muy buenas, y se deben utilizar filtros. A este respecto, hay que recordar que la rotación del planeta es muy lenta (gira sobre sí mismo en unos 225 días), si bien la atmósfera más rápidamente; a este fenómeno se le conoce con el nombre de sobrerrotación.



A la izquierda, dibujo de D. Fischer (25-08-2000; reflector de 21.5cm, 153-176X). A la derecha, dibujo de M. Frasatti (1-9-2000, S-C de 20cm, 160-250X). En ambos casos se ha usado un filtro azul (W#80A).

Un aspecto controvertido sobre la observación de Venus es la llamada luz cenicienta: algunos observadores afirman que la parte nocturna del planeta no es completamente oscura, sino que está débilmente iluminada; el nombre recuerda a un fenómeno similar que se da en la Luna, debido a la luz que refleja la Tierra y que incide en nuestro satélite. No obstante, muchos observadores no la han llegado a apreciar, ni tampoco se pone de manifiesto en las imágenes que han tomado las sondas espaciales que han llegado hasta él. Por lo tanto, parece ser que este fenómeno no tiene existencia real, sino que se debe a problemas de deslumbramiento, así como a las difíciles condiciones en que se observa Venus, que hacen que la atmósfera terrestre pueda ser la causante de este tipo de observaciones.

Tránsitos de Venus

De la misma manera que Mercurio, si bien con menos frecuencia, Venus pasa de vez en cuando entre la Tierra y el Sol. Dada la diferencia de los tamaños aparentes entre la estrella y el planeta no se producen eclipses, pero la sombra de Venus se aprecia nítidamente sobre la brillante superficie solar; además, el análisis de la luz refractada por su atmósfera puede dar detalles sobre su estructura y su composición.

Estos acontecimientos son espectaculares. Tienen lugar en grupos de dos, separados por intervalos de ocho años, en junio y en diciembre. Entre dos grupos consecutivos transcurren 112 año y medio. Así, los últimos han tenido lugar el 9 de diciembre de 1874 y el 6 de diciembre de 1882, mientras que los próximos se producirán el 8 de junio de 2004 y el 6 de junio de 2012.

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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 9:04 pm    Asunto: Responder citando

Observación Planetaria (IV): Marte

Marte es, sin duda, uno de los astros que despiertan más interés entre los aficionados que comienzan a dedicarse a la Astronomía. Mucho se ha escrito sobre este planeta, tanto en obras científicas como en literarias; ello se debe a la posibilidad de que albergue vida. Aunque las distintas investigaciones no han encontrado seres vivos en el planeta, no se puede descartar que en un pasado remoto hayan podido desarrollarse seres vivos muy sencillos.

Este planeta ha sido visitado -y está siéndolo actualmente, así como en el próximo futuro- por un gran número de sondas espaciales. Aunque podría pensarse que esto hace que la observación desde la Tierra por parte de los aficionados tenga menos interés, ésto no es cierto: es muy importante hacer un seguimiento a largo plazo de Marte, y poder comparar estos registros con los datos enviados por las sondas.

Épocas de observación

Debido a los tamaños de las órbitas de Marte y de la Tierra, de los cuales dependen los periodos de traslación, las oposiciones de Marte tienen lugar aproximadamente cada dos años. No obstante, dado que las órbitas no son circulares sino elípticas, la distancia entre los planetas no es siempre la misma en todas las oposiciones, por lo que unas son más favorables que otras; cuanto menor es la distancia Tierra-Merte, mayor es el tamaño aparente con el que se puede desde nuestro planeta.
En la siguiente tabla se muestran las oposiciones que han tenido o tendrán lugar entre losaños 1988 y 2007. Para cada una de ellas se muestra la fecha, la distancia entre la Tierra y Marte en Unidades Astronómicas (recordemos que la distancia promedio entre la Tierra y el Sol es de 1 U.A.), el diámetro aparente en segundos de arco, el hemisferio que se ve en mejores condiciones (Norte, Sur o Ambos), y la constelación en la que está situado durante la oposición.



Por lo general, Marte tiene un diámetro aparente muy pequeño, y sólo aumenta cuando está relativamente cerca de la Tierra, es decir, cerca de las fechas de la oposición. Esta tendencia se muestra en la siguiente figura: en ella se puede ver cómo varía el diámetro (en segundos de arco) para el día 1 de cada mes del año 2001; los meses se muestran numerados, correspondiendo el 1 a enero. Únicamente merece la pena realizar observaciones visuales para realizar detalles entre los dos meses anteriores y los dos posteriores a la oposición (que, tal y como se muestra en la tabla anterior, tiene lugar el 14 de junio. No obstante, hay aficionados con buen material que toman imágenes CCD que muestran detalles cuando el planeta tiene sólo 6" de diámetro aparente.



Cómo localizarlo

Cuando está muy alejado de la Tierra puede llegar a tener una magnitud de 3; en este caso presenta el aspecto de una estrella no muy brillante, que se puede distinguir del resto por su color anaranjado y porque parpadea mucho menos; además, no aparece en los planisferios, ya que su posición va cambiando. Pero cuando llega la oposición su brillo aumenta, hasta llegar a -2; únicamente Venus y Júpiter, además del Sol y la Luna son más brillantes; se distingue de los dos primeros por su color rojizo.

Material necesario

Telescopio

Prácticamente cualquier telescopio permite mostrar, en mayor o menor medida, detalles de Marte. No obstante, para observaciones más serias, se necesita como mínimo un refractor de 10 cm de diámetro, o bien un reflector de 15 cm.

Filtros

Los filtros que pueden ayudar a la observación de Marte son los siguientes:

* Rojo (Wratten#25), rojo claro (Wratten#23A) o naranja (Wratten#21): ayudan a contrastar los detalles de la superficie, oscureciendo las zonas grises-azuladas (mares) y haciendo más claras las zonas desérticas, anaranjadas. En ocasiones ayudan a hacer más nítidos los contornos de algunas nubes de polvo. No obstante, hay que tener en cuenta que todos ellos, y en especial los primeros (W#25), tienden a absorber mucha luz, por lo que con telescopios pequeños no son muy adecuados.
* Amarillo (Wratten#15): pueden ser más útiles con telescopios de aberturas pequeñas que los rojos. Asimismo, pueden mejorar la observación de los casquetes polares. El amarillo oscuro (Wratten#12) puede tener aplicaciones similares a los rojos y naranjas, con telescopios mayores.
* Verde (Wratten#5: Con telescopios grandes (diámetros de 20 cm o mayores) incrementan el contraste de los casquetes polares, así como de algunas nubes o tormentas de polvo.
* Azul (Wratten#38A), azul claro (Wratten#80A) y, con telescopios de diámetros iguales o superiores a 20 cm, violeta (Wratten#47): Permiten observar las nubes, y son útiles para estudiar el llamado violet clearing.


Qué observar

Marte es el único planeta en que se pueden realizar observaciones tanto de la superficie como de la atmósfera. A continuación se muestran algunos de los rasgos que se pueden estudiar.

* Fase: Aunque es un planeta exterior, Marte puede presentar una fase apreciable, si bien no tanto como Mercurio o Venus. Se puede apreciar sobre todo cuando está en cuadratura -es decir, cuando el ángulo Sol-Tierra-Marte es de 90 grados.
* Detalles superficiales: En el disco del planeta se pueden apreciar zonas claras y zonas oscuras; tradicionalmente a las primeras se les ha denominado desiertos y a las segundas mares, aunque al igual que en el caso de la Luna no están formados por agua. Estos detalles ocupan posiciones fijas en el planeta y aparecen en cada oposición, aunque pueden presentar pequeñas variaciones en su forma y en su visibilidad, por lo que es interesante dibujarlas; asimismo, se pueden conocer sus nombres gracias a los planisferios. Estas variaciones están relacionadas con el polvo que se transporta en la atmósfera.
No existe una relación entre los detalles de la superficie que se pueden ver desde la Tierra y los rasgos geográficos del planeta, tales como cráteres, volcanes, montañas o cañones, que han sido fotografiados por las sondas espaciales.
* Casquetes polares: Dependiendo de la posición de Marte en su órbita, en las distintas oposiciones puede mostrar el casquete polar Norte o bien el Sur; no obstante, en el año 2001 el planeta está orientado de manera que nos muestra el ecuador,por lo que se pueden ver, si bien de manera parcial, los dos casquetes.
Durante los meses que dura la oposición se puede apreciar cómo el casquete polar dirigido hacia la Tierra, y por lo tanto hacia el Sol, va disminuyendo de tamaño; es debido a que en ese hemisferio es verano; por el contrario, el casquete polar opuesto va agrandándose.
* Nubes: Se pueden ver como manchas blanquecinas, pequeñas, en particular cuando se usan filtros. Así, algunas de ellas están en las mismas posiciones del planeta; son de tipo orográfico. Otras aparecen en el extremo del disco del planeta; se producen al amanecer o bien al anochecer. Finalmente, pueden aparecer también en el ecuador, si bien en este caso son muy difíciles de apreciar.
* Tormentas de polvo: Aunque la atmósfera de Marte es mucho más tenue que la de la Tierra, en ella se pueden desatar tempestades que mueven una gran cantidad de polvo; tienen una duración de varios días, y en ocasiones pueden afectar a una gran parte del planeta. A través del telescopio se ponen de manifiesto porque no dejan ver los detalles del planeta. Es aconsejable seguir su evolución con el tiempo.
* Violet clearing: Por lo general, con los filtros azules y violetas sólo se pueden apreciar las nubes, pero no los detalles de la superfice. No obstante, en algunas ocasiones la atmósfera se vuelve transparente a estas longitudes de onda, por lo que se puede ver la superficie. Estos fenómenos duran varios días, y no se conoce con exactitud su origen. Para saber si tiene lugar es aconsejable, cuando se está observando el planeta, realizar una rápida comprobación repitiendo la observación con el filtro azul o violeta.
* Fulguraciones (flares): Consisten en la repemntina aparición de manchas luminosas de pequeño tamaño. Unicamente se pueden ver en ocasiones muy concretas y sobre unos lugares determinados, y se deben al reflejo de la luz solar en nubes formadas por cristales de hielo.


Cómo observar y dibujar Marte

Es aconsejable utilizar una escala de 42 milímetros, de manera que el dibujo sea homogéneo con los de otros observadores. Asimismo, es mejor utilizar lápices duros, con la punta poco afilada.

* En primer lugar, hay que dibujar la fase del planeta.
* A continuación, se dibujan los rasgos de mayor tamaño, que son los más prominentes. Se pueden suavizar con una goma, o bien incluso con el dedo, si se hace cuidadosamente.
* Finalmente, se dibujan los detalles más finos; es recomendable esperar los momentos en los que la atmósfera es más estable, fijar la atención en ellos, y posteriormente dibujarlos.
* Las zonas más claras -nubes, tormentas de polvo- se suelen señalar mediante una linea discontinua. Alternativamente, se puede pintar todo el disco del planeta de color gris -en el caso de hacer el dibujo en blanco y negro-, y dejar esas zonas de color blanco.
* Finalmente, es necesario escribir la hora de inicio y final del dibujo -con la exactitud de un minuto-, indicar las características del telescopio -tamaño y aumentos-, las condiciones de observación -turbulencia, transparencia del cielo, viento- y, finalmente, hay que especificar si se ha utilizado un prisma cenital.

A continuación se muestran algunos dibujos realizados en el Grup d'Astronomia de Tiana. En el de la izquierda se aprecia una posible nube o tormenta de polvo; corresponde a la mancha blanca, trazada con una línea discontinua, en la parte inferior izquierda del disco.



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Urraca
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Registrado: Sep 03, 2005
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MensajePublicado: Tue Jun 05, 2007 11:11 pm    Asunto: Responder citando

El Carro
El Carro avanza sin ruedas por el nordeste. Siete grandes estrellas, siete sabios, siete osos, siete toros. Siete hermanos que cortejaban a las siete hermanas de las Pléyades. Muchas veces me ha sorprendido ver gente que no conoce las constelaciones, y que sin embargo sabe distinguir con facilidad el Carro. Y he llegado a preguntarme si la figura que forma, esas estrellas no estará impresa genéticamente en el cerebro humano, al modo como ciertas aves nacen con la capacidad de reconocer y seguir las constelaciones en sus viajes migratorios. Desde luego, no hay grupo de estrellas en los cielos septentrionales que tenga una historia más larga o destacada. El Carro es un deposito de pensamiento y sueños humanos.

El nombre oficial del carro es Ursa Mayor, la Osa Mayor. La constelación ha tenido denominación osuna no solo en la tradición occidental, sino también entre los indios norteamericanos. Cuesta reconocer la figura de un oso en la disposición de las siete estrella. Algunos cartógrafo tratan de representar una figura satisfactoria de ese animal incluyendo nueve o diez estrellas cercanas mas débiles. A mí el intento me parece vano: siete estrellas brillantes del Carro destacan mucho mas que las que se pretende incluir en él.



Por cierto, que bonitas fotos
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HermesM
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MensajePublicado: Wed Jun 06, 2007 11:38 am    Asunto: Responder citando

buenos dias...va por ti Urraca!





PD: Imagen del Programa "Stellarium"
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