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Introducción

Despegue del transbordador espacial Challenger

ANTARES - Introducción - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

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Física y Astrofísica

ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0- 01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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Movimiento aparente de los astros La Astrofísica estudia el origen, estructura y evolución de los objetos celestes

para lo cual recurre a su investigación cuantitativa y a las leyes físicas que losgobiernan. Pero su lejanía y la naturaleza de los fenómenos estudiadosconfieren a esta disciplina un carácter singular en relación con otras ramas dela Física. Exceptuando los planetas y otros objetos del sistema solar, queconstituyen una fracción insignificante y poco representativa del Universo, nopodemos elegir el instante y lugar de observación ni influir, modificarpropiedades y obtener muestras de un astro para realizar análisis directos enlaboratorio. Todo lo que conocemos acerca de ellos proviene de suobservación pasiva, del estudio detallado de la radiación que emiten,observada primero a simple vista y luego mediante telescopios de diferentestipos y tamaños, instalados en tierra y en satélites artificiales.

Otras características diferenciales de la investigación astrofísica son lasescalas de magnitudes de los fenómenos que estudia, cuyo rango supera delejos el de las experiencia realizadas en los laboratorios terrestres. La unidadde distancia es el parsec (1 pc = 3.086 x 1013 km = 3.26 años luz) pero en eluniverso extragaláctico es utilizado el megaparsec (1 Mpc = 106 pc). El tamañode las estructuras puede variar entre 2x10-5 cm ( granos de polvo interestelar)a 1022 km (supercúmulos de galaxias), las temperaturas entre 10 K en laregiones de hidrógeno neutro (HI) y 109 K en la explosión de supernovas; lasdensidades pasan de 10-26 g cm-3 (regiones H I) a 1016 g cm-3 ( agujerosnegros) y los campos magnéticos son de 10-10 teslas en el medio interestelary alcanzan las 108 teslas en las estrellas de neutrones. Rangos que puedenser todavía más amplios si incluimos las condiciones físicas presentes en lasdiversas etapas del universo primigenio. Es fácil comprender entonces elimportante papel que puede desempeñar la Astrofísica para el control deteorías en condiciones físicas imposibles de conseguir en los laboratoriosterrestres.



Antecedentes históricos

Los signos del Zodíaco



La Astrofísica tiene su origen en la Astronomía, la más antigua de lasciencias. Desde la más remota antigüedad surgen testimonios mostrando laimportancia que el hombre atribuía a los fenómenos celestes y la informaciónrecopilada con el fin de establecer un calendario, medir el tiempo y obtenerayudas en la navegación. Y es que la observación más simple permitedescubrir la regularidad del movimiento aparente de los astros: las salidas ypuestas del Sol y de la Luna, las distintas fases de ésta, los eclipses deambos, la trayectorias de los planetas, la posición del Sol en el Zodíaco y elretorno de las estaciones. EI cielo proporcionaba referencias a los pueblosmigradores e indicaciones a los sedentarios sobre las épocas másconvenientes para la siembra y recogida de las cosechas.

Esta astronomía primitiva estuvo estrechamente relacionada con aspectosmágicos, mitológicos e ideas religiosas y filosóficas. La existencia de unaindudable relación entre algunos fenómenos astronómicos y el desarrollo dela vida en la Tierra, fundamentaría probablemente una primera idea acerca dela unidad de la naturaleza, singularizando sucesos como los eclipses y lapresencia de los cometas, que tendrían un significado excepcional. Escomprensible que se imputara a los objetos celestes la posibilidad decondicionar el destino de los hombres y que, consecuentemente, ello dieralugar a verdaderos cultos astrolátricos. Así por ejemplo, los caldeos teníansiete divinidades: EI Sol, la Luna y los cinco planetas observables a simplevista. Los babilonios adoraban al Sol, y también los egipcios bajo el nombrede Ra. Estos últimos atribuían dos identidades a Venus y consideraban la VíaLáctea como el Nilo celeste.

El estudio del cielo, en el sentido actual del término, comienza en la antiguaGrecia, donde fue planteado de manera más original y precisa. Allíconsiguieron medir distancias sobre la Tierra y posiciones de cuerposcelestes proporcionando, con ayuda de la geometría, las primerasestimaciones realistas de las distancias y tamaños de los objetos externos, ladescripción de las órbitas de la Luna y algunos planetas, de los que llegaron apredecir con antelación sus posiciones. Platón presentaría en sus Diálogos,preferentemente en Timeo, una teoría astronómica inspirada en la escuela dePitágoras: la Tierra, inmóvil, está en el centro de un universo cerrado ydividido en nueve esferas concéntricas, de las cuales la última contiene lasestrellas, que están fijas en ella, y gira de Este a Oeste alrededor del eje de laTierra. Cada una de las esferas interiores comprende la Luna, el Sol y losplanetas visibles. Todas rotan uniformemente alrededor de un ejeperpendicular al plano de la eclíptica. La inmovilidad de la Tierra, elantropocentrismo, los movimientos circulares de los cuerpos celestes, laausencia de la noción de vacío, el espacio comprendido entre la Tierra y laesfera solar estaba ocupado por el éter, son las bases de los sistemasastronómicos elaborados posteriormente, que sólo serán desechados tras lostrabajos de Copérnico y Kepler.

La astronomía griega alcanza su culminación con Ptolomeo de Alejandría (150 DC) quien a partir de trabajos anteriores de Hipparco y utilizando lospostulados físicos de Aristóteles, elabora un sistema articulado en elAlmagesto (en árabe, el más grande), que sería utilizado por todos losastrónomos hasta el siglo XVI. Este tratado, en trece volúmenes, incluíatambién un catálogo estelar con las posiciones y magnitudes (en una escalade 1 a 6) de 1022 estrellas.

La Astronomía moderna inicia su desarrollo con Nicolás Copérnico(1473-1543) quien el año de su muerte publica un trabajo de importanciacapital, De revolutionibus orbium caelestium. La Tierra ya no permanece



inmóvil en el centro del universo, sino que está animada de un doblemovimiento: de rotación sobre ella misma, en 24 horas, y de revoluciónalrededor del Sol, en un año. También establece movimientos similares paralos planetas y satélites, configurando un sistema más simple que el dePtolomeo, aunque mantiene como él los movimientos circulares.

Una aportación fundamental en el desarrollo de la nueva astronomía es debidaa Tycho Brahe (1546-1601) cuya importancia es debida, más que a sustrabajos teóricos, a los observacionales, realizados metódica ysistemáticamente, a diferencia de sus antecesores, que registrabanúnicamente posiciones notables de la Luna, del Sol y de los planetas. La laborde Tycho Brahe, que pasaría a la historia de la astronomía, sentó las basesque facilitarían a su discípulo Johannes Kepler (1571-1630), el descubrimientode las famosas leyes que rigen el movimiento de los planetas. Los trabajos deéste, Astronomía Nova y Epitome, publicados en 1609 y 1618,respectivamente, marcan el abandono de las órbitas circulares y la rupturadefinitiva con unos conceptos tradicionales que estaban profundamentearraigados. Kepler aplicó también sus teorías a los satélites de Júpiter,descubiertos por Galileo Galilei con ayuda de un pequeño anteojo, cuyaintroducción en la observación astronómica constituye uno de los hitos de laastronomía moderna. AI defender las tesis de Copérnico, tanto Kepler comoGalileo padecieron en diferentes grados las consecuencias de ladesaprobación de sus jerarquías religiosas, Iuterana y católicarespectivamente.

La publicación de los Principia en 1685 por Isaac Newton ( 1643-1727) marcauno de los puntos culminantes de la ciencia moderna, las leyes de Keplerquedan incluidas en un sistema físico que explica una serie de fenómenosnaturales como las estaciones del año, las mareas, los movimientos de losastros, mediante un conjunto consistente de leyes de carácter general quepodían ser probadas en un laboratorio.

En este punto la Astronomía y la Astrología inician caminos diferentes ydesde entonces no tienen ningún punto común. Mientras que la primera buscauna explicación mecanicista de los fenómenos naturales aplicando leyesformuladas consistentemente y controladas en laboratorio, la Astrología tienecomo objetivos la realización de predicciones sobre la personalidad de losindividuos y de los sucesos, basándose en las posiciones relativas de losastros. Los controles experimentales y análisis estadísticos efectuados sobreéstos y otros aspectos englobados en lo que actualmente recibe el nombre deAstrología, permiten afirmar que ésta no solamente carece de basescientíficas, sino que su difusión fomenta la irracionalidad y el oscurantismo.

Durante el siglo XVIII tienen lugar aportaciones importantes en el campo de laastronomía observacional que constituyeron la base observacional para elestudio del Universo a gran escala. Ch. Messier, presentó en la Academia deCiencias de Francia en 1771, el primer catálogo de nebulosas y asociacionesde cúmulos estelares, descubiertas u observadas por él. Trece años más tardepublicaría una revisión incluyendo otras 103 nebulosas o cúmulos. Todavía enla actualidad los astrónomos nombran estos objetos con una M inicial, deMessier, seguida por el número que ocupan en el antiguo catálogo. En lamisma época, Willian Herschel, astrónomo del rey Jorge V, inspirado en estetrabajo, inicia la observación sistemática de nebulosas, con ayuda de untelescopio de 45 cm. En 1786 publica el primer catálogo con 1000 nebulosas ycúmulos, anunciando además las resolución en estrellas de muchos de losobjetos que habían sido descubiertos por Messier. Desde entonces y hasta1802, Herschel publicó, dos listas suplementarias de nebulosas y



asociaciones estelares, elevando hasta 2500 el número de objetosdescubiertos. Este astrónomo mantenía la hipótesis de que las nebulosas, noresolubles en estrellas, eran sistemas estelares análogos a la Vía Lactea ymuy lejanos. Consideraba que la nebulosa Andrómeda (M31) era la máspróxima y su distancia dos mil veces mayor que Sirius.

Estos trabajos fueron ampliados por William Parsons con la ayuda de untelescopio de 1.85 m fabricado por él. Resultados destacables son eldescubrimiento entre 1845 y 1848, de la estructura espiral de muchasnebulosas, en particular M51, M33, M74 y M101. También identificó grannúmero de nebulosas débiles. Parsons tenía la idea de que con grandestelescopios todas las nebulosas podrían resolverse en estrellas. S. Alexander,por la misma época, llevó a cabo por vez primera un estudio taxonómico degalaxias, cuyo significado físico sigue siendo todavía materia deinvestigación. Fue él quien denomino a las nebulosas que no eran espirales.En 1864 aparece el primer "General Catalogue". Contenía más de 5000 objetosdescubiertos por Herschel y su hijo.

Los trabajos citados anteriormente consistían principalmente en catálogos decoordenadas y descripciones puramente morfológicas de los objetos listados.Aun cuando existía la sospecha de que muchos de ellos eran muy lejanos, lainformación disponible no permitía calcular su distancia.

En 1888 Dreyer publica el "New General Catalogue" de nebulosas yasociaciones, que comprendía mas de 7800 objetos y que fué seguido de dos"Index Catalogue", que elevarían hasta 13000 el número de objetos conocidos.Confirmando la existencia de asociaciones que más tarde serían identificadascomo cúmulos y supercúmulos, de galaxias. Aparecía en estos catálogos unllamativo exceso de objetos brillantes en el Hemisferio Norte galáctico, quemás tarde fue identificado como el supercúmulo Virgo o supercúmulo Local.

El estudio de la estructura física de los objetos celestes, y del conocimientodel Universo, fue facilitada por la experiencia de Newton, en 1656, aldescomponer la luz solar con la ayuda de un prisma, en una banda continuade colores que denominó espectro. El paso siguiente no tiene lugar hasta1802, cuando Wollanston detecta siete líneas oscuras en el espectro solar.Desgraciadamente este descubrimiento paso desapercibido a la comunidadcientífica de la época. Incluso el mismo Wollanston consideró sudescubrimiento poco relevante al interpretar estas líneas como límites queseparaban las bandas de colores. Una década más tarde, Fraunhoffer,observó y midió cuidadosamente las posiciones de más de 500 líneasobscuras, pero no pudo proporcionar una explicación acerca de su verdaderanaturaleza. Fueron los trabajos de Kirchhoff al obtener en laboratorio losespectros de cuerpos sólidos y gases y estudiarlos cuidadosamente, los quepermitieron atribuir estas líneas obscuras a transiciones específicas de losátomos excitados facilitando de esta forma, la rápida identificación de muchoselementos químicos en la atmósfera del Sol y en consecuencia ladeterminación su composición química cualitativa y la naturaleza gaseosa dela región emisora.

El descubrimiento de la fotografía y el progreso en la elaboración deemulsiones fotográficas, produjo un rápido avance en la aplicación de laespectroscopía a la astronomía. En 1863 Huggins obtiene los primerosespectros estelares abriendo una nueva era en la Astronomía. Tambiénidentificó en Andrómeda, la presencia de un espectro continuo que considerópodría estar originado por estrellas, proporcionando de esta formaconsistencia a la teoría de los "universos islas" popularizada por Humboldt en



"Cosmos"(1845-1850). En 1899, Scheiner obtiene un espectrograma del centrode la galaxia Andrómeda que tenía muchas características similares alobservado en el Sol. De su análisis dedujo que esta galaxia, conocidaentonces como una nebulosa, era en realidad una agrupación inmensa deestrellas no resueltas. Este resultado fue confirmado por Richtey, quienconsiguió resolver imágenes estelares en los brazos espirales de Andrómeday otras grandes galaxias cercanas.

A fines del siglo XIX, existían ya miles de espectros fotografiados yclasificados. En 1896 tiene lugar la publicación del catálogo Henry Draper, quecontenía información espectral sobre unos 500.000 objetos, y que aun esutilizado en la actualidad. Los trabajos de Planck, en 1900, fueron un pasodecisivo para la consecución de una interpretación cuantitativa de losespectros y las distribuciones de energía estelares, cuyo estudio detalladopudo llevarse a cabo una década más tarde. Estos resultados han facilitado elconocimiento de la estructura y composición química de los objetos celestesy la descripción detallada del Universo local.

El primer espectrograma de una galaxia, M 31, susceptible de ser utilizadopara la determinación de velocidades radiales por desplazamiento Doppler delas líneas espectrales, fue tomado por Slipher(1912) quien derivó unavelocidad de aproximación de -300 km s-1. Posteriormente fueron observadastambién galaxias con velocidades radiales positivas, encontrándose valoresdel orden de 1100 km s-1. Estos resultados sirvieron de base para establecerque si una nebulosa es un sistema estelar, las grandes velocidadesobservadas implican distancias del orden de un millón de años luz.

Sin embargo en 1917 todavía era cuestionada la naturaleza extragaláctica delas nebulosas espirales, hasta el punto de que la National Academy deWashigton, consideró necesario organizar un debate acerca de la naturalezade estos objetos: ¿Eran universos islas parecidos a nuestra Galaxia, u objetospeculiares localizados en nuestra propia Galaxia?.

Las primeras aportaciones destacadas de Hubble se produjeron en 1923-1924,al demostrar que las curvas características de las cefeidas descubiertas enobjetos extragalácticos, obedecían a la relación periodo-luminosidadencontrada por Leavitt en 1912, para las Nubes de Magallanes. Uno de losresultados más destacables fue la determinación de la distancia a la PequeñaNube de Magallanes, para la que encontró un valor de 930.00 años luz, que lasituaba netamente fuera de la Vía Láctea. Los trabajos de Baade y otros,probaron luego que esta distancia era en realidad un poco mayor. No obstantepermanecía inalterada la principal conclusión de Hubble: las nebulosasespirales están fuera de la Galaxia y cuando su distancia es suficientementegrande todas parecen alejarse de nosotros a una velocidad es proporcional asu distancia.

Posteriormente Humanson, en 1935, incrementó hasta 200 el número degalaxias con velocidades radiales conocidas, ampliando el universoobservable a distancias correspondientes a velocidades de 42000 km s-1.

Desde finales del siglo XIX y principios del XX la Física pasa a desempeñar unpapel decisivo en la interpretación de los fenómenos astronómicos. LaAstrofísica adquiere una progresiva importancia sobre la astronomía clásica.Actualmente los términos Astronomía y Astrofísica son en general,sinónimos, y así serán considerados en lo que sigue, si bien en algunos casosel primero queda reservado a la observación y estudio de cuestiones deAstrometría y Mecánica Celeste, concernidas con la determinación y análisis



de la posición y movimiento de los astros.



El cielo a simple vista

El cielo es en cierto sentido un laboratorio al que todos tenemos acceso. Parainiciarse en su estudio no es preciso más que una simple carta del cielo. Laprimera tarea es identificar las constelaciones estelares. En el Almagesto,Ptolomeo listó 48 constelaciones, que eran visibles en las riberas delMediterráneo y que tenían los nombres dados a las formas aparentes, en laantigüedad, de algunos grupos de estrellas proyectadas sobre el cielo:Cangrejo (en latín Cáncer), Cisne (Cygnus), Toro (Tauro), Lira (Lyra), Boyero(Bootes), Cochero (Auriga), etc. En el año 1930, la Unión AstronómicaInternacional dividió la esfera celeste en 88 zonas, fijando los Iímites de lasmismas. Las constelaciones carecen de interés en sí mismas, no hay ningúntipo de relación física entre las estrellas que las forman, pero son unareferencia útil para facilitar la observación del cielo. Es una antigua normadesignar las estrellas con una letra griega seguida de una abreviatura, quecomprende las tres primeras letras del nombre latino de la constelación. Sinembargo, las muy brillantes poseen además nombre propio y las débiles sonconocidas únicamente por el número de un catálogo.

La Tierra, en el curso de su viaje anual alrededor del Sol, atraviesa en sucamino regiones ricas en objetos rocosos de diferente tamaño, y restos oincluso la cola misma de los cometas. Una de las consecuencias de estosencuentros es la aparición en nuestra atmósfera de unas trazasincandescentes denominadas estrellas fugaces. Muy numerosas endeterminadas épocas del año, son estudiadas entonces con interés por losaficionados a este tipo de fenómenos, que determinan, en ocasiones a simplevista, sus trayectorias y fluctuaciones de brillo.

La observación a simple vista de los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpitery Saturno no presenta en general grandes dificultades. Mercurio, de color algorosado, es el más difícil de identificar ya que aparece cerca del Sol. Cuandoestá favorablemente situado puede identificarse poco antes de la salida delSol o inmediatamente después del ocaso. Venus, brillante y blanquecino, esde mayor tamaño que el anterior y está más cerca de nosotros, observándoseen el Oeste, después del crepúsculo, y en el Este, antes de la aurora. Sinembargo, la época más favorable para su estudio es a mediados de marzo,que es cuando alcanza una gran altitud sobre el horizonte. Marte, muyllamativo a causa de su intenso color rojo, se identifica fácilmente cuando seencuentra en el lado opuesto al Sol en el cielo, esto es, en oposición. Júpiter,a causa de su gran tamaño y brillo, difícilmente puede confundirse con ningúnotro objeto, excepto quizás Venus. Es de color blanco cremoso. Saturno,amarillento, es más difícil de reconocer y se identifica a menudo,erróneamente, como una estrella. Los más lejanos, Urano, Neptuno y Plutón,no pueden observarse sin instrumentos. Los colores de los planetasproporcionan también información sobre las propiedades de sus superficies.



Los cometas, caracterizados por una apariencia y movimientos llamativos,han sido objeto de atención desde la antigüedad. Vienen desde los confinesde nuestro sistema solar y contienen claves sobre su origen. Son además lasede de importantes y curiosos fenómenos físicoquimicos.

El Sol es la estrella más próxima y por ello podemos distinguir, incluso asimple vista, fenómenos y estructuras detalladas irreconocibles en otrasestrellas más lejanas. Proyectando su imagen con ayuda de un pequeñoinstrumento es posible identificar, en épocas adecuadas, las manchassolares. Durante un eclipse pueden contemplarse además, adoptando laprecaución de utilizar un cristal ahumado, la cromosfera y la corona, que sonlas regiones más externas, y en circunstancias favorables, las fulguraciones.

Las estrellas tienen colores que pueden distinguirse a simple vista y queestán relacionados con sus temperaturas y composiciones químicas. Las hayazules como Vega (α Lyrae o α Lyr), observable en verano en la constelaciónde Lira, son las más calientes; amarillas como el Sol; y rojas, las más frías,como Arturo (α Boot), en Boyero, observable desde la primavera hasta elotoño, y Pollux (β Gem) que se ve en invierno en los Gemelos.

Hay estrellas que tienen compañeras con las que están Iigadas fisicamente yque son visibles como ε Lyrae. Durante el verano pueden identificarse las doscomponentes del sistema. Pero esto no es siempre posible. Sin embargo, supresencia puede establecerse a través de las perturbaciones que produce enel brillo de la estrella más luminosa. Así ocurre con β Persei, espléndidoobjeto azul visible en el otoño e invierno en Perseo. Su brillo permaneceinvariable durante 20 minutos, tiempo que dura el eclipse y, concluido éste,aumenta a lo largo de cinco horas.

En ciertos casos, las variaciones del brillo están relacionadas conmodificaciones de su estructura que las convierten en objetos pulsantes. Aesta clase pertenece h Aquilae amarillenta, cuyo periodo de siete días facilitael seguimiento a simple vista de sus fluctuaciones de brillo. También MiraCeti, roja, que durante el periodo de variación de luminosidad, de 332 días,pasa de ser observable a simple vista a desaparecer prácticamente en el cielo,cuando su brillo es mínimo.

Además de los sistemas binarios, existen agrupaciones gravitacionales máscomplejas, cuyos miembros estelares tienen un origen común y propiedadesmuy similares. Son los cúmulos, entre los que destacan las Pléyadas oPléyades, observables en la constelación de Toro durante el otoño e invierno,y de las que se distinguen a simple vista seis o siete estrellas. A la mismaclase pertenecen η y χ Persei, observables al final del verano. Contienenestrellas jóvenes, a diferencia de M 13 que comprende un gran número deestrellas muy viejas. Su masa es 300 000 veces mayor que la del Sol Puedecontemplarse sin la ayuda de instrumentos al final de la primavera y duranteel verano, en la constelación de Hércules.

El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío. Contiene una mezclade partículas de composición diversa y gas. Este material interestelar, cuyadensidad es muy baja, aparece en ocasiones muy concentrado en unosobjetos denominados nebulosas, que son la sede de interesantes fenómenos.En algunas de éstas, como Orión, está ocurriendo la formación de nuevasestrellas. Es visible con un pequeño telescopio durante el invierno, en laconstelación de su mismo nombre.



Todos los objetos mencionados anteriormente forman parte de nuestraGalaxia, un sistema autogravitante que comprende también la Vía Láctea. Estabanda luminosa, fácilmente reconocible en invierno, se extiende desde laconstelación del Cisne hasta el horizonte, en el Sur, pasando por Casiopea yel Cochero.

El Universo está poblado por objetos similares a la Galaxia, pero sus enormesdistancias los hacen difícilmente accesibles a la observación directa. Sinembargo, en las noches de otoño sin Luna, puede identificarse Andrómeda,prototipo de las galaxias espirales y considerada gemela de la nuestra. Tieneuna masa un billón de veces mayor que la del Sol y dista más de 1019 km.



La observación astronomica y sus limitaciones

F 0-0-4: La ventana óptica



El ojo humano, capaz de mostrarnos la riqueza y diversidad del cielo, nopuede percibir la totalidad de la luz emitida por un astro, ya que susensibilidad está reducida a una pequeña banda de unos 2000 Å (1 Å = 10-8cm), centrada en la región amarilla del espectro electromagnético,denominada luz visible. Tampoco puede el ojo acumular la luz emitida por unafuente y de esta forma incrementar su brillo. Por consiguiente, en lasobservaciones a simple vista no son perceptibles los objetos más distantes ymenos luminosos. A estas limitaciones del ojo como detector hay que añadirotras impuestas por la atmósfera terrestre.

En efecto, nuestra atmósfera sólo permite el paso de la radiaciónelectromagnética proveniente del espacio a través de ciertas ventanas, cuyalocalización esta esquematizada en la figura 0-0-4. Las moléculas de oxígeno ynitrógeno, y en particular el ozono, son principales responsables de laabsorción de las radiaciones γ , X y ultravioleta. Afortunadamente, porque sonperniciosas para el desarrollo y mantenimiento de la vida en la Tierra. Paradetectarlas y obtener una información sustancial sobre importantesfenómenos que ocurren en muchos objetos celestes, es necesario realizar lasobservaciones por encima de los 100 km. A los 3000 Å comienza la ventanaóptica que no es completamente transparente, ya que en el rojo aparecenabsorciones debidas al vapor de agua. Esta molécula, junto con las de dióxidode carbono son además causantes de la opacidad parcial, en los dominiosinfrarrojo y radio.

La atmósfera terrestre produce también otros efectos perturbadores. Losátomos, moléculas y partículas de polvo del aire causan producen unadifusión de la luz de los astros, que es tanto mayor cuando más pequeña seala longitud de onda. Así, la absorción atmosférica es unas trescientas vecesmás grande en el azul que en el rojo, dando lugar a que los astros aparezcanIigeramente enrojecidos. Este efecto es más importante cuando los objetosobservados están próximos al horizonte, ya que entonces es mayor el caminorecorrido por la luz en la atmósfera.

Estas restricciones han configurado un universo observable que hanpermanecido sin grandes variaciones a lo largo de la historia de lahumanidad. Sólo en épocas relativamente recientes, que han coincidido con eldesarrollo teórico y experimental de la Física y la Química, han ocurridomodificaciones sustanciales que son, además, reveladoras de la interacciónentre el progreso en el conocimiento del Universo y el desarrollo tecnológico

Los intentos por superar las limitaciones del ojo para la observaciónastronómica, recibieron un impulso importante, primero con la introduccióndel telescopio y más tarde con la aplicación de fotografía. Al tener ésta mayorcapacidad de integración que el ojo, facilitó la detección de objetos másdébiles y distantes, la percepción de radiación emitida por los astros que erainaccesible a la observación directa y el registro permanente de las imágenesobservadas. Estas ventajas han sido posteriormente incrementadas yampliadas con la introducción de los fotomultiplicadores y los detectores deestado sólido tipo CCD los cuales, además de tener mayor eficacia que laplaca fotográfica, suministran una respuesta a la señal luminosa enviada porlos astros, que puede tratarse directamente con ordenador, mejorando conello la rapidez y precisión de los análisis.



Astronomía desde el espacio

F-0-0-5: Despliegue del Telescopio Espacial Hubble



La aplicación a la observación astronómica, en 1930, de detectores sensiblesa la radiación infrarroja, y sobre todo el descubrimiento el año siguiente deseñales de radio procedentes de la Vía Láctea, amplió el rango espectralaccesible desde tierra e introdujo una nueva metodología en la observaciónastronómica, produciendo importantes progresos y el descubrimiento defenómenos físicos de gran interés.

Cuando comienza la era espacial, aparece la observación astronómica comouno de sus primeros objetivos científicos. Los instrumentos embarcados,primero en cohetes y más tarde en satélites artificiales, han conseguidosuperar la barrera impuesta por la atmósfera terrestre. Con instrumentaciónadecuada, prácticamente puede recibirse la radiación electromagnéticaemitida por los astros en cualquier rango espectral, si es suficientementeintensa. Las primeras experiencias espaciales tenían limitaciones importantesde peso y volumen que condicionaban el alcance de los objetivos científicos.Por ello el Telescopio Espacial Hubble, de 2.40 m de diámetro, ha producidouna verdadera revolución, aportando información que ha mejorado nuestroconocimiento del universo.



F 0-0-6: Satélite de observación solar Soho Uno de los resultados más populares de la investigación espacial ha sido el

estudio directo de satélites y planetas de nuestro sistema solar con la ayudade sondas y otras experiencias espaciales; mediante ellas, es posible recogermuestras y realizar análisis directos. Los métodos utilizados y la abundanteinformación obtenida, han configurado los estudios planetarios como unadisciplina que las corrientes investigadoras actuales sitúan en el marco de laGeofísica y la Aeronomía.



Objetivos generales

En los últimos años la astrofísica ha conocido un auge notable. Ha aumentadoel número de telescopios ópticos de gran abertura y mejorado sensiblementela calidad y precisión de los equipos auxiliares acoplados a los mismos. Laextensiva utilización de los detectores de estado sólido y la subsiguienteinformatización de los procesos de reducción han facilitado la rápida difusiónde excelentes datos observacionales y resultados elaborados, a los que hayque agregar los obtenidos en otros dominios espectrales, como lasradiofrecuencias, infrarrojo lejano ultravioleta y altas energías, con ayuda deexperiencias espaciales cada vez más sofisticadas. Simultáneamente surgennuevas ideas acerca de la formación y evolución estelar, la materiainterestelar etc. y una verdadera revolución en la astrofísica extragaláctica yen nuestro conocimiento del universo a gran escala, donde la interacción conla cosmología es cada vez más intensa y mejor fundada.

En los temas que desarrollamos a continuación, incluimos descripciones yresultados actuales e interpretaciones bien establecidas. Sin embargo existenalgunos aspectos que son todavía muy controvertidos y que han sidoincorporados a causa de us gran interés. En estos casos hemos señaladosiempre esta circunstancia. A partir de conceptos básicos pretendemosilustrar como pueden ser obtenidos parámetros y propiedades de interés sinnecesidad de recurrir a métodos analíticos más complejos y elaborados.Nuestra descripción del universo concluye con unos apéndices conteniendouna tabla con las unidades y constantes usuales en Astrofísica y otras deinterés, un glosario con definiciones breves de los objetos y fenómenosestudiados, así como un índice analítico.


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Cuestiones para autoevaluación

1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas extensas. 2. Por qué la luz es tan importante en Astronomía. 3. Por qué los trabajos de Copernico transcienden el ámbito puramente

astronómico.

4. Cuáles fueron las principales repercusiones de los trabajos de Tycho Brahe 5. Principal diferencia metodológica entre la Astrología y la Astronomía 6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el

nacimiento de la Astrofísica.

7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfera terrestre en la

observación de los astros.

8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible

observatorio situado en la cumbre del Himalaya?

9. Por qué el cielo debe tener aspectos diferentes en el infrarrojo y en el

visible.

10. Analizar las creencias astrológicas de los alumnos de su clase. ¿Influyen

de algún modo su comportamiento ?

ANTARES - Módulo 0 - Unidad 0-08- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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Proyectos o actividades de observación

1. Identificación de estrellas brillantes y constelaciones en diferentes épocasdel año con ayuda del Observatorio Astronómico Virtual. En el apéndice selistan las constelaciones que se observan en cada época del año y lasestrellas más brillantes. Con el telescopio adecuado, observarlas en elObservatorio Astronómico. A continuación, tratar de identificar lasconstelaciones a simple vista, o con unos prismáticos, dibujando un esquemade la misma en el que se señalarán las estrellas detectadas. Comparar elresultado con los campos obtenidos en el Observatorio. Por favor, antes deacceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones.


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absorción. Disminución de la intensidad de la radiación emitida por un objeto a causade la materia situada entre éste y el observador.

abundancia. Cantidad relativa en la que un elemento químico determinado entra en lacomposición de un cuerpo celeste.

actividad solar. Fenómeno caracterizado por la presencia de manchas, protuberancias,fulguraciones y emisiones importantes en radiofrecuencias y rayos X.

afelio. Punto de la órbita de un objeto del Sistema Solar más alejada del Sol.

agujero coronal. Región de la corona solar caracterizada por su baja densidad,temperatura e intensidad de la emisión en rayos X.

agujero negro. Estado final de la evolución de una estrella masiva que, tras laexplosión supernova, retiene una masa mayor que una estrella de neutrones. De unospocos kilómetros de diámetro, no emite luz y la materia no puede escapar de él.

airglow. Luz emitida durante la noche por la atmósfera terrestre a causa de lainteracción de sus átomos y moléculas constituyentes, con partículas muy energéticasde origen solar.

albedo. Relación entre la luz reflejada por una superficie en todas las direcciones y laluz incidente. Un albedo igual a la unidad correspondiente a una superficieperfectamente reflectora.

antena. Instrumento utilizado para la recepción o emisión de radioondas.

apastro. Punto de la órbita elíptica de un astro más alejada del foco.

asociación estelar. Grupo poco numeroso de estrellas muy jóvenes, dispersas en elespacio y con un origen común.

asteroide. Cuerpo de pequeño tamaño del sistema solar de naturaleza rocosa. La masatotal de asteroides es inferior al 3% de la correspondiente a la Luna. En su mayor partese encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, y reciben también el nombre depequeños planetas.

ANTARES - Glosario - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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Astrofísica. Ciencia que estudia la formación, estructura y evolución de los objetoscelestes con ayuda de la Física y la Química. La cosmología observacional,radioastronomía, astronomía de altas energías, astronomía del infrarrojo, son ramas dela misma. Los términos Astrofísica y Astronomía son, en la actualidad, sinónimos.

astrógrafo. Telescopio refractor utilizado ordinariamente en observaciones, de tipoastrométrico.

Astrología. Predicción, carente de base científica, de la personalidad y el futuro de losindividuos y sucesos, basada en las posiciones aparentes del Sol, la Luna y losplanetas. Estuvo unida a la Astronomía hasta el Renacimiento.

Astrometría. Parte de la Astronomía que estudia los movimientos de los astros. Recibetambién los nombres de Astronomía Esférica y Astronomía de Posición.

Astronomía. Ciencia que estudia los cuerpos celestes desde el punto de vista teórico yobservacional. Ver Astrofísica.

atmósfera. Capas gaseosas más externas de los planetas y estrellas.

Big-Bang (explosión primordial). Teoría según la cual la radiación y materia delUniverso se originó, hace un tiempo finito, a partir de una explosión.

binarias. Asociación de dos estrellas ligadas gravitacionalmente formando un sistemadinámicamente estable. También se llaman estrellas dobles.

brillo. Ver irradiancia.



canibalismo galáctico. Captura de una galaxia por otra más masiva la cual acrecientasu luminosidad y masa a expensas de aquélla.

campo. Dícese que una estrella o galaxia son del campo estelar o galáctico, cuando nopertenecen a ninguna asociación o cúmulo.

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

cefeidas. Estrellas muy luminosas, supergigantes amarillas o rojas, cuya magnitudvaría en periodos cortos de tiempo. Son utilizadas como indicadores de distancia. ciclosolar. Intervalo de tiempo entre dos mínimos o máximos de la actividad del Sol, cuyovalor es de once años aproximadamente.

clases de luminosidad. Clasificación de las estrellas de un tipo espectral dado enfunción de su luminosidad. Están relacionadas también con el tamaño del radio.

cometa. Astro del Sistema Solar constituido por gas y partículas sólidas, cuyas órbitasson elipses muy excéntricas o parábolas. Vienen desde los confines del Sistema Solary modifican su apariencia al acercarse al Sol.

constante de Hubble. Factor de proporcionalidad entre la velocidad radial dealejamiento de las galaxias y su distancia a nosotros. Se simboliza por H.

constante solar. Energía del Sol recibida en un minuto por una superficie de 1 cm2,perpendicular a los rayos solares y situada a la distancia media Sol-Tierra fuera de laatmósfera terrestre.

constelación. Antiguamente recibían este nombre las formas aparentes adoptadas porun grupo de estrellas que no guardan relación física entre ellas. Actualmente es una delas 88 divisiones de la esfera celeste, cuyos límites fueron fijados por normas de laUnión Astronómica Internacional en el año 1930.

continuo. Ver espectro continuo.

corona solar. Región más externa de la atmósfera solar.

coronógrafo. Instrumento óptico que produce un eclipse artificial Sol, ocultando conun disco oscuro la imagen central brillante formada en el plano local del telescopio.

Cosmología. Ciencia que reúne y ordena los fenómenos naturales o físicos, en unatotalidad.

cromosfera. Región de la atmósfera de una estrella, situada inmediatamente porencima de la fotosfera.

cuasares. Galaxias activas de apariencia estelar extremadamente luminosas.



cuerpo negro. Un objeto ideal que absorbe la radiación incidente de todas laslongitudes de onda. Es el absorbente y emisor perfecto. cúmulo. Sistema constitutivopor un número suficientemente alto de estrellas (cúmulos galáctico y globular) ygalaxias (cúmulo de galaxias) ligadas gravitacionalmente.

desplazamiento al rojo. Separación de las líneas espectrales, emitidas por un objetoceleste que se aleja del observador, respecto a la posición en que aparecerían siestuviera en reposo.

diagrama de Hertzsprung-Russell. Representación de las estrellas de acuerdo con sutipo espectral o temperatura y magnitud absoluta o luminosidad.

disco galáctico. Estructura de nuestra Galaxia que contiene el plano ecuatorial.

distancia aparente. Medida del ángulo de separación de las imágenes de dos objetos.Recibe también el nombre de distancia angular.



efecto Zeeman. Desdoblamiento en dos o tres componentes de ciertas líneasespectrales por acción de un campo magnético. La separación de las componentes esproporcional al campo magnético, lo que facilita su medida.

enana blanca. Estrella de tamaño planetario con una temperatura superficial alta, bajaluminosidad y masa del orden de la solar, que se encuentra en la fase final de suevolución. espectro. Distribución de la energía de radiación electromagnética enfunción de la longitud de onda o de la frecuencia.

espectro continuo. Espectro que en razón de su modo de formación carece de líneas.

espectro de absorción. Está caracterizado por la presencia de líneas oscurassuperpuestas a un continuo. Se produce cuando la radiación continua emitida por unafuente atraviesa un gas que se encuentra a menor temperatura.

espectro de emisión. Está constituido por líneas brillantes superpuestas o no a uncontinuo.

espectrógrafo. Instrumento óptico utilizado para producir y facilitar el registro de losespectros.

espectroscopía. Rama de la Física y Química que estudia la producción y análisis delos espectros.

espículas. Chorros de gas de la cromosfera solar que ascienden miles de kilómetrospor encima del limbo, para caer después de un intervalo corto de tiempo.

estrella fugaz. Traza luminosa que se observa en el cielo producida por el tránsito deun aerolito por la atmósfera terrestre.

estrella peculiar. Estrella cuyo espectro observado presenta alguna característica queno corresponde a las establecidas en el sistema de clasificación espectral. Se designancon el tipo espectral acompañado de la letra p. Por ejemplo, Ap.

estrella de neutrones. Es la fase final de una estrella que, tras sufrir una explosiónsupernova, deja como residuo un núcleo de 2 a 3 masas solares. Tiene algunasdecenas de kilómetros de radio, una elevada densidad y está constituidaprincipalmente por neutrones.

estrella variable. Estrella cuya luminosidad varía a causa de modificaciones físicasintrínsecas.

exceso de color. Diferencia entre el índice de color afectado por extinción y el índice decolor intrínseco.

extinción. Disminución de la intensidad de la luz causada por la absorción y difusióndel polvo interestelar.



extragaláctico. Fuera de nuestra Galaxia.

fáculas. Regiones brillantes de la fotosfera cuyas temperaturas son más altas que lasdel medio circundante. Están asociadas a las manchas solares.

filamentos. Protuberancia proyectada sobre la superficie del disco solar que tiene elaspecto de una estructura oscura y alargada.

flujo. Energía que incide en una superficie de área unidad, normal a la dirección de lafuente emisora, y por segundo.

fotometría. Estudio de los procesos de medida, reducción y análisis de la intensidad dela luz.

fotómetro. Instrumento utilizado para la medida de la intensidad de la luz.

fotosfera. Región de la atmósfera de una estrella donde se origina la luz observada.

fulguración. Incremento de brillo de corta duración en una región activa de lacromosfera. Está causado por la liberación explosiva de una gran cantidad de energíaen forma de radiación y partículas.



Galaxia. Nombre reservado a la galaxia cuya traza sobre el cielo es la Vía Láctea, cuyonombre recibe también, y que contiene el Sol.

galaxia. Agrupación de un gran número de estrellas y materia interestelar, cuyaorganización y mantenimiento como un todo tienen por causa las interaccionesgravitacionales entre sus componentes.

galaxia activa. Galaxia que emite grandes cantidades de energía, primordialmente denaturaleza no térmica, desde una o varias regiones de dimensiones relativamentepequeñas, llamadas núcleos.

granulación fotosférica. Aspecto granular de la fotosfera solar causado pormovimientos convectivos del gas, que transportan la energía desde el interior (zonaconvectiva). Ver gránulo.

gránulo fotosférico. Célula convectiva de unos 1000 km de tamaño que deposita suenergía, transportada por corrientes convectivas, en la fotosfera. Su temperaturasupera en unos 300 K la del medio circundante y tiene una vida media de unos diezminutos.

halo. Envoltura de una galaxia espiral que contiene materia interestelar de bajadensidad y los cúmulos globulares.

hipercúmulo. Ver supercúmulo.



imagen en falso color. Imagen de un objeto en colores artificiales que están destinadosa facilitar el análisis de determinadas propiedades. Es un recurso empleadousualmente en el procesado de imágenes astronómicas con ordenador.

índice de color. Diferencia entre dos magnitudes de una estrella, medidas a longitudesde onda diferentes.

índice de color intrínseco. Indice de color corregido de extinción interestelar.

ion negativo de hidrógeno. Átomo de hidrógeno con dos electrones. Es una fuente deopacidad importante en las estrellas de tipo solar.

ionización. Proceso mediante el cual un átomo o un ion pierden un electrón. La energíamínima requerida recibe el nombre de potencial de ionización.

irradiancia. Intensidad de la luz emitida por un objeto celeste por segundo y centímetrocuadrado, medida en tierra.

línea de absorción. Ver espectro de absorción.

línea de emisión. Ver espectro de emisión.

líneas de Fraunhofer. Líneas espectrales de absorción correspondientes al espectro dela fotosfera solar.

línea prohibida. Línea espectral cuya probabilidad de acaecimiento es muy baja y querequiere para su formación condiciones físico-químicas que son inusuales y enalgunos casos, imposibles de conseguir, en los laboratorios terrestres.

lóbulo de Roche. Volumen encerrado por una superficie equipotencial, correspondientea dos estrellas que describen órbitas circulares alrededor del centro de masas, quecontiene separadamente cada objeto, pero con un punto de contacto. Tiene forma deocho.

luminosidad. Potencia total radiada por una estrella. Está relacionada con el área de lasuperficie emisora y la temperatura efectiva.



luz de cielo nocturno. Luz difusa del cielo durante la noche, debida principalmente alairglow, luz estelar difusa, luz zodiacal y la luz de estas fuentes difundida por las capasaltas de la atmósfera terrestre.

luz zodiacal. Luz del Sol difundida por las partículas del polvo interplanetario.

magnitud absoluta. Magnitud aparente que tendría una estrella situada a una distanciade 10 pc. Es una medida de la luminosidad.

magnitud aparente. Medida de la irradiancia en una escala logarítmica en la que unadiferencia de cinco magnitudes equivale a un factor cien en las irradiancias. Cuantomás luminosa es la estrella menor es su magnitud aparente.

manchas solares. Zonas oscuras de la fotosfera solar, más frías que el mediocircundante, que están asociadas a campos magnéticos muy intensos. Cambian deforma y tamaño al desplazarse sobre el disco, debido a la rotación del Sol. Suelenaparecer en, grupos.

materia obscura. Materia inobservada, cuya posible existencia es conocida por susefectos dinámicos en las galaxias y cúmulos de galaxias.

medio interestelar. Espacio comprendido entre las estrellas. Contiene gas y partículassólidas de tamaño microscópico denominado polvo. Recibe también el nombre demateria interestelar.

medio interplanetario. Espacio comprendido entre los objetos del sistema solar quecontiene gas y partículas de polvo de tamaño microscópico, También recibe el nombrede materia interplanetaria.

medio intergaláctico. Espacio comprendido entre las galaxias. Contiene materia cuyacomposición no es bien conocida pero que tiene una densidad muy inferior al mediointerestelar. En el medio intergaláctico de ciertos cúmulos de galaxias se ha observadola presencia de nubes de gas muy calientes emisores de rayos X. También es conocidobajo la denominación de materia intergaláctica.

montaje. Disposición de los elementos ópticos de un telescopio. Los más usuales sonlos montajes Newton, Cassegrain y Coudé.



montura. Estructura mecánica que soporta un telescopio. La más utilizada en laobservación astrofísica es la montura ecuatorial que tiene diversas variantes: horquilla,inglesa, etc.

nebulosa. Grandes concentraciones de gas y polvo cuya densidad es superior al mediointerestelar que las rodea y que pueden alcanzar los 200 pc. En ciertos casos(nebulosas de emisión), están asociadas con estrellas muy jóvenes.

NGC. Abreviatura de New General Catalogue, catálogo de nebulosas, cúmulosestelares y galaxias. Nube de gas en expansión desprendida de una estrella queevoluciona hacia enana blanca.

nebulosa planetaria. Nube de gas en expansión desprendida de una estrella queevoluciona hacia enana blanca.

nova. Estrella que experimenta un brusco aumento de luminosidad, que puede alcanzaronce magnitudes, como resultado de las reacciones nucleares explosivas que tienenlugar en su superficie. Todas las novas forman parte de un sistema binario constituidopor una gigante roja que transfiere materia a la otra componente, una enana blanca,que es la sede del fenómeno nova.

nova recurrente. Estrella en la que se ha observado más de una vez su transformaciónen nova.

nube de Oort. Región hipotética de los confines del sistema solar donde se encuentranlos cometas describiendo órbitas aproximadamente circulares al Sol. Estas pueden serperturbadas, obligando a un cometa a dejar la nube e iniciar una trayectoria que, alacercarlo al Sol, le hace visible.

nube protosolar. Nebulosa gaseosa que dió origen al sistema solar.

núcleos con brotes de formación estelar. Regiones de las galaxias con líneas deemisión donde se están produciendo de manera súbita y durante periodos de tiemporelativamente cortos, nuevas estrellas.

nucleosíntesis. Creación de elementos químicos mediante reacciones nucleares.



número de Wolf. Indice que mide el nivel de la actividad solar en un instantedeterminado, a partir del número de manchas presentes.

opacidad. Medida de la permeabilidad de un cuerpo al paso de la radiación.

oscilaciones solares. Movimientos periódicos de contracción y expansión del Sol queproducen una variación temporal de radio. Es muy conocida la de 5 minutos deperiodo.

oscurecimiento del limbo. Disminución, desde el centro del disco al borde, de la luzemitida por el Sol u otra estrella.

paralaje. Ángulo subtendido por la distancia media Tierra-Sol. Se mide en segundos dearco.

parsec. Es la unidad de distancia en Astrofísica que se define como la distancia a lacual la paralaje vale 1 segundo de arco.

perihelio. Punto de la órbita de un planeta más cercano al Sol.

periastro. Punto de la órbita elíptica de un astro más próximo al foco.

planeta. Cuerpo celeste que órbita alrededor del Sol o de cualquier otra estrella que



emite luz como consecuencia, primordialmente, de un proceso de reflexión.

planetario. Instrumento óptico con el cual se proyectan sobre el interior de una cúpulaimágenes de los astros y se muestran sus movimientos reales y aparentes.

población estelar. Conjunto de estrellas con similares características cinemáticas,edades y composiciones químicas. La población I incluye las estrellas jóvenes y ricasen elementos pesados, mientras que la población II está constituida por estrellas viejasy deficientes en metales.

polvo interestelar. Granos microscópicos de materia presentes en el medio interestelar.

principio copernicano. la Tierra no ocupa una posición privilegiada en el Universo.También, sistema copernicano.

protoestrella. Fase de formación de una estreIla, posterior a la fragmentación de lanube protoestelar y anterior al indicio de las reacciones nucleares en su interior.

protuberancias. Estructuras gaseosas muy densas y frías, originadas en la cromosferasolar que se elevan hasta la corona. Cuando pasan por el limbo aparecen comollamaradas brillantes. Proyectadas sobre el disco se denominan filamentos.

pulsar. Objeto que emite regularmente señales de radio durante intervalos de tiempomuy corto. Es la manifestación en radiofrecuencias de una estrella de neutrones.

radiación no térmica. Radiación electromagnética emitida por partículas energéticas opor colisión con ellas, cuya intensidad no depende de la temperatura del medio.

radiación térmica. Radiación electromagnética producida por especies atómicas ymoleculares, cuya intensidad depende de la temperatura del medio.

radiogalaxia. Galaxia que emite una fracción substancial de su luminosidad en eldominio de las radiofrecuencias.

radiotelescopio. Instrumento destinado a la detección de las ondas de radio emitidaspor los objetos celestes.

rayos cósmicos. Partículas y núcleos atómicos pesados que se desplazan avelocidades relativistas en el medio interestelar y alcanzan la Tierra.



región HI. Zona del medio interestelar de cualquier galaxia, conteniendo hidrógenoneutro con una densidad y temperaturas muy bajas y que emite en el dominio de lasradiofrecuencias.

región HII. Zona del medio interestelar de cualquier galaxia, donde el hidrógeno estáionizado a causa de la presencia en sus proximidades de una fuente de radiaciónintensa.

restos de supernova. Nube de gas en expansión eyectada en una explosión desupernova. Son emisores intensos en radio ondas y rayos X.

supercúmulo de galaxias. Agrupación de cúmulos de galaxias ligadasgravitacionalmente. Alcanzan tamaños del orden de los 100 Mpc.

supernovas. Estrella que sufre un brusco aumento de luminosidad que puede llegarhasta 19 magnitudes. Se conocen dos tipos, el 1 corresponde a la explosión de' unaenana blanca, componente de un sistema binario, que incrementa su masa a partir dela materia de su compañera, hasta superar el límite de 1.4 masas solares. El tipo II estáasociado a la fase final de la vida de las estrellas muy masivas, en las que ladesintegración del núcleo de hierro produce la ruptura del equilibrio y la consiguienteexplosión.



telescopio. Instrumento óptico utilizado para recolectar luz y posibilitar la observaciónde los astros débiles y distantes. También aumenta la imagen de los objetos extensos(no estelares), evidenciando detalles de su estructura. Con este nombre se designa elconjunto constituido por el dispositivo óptico y la montura.

telescopio reflector. Telescopio cuyo objetivo o primario es un espejo

telescopio refractor. Telescopio cuyo colector objetivo o primario es una lente.

tipo espectral. Parámetro de clasificación de las estrellas de acuerdo con la aparienciade su espectro.

traza evolutiva. Trayectoria que describe el punto que representa a una estrella en eldiagrama H-R, cuando se consideran las diferentes etapas de su vida.

Unión Astronómica Internacional (IAU). Asociación Internacional de Investigadores delas diferentes ramas de la Astrofísica y astronomía de posición, que se fundó enBruselas el año 1919. Está dividida en comisiones y se reúne en una asamblea generalcada tres años.



velocidad radial. Proyección de la velocidad de un objeto sobre la dirección deobservación.

velocidad relativista. Cuando la velocidad es próxima a la velocidad de la luz.

Vía Láctea. Banda luminosa que se extiende a lo largo del cielo y que comprende ungran número de es estrellas y nubes de polvo y gas. Está situada en las proximidadesdel plano galáctico y muestra un corte parcial del disco. También recibe este nombrenuestra Galaxia.

viento estelar. Flujo estacionario de materia eyectada por muchos tipos de estrellas. Esconsiderable en las gigantes rojas y en las estrellas muy calientes y luminosas.

viento solar. Flujo de partículas energéticas, principalmente protones y electrones, queescapan de la corona solar hacia el medio interplanetario.

Zodíaco. Banda de la esfera celeste que se extiende 8.5', a uno y otro lado de laeclíptica y que está dividida actualmente en trece partes caracterizadas por los signosdel zodíaco.



Otros canales de información astronómica

Se ha intentado también extraer información sobre el universo observable

utilizando canales distintos de la radiación electromagnética, como laradiación cósmica, los neutrinos y la radiación gravitacional.

La radiación cósmica está constituida por un 90% de protones, 9% departículas α (núcleos de helio) y un 1% de núcleos más pesados, así comoelectrones, positrones, etc. El espectro de energía cubre desde 106 a 1020

electrón voltios ( 1 eV = 1.602 x 10-12 erg ) por partícula, con una energíamedia de mil millones de eV. Esta composición parece indicar que las fuentesson predominantemente estrellas muy evolucionadas en fase explosiva, comolas supernovas. En su viaje, los rayos cósmicos primarios colisionaninelasticamente con los componentes del medio interestelar, dando lugar anúcleos secundarios, los cuales, a su vez, interaccionan con los átomos de laatmósfera terrestre al penetrar en ella. Se produce así una lluvia de partículasque puede detectarse en tierra, o mejor aún, a grandes altitudes con la ayudade globos. Los rayos cósmicos proporcionan muy escasa información desdeel punto de vista astrofísico ya que es difícil, si no imposible, establecer conprecisión su composición original y también localizar la región deprocedencia. Sin embargo, la investigación en este campo permitió eldescubrimiento del positrón y otras partículas como el muón y el pión, yfacilita el análisis del comportamiento y propiedades de las partículaselementales en la naturaleza.

Los neutrinos son partículas sin carga eléctrica que durante mucho tiempo seha creído que carecían de masa, si bien experiencias recientes,controvertidas, parecen indicar lo contrario. Se originaron en los primerosinstantes de la formación del Universo y también en los fenómenos decarácter explosivo que tienen lugar en el curso de la evolución de las estrellasmuy masivas así como en las reacciones nucleares del interior de lasestrellas. Los neutrinos generados de esta última manera salen al exterior sinsufrir interacciones con la materia estelar. Por ello son los únicos que puedensuministrar información directa sobre los fenómenos que allí ocurren. Se handetectado en tierra neutrinos originados en el interior del Sol, pero su escasonúmero y la complejidad del detector han dado lugar a interpretacionesdiversas y en algunos casos contradictorias. Los avances en la astrofísica deneutrinos requieren un mejor conocimiento de la naturaleza de los mismos yel progreso en la investigación sobre los detectores, cuya eficacia yresolución han de ser mejorados.

La teoría de la gravitación de la relatividad general prevé la existencia deondas gravitacionales, que se propagan a la velocidad de la luz. Podríanoriginarse cuando se aceleran rápidamente grandes masas, por ejemplo



estrellas binarias de corto periodo, pulsares, y mediante fenómenosexplosivos localizados en los núcleos de las galaxias, cuasares, etc. Lacarencia de detectores sensibles y eficaces ha impedido su observacióndirecta, sin embargo el descubrimiento del púlsar binario PSR 1913+16, quefue el primero descubierto, ha confirmado su existencia y las prediccionesrealizadas por la relatividad general.



Soluciones

1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas extensas. El Sol, la Luna, nebulosas y galaxias 6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el

nacimiento de la Astrofísica.

El espectrógrafo 7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfera terrestre en la

observación de los astros.

La absorción y extinción de la luz 8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible

observatorio situado en la cumbre del Himalaya?

No tiene altura suficiente.


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despegue del transbordador espacial challengeratenea.pntic.mec.es/antares/pdfs/m0_u0.pdf ·...

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