Enciclopedia Astronomica

I N T R O D U C C I N

El Universo, una realidad en continua evolucin.

Nuestra visin del Universo ha cambiado de aspecto durante el ltimo cuarto de siglo. Hasta la dcada de los cincuenta, todolo que sabamos del espacio que nos rodea nos llegaba a travs de la informacin contenida en la luz de los astros y, por lo tanto,slo de las observaciones con telescopio. Asomndose a lo que los astrnomos llaman la ventana ptica de nuestra atmsfera, esecorredor a travs del cual pasan las radiaciones visibles del espectro electromagntico, ya era posible observar un panorama gran-dioso y desconcertante. Un inmenso vaco en el cual, como islas en un ocano sin lmites, flotaban miradas de galaxias contenien-do cada una miles de millones de estrellas. Nuestro Sol no es ms que una de las innumerables estrellas situadas en la periferia deuna de las muchas galaxias; y el cortejo de planetas que giran a su alrededor, granitos de polvo en el conjunto del Universo. Des-pus de la primera revolucin astronmica llevada a cabo por COPRNICO, KEPLER, GALILEO y NEWTON, surge lo que algunos cient-ficos sealan como la segunda revolucin astronmica, con una nueva serie de inventos y descubrimientos, y que an est en plenaevolucin. Con ella, el cuadro se ha modificado de manera profunda, definiendo contornos y detalles que pueden tildarse de apa-sionantes. Hoy parece haberse establecido el momento en que naci el Universo, una gigantesca explosin, pintorescamente deno-minada Big Bang, cuyo eco an vibra en los espacios bajo la forma de una radiacin fsil a 3 K. A partir de aqul lejano aconteci-miento, ocurrido por lo menos hace unos 15 mil millones de aos, el Universo se expande sin cesar en todas direcciones extendien-do sus tentculos, constituidos por masas de estrellas y gases. En esta burbuja de materia en expansin, el hombre ha podido de-terminar la presencia de extraos objetos. Galaxias que escapan rozando la velocidad-lmite de la luz; estrellas de neutrones muchoms pequeas que la Tierra y que laten con la regularidad de un radiofaro, dejndose oir de un extremo a otro del Universo; objetosque han sufrido un colapso y que son tan compactos como para atraer con su fuerza de gravedad materia y luz, hacindose invisi-bles y mereciendo la acertada denominacin de "Agujeros Negros". Una astronoma nueva para un Universo nuevo La "nuevaastronoma" ha hecho posible lograr un nuevo panorama del Universo, apenas esbozado en muchos aspectos, pero tan rico en fasci-nantes temas. Junto a la ventana ptica, los astrnomos han podido abrir otra serie de perspectivas de observacin que permitenrecoger informaciones invisibles al ojo humano, ya que se desplazan en longitudes de onda diferentes a las tpicas de la luz. Deeste modo naci la radioastronoma que se sirve de los radiotelescopios, enormes pabellones auriculares electrnicos en forma deparaboloide, cuya misin es detectar las emisiones de radio que emiten las estrellas. Ms all de la atmsfera terrestre, que consti-tuye una pantalla impenetrable para la mayor parte de las longitudes de onda fuera del espectro visible, los instrumentos colocadosen misiles, satlites y globos-sonda, captan las emisiones celestes en el dominio de los infrarrojos, los ultravioletas, los rayos X ylos rayos g. Procediendo de esta manera, no slo se ha podido estudiar cada objeto del cielo a travs de la luz que vemos, sinotambin en todas las otras longitudes de onda que emite. Algunos objetos, completamente desconocidos porque carecen de emisio-nes en el espectro visible, se han revelado por primera vez. En una escala de magnitudes mucho ms pequea, pero sumamentesignificativa para nosotros-como es la de nuestro sistema solar-, los cambios no han sido menos drsticos y perturbadores. En uncuarto de siglo el hombre ha salido del mbito terrestre y ha explorado la Luna, el cuerpo celeste ms prximo; despus se halanzado hacia los planetas interiores y finalmente ha puesto sus ojos en los grandes gigantes exteriores. Tambin en este caso lacantidad de nuevos descubrimientos ha sido tan grande como para impulsar a los estudiosos a redisear los mapas de los planetas.Hoy se habla de "nuevo sistema solar" para subrayar no slo las novedades inherentes a la cartografa, el aspecto fsico, la compo-sicin qumica de los planetas, satlites y cuerpos menores, sino incluso las nuevas ideas sobre la gnesis y la evolucin de estaparte del Universo en la cual nos encontramos. No es una empresa fcil hacer una sntesis de todos estos conocimientos que van delos extremos confines del Universo a los detalles de nuestro sistema solar, teniendo como punto de referencia las ideas, los hom-bres, y los maravillosos instrumentos que desempean el papel de protagonistas de esta gran epopeya cientfica. A esto debe agre-garse el enorme y secular problema del origen de la vida: se trata de un fenmeno nico que ha tenido como escenario el mbitoprimordial de la Tierra, o bien de un complejo ciclo csmico que afecta a toda la materia del Universo como inducira a pensarlo eldescubrimiento de molculas orgnicas en los espacios interestelares? La complejidad de todos estos aspectos nos ha llevado apresentar esta obra de una manera accesible a todos los no especialistas, con un patrimonio de conocimientos y actualizacionescientficas indispensables para quien pretende vivir informado durante estos tiempos, en los cuales nos estamos acercando veloz-mente a la meta del ao dos mil.

Gua para consultar la obra:Cada voz contiene en caracteres cursivos los nombres de aquellas otras voces que pueden consultarse para completar los co-

nocimientos. Para los smbolos y las abreviaciones que aparecen en las distintas voces, a continuacin presentamos algunas expli-caciones tiles. Distancias astronmicas: Son tan grandes con respecto a las que estamos habituados en la Tierra, que es precisorecurrir a mltiplos de nuestro familiar kilmetro. 1 Unidad Astronmica (UA) = 1,495108 km; 1 ao luz (al) = 9,461012 km; 1parsec (pc) = 3,26 al = 3,0871013 km; 1 kiloparsec (kpc) = 103 pc; 1 Megaparsec (Mpc) = 106 pc. Para algunas magnitudes fsicas,como por ejemplo las dimensiones de los granos de polvo interestelar o la longitud de onda de la luz, se utilizan los siguientessubmltiplos de metro: 1 micrmetro (mm) = l06 m; 1 nanmetro (nm) = 109 m; 1 ngstrom () = 1010 m. Magnitudes estelares:La luminosidad de los objetos celestes se mide en magnitudes o dimensiones estelares. Por convencin, se dan nmeros negativoscrecientes a los objetos siempre ms luminosos, nmeros positivos crecientes a objetos ms dbiles. A continuacin se dan algunosejemplos: Sol, 27m; Jpiter, 3m; Dubhe, 2m; Luna, 15m; Vega, 0m; Urano, 5m; Venus, 5m; Aldebarn, 1m; Plutn 15m. El expo-nente m significa, obviamente, magnitud, por ejemplo la estrella Mizar que tiene una magnitud de dos y medio, se suele escribir2m, 5. El ojo no es capaz de percibir magnitudes inferiores a 6m Dimensiones aparentes Las dimensiones aparentes de los objetoscelestes se miden en grados. La Luna llena, por ejemplo, tiene una dimensin aparente de medio grado (0o,5). 1 = 60' = 3600".

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AAberracin de la luz. Es el fenmeno por el cual la posicin

de las estrellas aparece desplazada hasta 20", 5 con respectoa la real, como consecuencia del movimiento orbital de laTierra (29,8 km/s). De manera intuitiva se puede explicarobservando cmo los ocupantes de un coche que se desplazabajo una lluvia perfectamente vertical al suelo, tienen lasensacin de que sta cae de manera inclinada hacia elvehculo en el que viajan. Del mismo modo, los rayos lumi-nosos de una estrella observada desde la Tierra aparecendesviados y la fuente, por consiguiente, desplazada. Elefecto fue descubierto por el astrnomo James BRADLEY en1758 y constituy la primera prueba de observacin delmovimiento de la Tierra alrededor del Sol.

Aberracin ptica. Con este trmino genrico se abarca unaserie de defectos que afectan a los instrumentos pticos conlentes y con espejos. En la aberracin cromtica los diversoscolores (longitudes de onda) que componen la luz, al atrave-sar una lente son desviados de diferente manera y dan lugara la formacin de una imagen contorneada por los coloresdel arco iris. En una lente biconvexa, por ejemplo, los rayosvioletas convergen hacia el foco antes que los rojos. Eldefecto se elimina recurriendo a un sistema acromticocompuesto, en su forma ms simple, por dos lentes, unadenominada "flint" y la otra "crown", cuyo ndice de refrac-cin es distinto. Los espejos carecen de aberracin cromti-ca. La aberracin esfrica, en cambio, afecta tanto a laslentes como a los espejos y se debe a que las partes perifri-cas de una lente o de un espejo, hacen converger los rayosluminosos hacia un foco ligeramente desplazado con respec-to al de las partes centrales, dando lugar a una imagendesenfocada. El astigmatismo es un defecto de algunossistemas pticos consistente en la incapacidad de conducirhacia un foco comn los rayos luminosos procedentes dediversos planos, por ejemplo el plano horizontal y el verti-cal. Si se observa una estrella con un anteojo con defectoastigmtico, en lugar de una imagen puntiforme se observa-r una imagen elipsoidal. Para corregir el astigmatismo serecurre por lo general al empleo de lentes tricas (de toro derevolucin), que presentan una cara esfrica y una caratrica. Sin embargo, en cierto momento se empleaban lentescilndricas y esfrico-cilndricas.

Absorcin atmosfrica. La absorcin atmosfrica es ladisminucin de la intensidad luminosa de una fuente celes-te, causada por los gases que componen la atmsfera. Crecerpidamente en las capas ms bajas de la atmsfera, cuyadensidad es mucho ms elevada que la de los estratos supe-riores. La absorcin que experimenta la luz de un astroobservado cerca del horizonte, por tanto, es mayor que la deun astro que se encuentra en el cenit, debido a que los rayosluminosos del primero, deben atravesar una masa de airems grande. Los diversos colores que componen la luzblanca en condiciones de cielo sereno experimentan unaabsorcin variable segn su longitud de onda: los rayosvioletas son absorbidos ms que los rojos y esto por un ladoprovoca "el enrojecimiento" de los astros (sobre todo en laproximidad del horizonte), y por otro, la coloracin azul ovioleta del cielo que se puede observar en un da claro ydespejado. En cambio, cuando la atmsfera est cargada de

partculas de vapor de agua o de otra naturaleza, no se tieneuna absorcin selectiva y el cielo aparece blanquecino.

Absorcin interestelar. La absorcin interestelar es elfenmeno por el cual una estrella aparece menos luminosade cuanto debera, debido a su distancia; esto est causadopor la presencia, en el espacio interestelar, de nubes forma-das por gases y polvos. Considerando que estas sustanciasestn uniformemente distribuidas en el espacio, en un tra-yecto de unos 3.000 AL, la luminosidad de una estrelladebera reducirse en 0m, 5. La distribucin de la materiainterestelar, sin embargo, no es uniforme, y, por tanto, elcoeficiente de absorcin vara en cada caso. La absorcininterestelar tambin presenta el fenmeno de la selectivi-dad: es experimentada en mayor medida por la luz azul y enmenor medida por la roja. Esta es la razn por la cual losastros que se encuentran detrs de densas nubes interestela-res se nos aparecen ms rojos. Este fenmeno es conocidoprecisamente como enrojecimiento interestelar y la diferen-cia entre el valor del color medido y el valor medio delndice de color de las estrellas del tipo espectral examinado,se llama "exceso de color".

Abundancia de elementos. Entre los ms importanteslogros de la Astrofsica, debe incluirse el descubrimiento deque los Elementos qumicos que constituyen los diversoscuerpos celestes y su abundancia relativa, son prcticamenteiguales en todo el Universo. A este resultado se ha llegadotanto por medio del anlisis indirecto de estrellas y galaxiaslejanas con los mtodos de la Espectroscopia, como a travsdel anlisis qumico directo de rocas terrestres, de meteori-tos y de rocas lunares. Desde el punto de vista cuantitativo,el elemento ms abundante es el Hidrgeno (H) que repre-senta, aproximadamente, el 83,9 % de todos los tomospresentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra elHelio (He) con el 15,9 %. Todos los otros elementos cubrenel restante 0,2 %. Habitualmente la abundancia de loselementos se expresa con relaciones de nmeros de tomos.En el anlisis de la composicin qumica de la Tierra y delos meteoritos se elige con frecuencia, como elemento dereferencia, el silicio; en el del Sol y de las estrellas engeneral, el hidrgeno. La gnesis de los elementos mspesados y raros, se explica admitiendo los procesos detransformacin nuclear que se producen en el interior de lasestrellas a partir de los elementos ms livianos.

Aceleracin de la gravedad. La fuerza de Atraccingravitacional hace que un objeto en cada libre sobre uncuerpo celeste se mueva, prescindiendo de eventuales resis-tencias atmosfricas, de modo acelerado, o sea, con unaumento constante de su velocidad por unidad de tiempo, yque se dirija hacia el centro del cuerpo celeste. En la super-ficie de la Tierra el valor de esta aceleracin, que se indicacon la letra g, sera igual en cualquier punto si nuestroglobo fuese perfectamente esfrico y si la fuerza centrfugadebida a la rotacin terrestre, que tiene como efecto unadisminucin de la fuerza de atraccin gravitacional, tuvieraen cualquier parte el mismo valor. Al no verificarse estasdos condiciones, g (cuyo valor medio es de 980 cm/s2),vara ligeramente de un lugar a otro.

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Aceleracin (perfil de). Es una descripcin aproximada delas variaciones de la Aceleracin por gravedad a que estsometido un astronauta durante las diversas fases del vuelo:en el lanzamiento, en las maniobras en rbita y en la entra-da en la atmsfera. Bajo el efecto de las tremendas acelera-ciones del despegue y desaceleraciones de reentrada. Losastronautas experimentan un valor g de hasta 8 veces supe-rior al normal.

Acimut. Es una de las dos coordenadas del sistema altacimu-tal.

Acoplamiento por carga (dispositivo de). Es undispositivo que permite la obtencin de una imagen electr-nica de un elemento astronmico, ampliada centenares deveces con respecto a la ptica. En una de sus aplicacionesclsicas est constituido por una placa de circuitos integra-dos que se coloca en el plano focal de un telescopio. Laplaca contiene un gran nmero de diodos, es decir compo-nentes electrnicos que tienen la propiedad de producir unflujo de corriente cuando incide sobre ellos la luz. Se proce-de de tal manera que la corriente generada por cada diodose acumule durante una fraccin de segundo y despus sedescargue sobre una serie de diodos sucesivos, que tienen lafuncin de amplificarla y enviarla finalmente a un reveladorque convierte los impulsos elctricos en una imagen. Deesta manera, aunque el objeto astronmico resulte muydbil y no pueda ser revelado en una pelcula fotogrfica, esposible obtener una imagen visible. Este sistema, ademsde instalarse en los telescopios de tierra, se coloca en lossatlites artificiales y las sondas interplanetarias y a ellodebemos las notables y detalladas imgenes de los planetassituados a miles de millones de kilmetros de distancia.

Acromtica (lente). Es una lente en la que se ha corregidoel fenmeno de la Aberracin cromtica.

ADAMS (John Couch 1819-1892). Astrnomo ingls que,sobre la base de las irregularidades observadas en el movi-miento de Urano -el ltimo planeta conocido hasta 1846-,predijo en 1945 la existencia de un planeta an ms distan-te que, con su fuerza de atraccin gravitacional, perturbabala rbita de aqul. Clculos anlogos realizados por elfrancs U. LEVERRIER, permitieron al alemn J. GALLEdescubrir Neptuno en la noche del 23 de septiembre de1946.

Aerolito. Cuerpo celeste de naturaleza ptrea que penetra enla atmsfera y es recuperado sobre la superficie terrestre.Meteoro, Meteorito.

Afelio. Es el punto ms distante de la rbita de un planetaalrededor del Sol. Es el opuesto al Perihelio, el punto mscercano al Sol.

Agena. Pequeo misil americano muy verstil, utilizado apartir de 1959 como segunda seccin del Thor, el Atlas y elTitn para toda una serie de lanzamientos de satlites (porejemplo la serie Discoverer), de sondas lunares (Ranger,Lunar Orbiter) e interplanetarias (Mariner). Tambin hasido empleado como vehculo-blanco en las primeras opera-ciones de Cita (rendez-vous) y Amarre (docking) en elmbito del programa Gminis. En esta ltima versin,"Agena B", el misil tena las siguientes caractersticas:altura, 7 m; dimetro, 1,5 m; peso con los depsitos llenos,6.800 kg; potencia de empuje, 7.260 kg.

Agencia espacial. En los ltimos aos de la dcada de los50, con la finalidad de coordinar los programas espaciales yla actividad de los diversos centros de investigacin dedica-dos a la exploracin del espacio, surgieron organizaciones,tanto nacionales como internacionales, a las cuales de ma-nera genrica se da el nombre de agencias espaciales. Lams famosa es la NASA, iniciales de la National Aeronau-tics and Space Administration, fundada en los EstadosUnidos el 1 de octubre de 1958. Los pases europeos se hanasociado en una organizacin internacional, la ESA, inicia-les de la European Space Agency. Tambin pases queconstituyen medianas y pequeas potencias han creadoagencias sobre el modelo de la NASA. Francia tiene elCNES, iniciales del Centre National d'Etudes Spatiales;Japn, la NASDA; la India, la ISRO (Indian Space ResearchOrganisation).

Agujero Negro. Tambin las estrellas mueren, o por lomenos dejan de existir como tales y se transforman en otracosa. Nuestro Sol, por ejemplo despus de haber producidoenerga durante 10 mil millones de aos transformandohidrgeno en helio (hoy el Sol tiene 5 mil millones de aos,encontrndose por lo tanto en la mitad de su ciclo vital),experimentar una profunda transformacin: agotado elhidrgeno, su principal combustible nuclear, faltar lapresin interna y las capas, ms profundas, atradas por lafuerza de gravedad precipitarn hacia el centro, o bien secolapsarn mientras las externas se expandirn. En el trans-curso de este acontecimiento catastrfico la materia solar delas regiones profundas ser comprimida hasta tal punto quelos espacios entre los tomos sern reducidos y los electro-nes se disociarn de sus respectivos ncleos. El nuevoestado de equilibrio se alcanzar cuando la presin de loselectrones liberados detenga el colapso. En este punto, laenorme esfera del Sol, que hoy es algo ms de 100 vecessuperior a la Tierra, se reducir al tamao de nuestro plane-ta y su luminosidad descender 10.000 veces: se convertiren lo que los astrnomos llaman enana blanca. Sin embar-go, no todas las estrellas terminan en enanas blancas comoel Sol. Existen otras posibilidades. Si una estrella supera encuatro veces la masa del Sol, el colapso no se detiene en laetapa de enana blanca, sino que contina. La compresin dela materia, en este caso, es tan potente como para impulsara los electrones libres contra las partculas positivas de losncleos (protones), transformndolos en neutrones. El astroque entr en colapso se convierte, entonces, en una estrellade neutrones, reducindose a un cuerpo mucho ms pequeoque la Tierra, de algunas decenas de km de dimetro. Lamateria de una estrella de neutrones es tan densa que unslo cm3 pesa diez billones de toneladas. Enanas blancas yestrellas de neutrones son dos etapas finales de la evolucinestelar previstas por la teora, las que han encontrado preci-sas confirmaciones en los modernos descubrimientos astro-nmicos. Sin embargo, hay una tercera salida a la vidaestelar, mucho ms fascinante y que todava no ha podidoser verificada por las observaciones: el "agujero negro". Sila estrella que ha agotado su combustible nuclear supera enocho veces la masa solar, entonces el colapso no se detieneni siquiera en la etapa de estrella de neutrones, sino que,tericamente, puede continuar indefinidamente haciendoque la materia se concentre en un punto matemtico, mien-tras su densidad y la fuerza de gravedad tienden a hacerseinfinitas. Los efectos de un proceso similar son desconcer-tantes y de difcil comprensin no slo para el sentidocomn, sino incluso para la propia fsica. La gravedadejercida por el objeto que entr en colapso, en efecto, seratan potente que ni siquiera las partculas de luz emitidas por

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su superficie (la luz, como es sabido, viaja a la mismavelocidad que en nuestro mundo: alrededor de 300.000km/s) podran esquivarlo. El objeto se hara invisible, de-jando en su lugar una zona totalmente oscura: precisamenteun agujero negro. El espacio, que segn lo previsto por lateora de la relatividad general de EINSTEIN se curva por lapresencia de una masa, experimentara una deformacin talcomo para convertirse en un embudo sin fin, a lo largo delcual el objeto que entr en colapso se deslizara desapare-ciendo de nuestro Universo. Una astronave que, por casua-lidad, tuviera que pasar por las proximidades de un agujeronegro, advertira su presencia como una gran atraccingravitacional, que la hara desviarse de su trayectoria. Laastronave podra esquivarlo ejerciendo con sus motores unimpulso superior a la fuerza de atraccin del agujero negro;o bien podra colocarse en una rbita a cierta distancia,alrededor suyo, como hace un satlite alrededor de la Tie-rra, equilibrando con la fuerza centrfuga la atraccin gravi-tacional del agujero negro; o, por ltimo, podra dejarseabsorber por l precipitndose dentro del embudo gravitato-rio. Hay un lmite despus del cual el comandante de nues-tra presunta astronave no podra ni siquiera informarse porradio de lo que le est sucediendo: se llama horizonte de losacontecimientos o radio de Schwarzschild y representa unumbral traspasado el cual ni siquiera la luz, y por lo tantolas ondas electromagnticas, tendran la posibilidad deescapar a la atraccin gravitatoria del agujero negro. Elhorizonte de los acontecimientos es un confn esfrico,cuyas dimensiones dependen de la masa del agujero negro:su radio, en km, se puede calcular aproximadamente multi-plicando por tres la masa del agujero negro expresada enmasas solares. Para un agujero de 10 masas solares, porejemplo, el horizonte de los acontecimientos es una esferacon radio de 30 km, o bien con un dimetro de 60 km.Precipitndose en el agujero negro, la astronave sera esti-rada como un elstico a lo largo de la direccin de cada porfuerzas de marea ejercidas por la gravedad y sera, por lotanto, destruida. Pero admitiendo, hipotticamente, queestuviese hecha de un material tal como para resistir estastremendas fuerzas, no volvera a formar parte de nuestroespacio y de nuestro tiempo. En efecto, segn algunas teor-as los agujeros negros son tneles que se proyectan haciaotros universos, o bien en nuestro propio Universo, pero enespacio y tiempos completamente diferentes. Por esto, elastrnomo americano Carl SAGAN los ha definido pintores-camente como "metros csmicos". La idea de los agujerosnegros fue concebida por primera vez por el matemtico yastrnomo francs Pierre Simon DE LAPLACE (1749-1827)hacia finales del siglo XVIII. Calcul que un cuerpo celesteque tuviera la misma densidad que la Tierra, una vez supe-radas ciertas dimensiones (unas 27.000 veces ms grandeque nuestro planeta), habra ejercido una fuerza de grave-dad tal como para impedir que la luz lo esquivara. Llam aestos astros imaginarios "cuerpos oscuros", y se convencide que el Universo deba estar lleno de ellos. A comienzosdel siglo XX, poco despus de la formulacin de la teora dela relatividad general por EINSTEIN, el fsico alemn KarlSCHWARZSCHILD, en un trabajo puramente terico, calculcuales deberan ser las propiedades del espacio que rodea auna masa tendente a concentrase en un punto. En 1939, elfsico nuclear Robert OPPENHEIMER y su colaborador Har-tland SNYDER, publicaron un trabajo en el cual, por primeravez, tomaban en consideracin la idea de que un agujeronegro pudiera formarse realmente del colapso gravitacionalde una estrella. Desde aquel momento tom visos de reali-dad la idea de que los agujeros negros pudieran existirrealmente, idea que fue reforzada a partir de los aos 70 con

el descubrimiento de algunos objetos astronmicos proble-mticos. As como, por definicin, un agujero negro esinvisible, hoy se piensa en descubrirlos indirectamente atravs de la observacin de los procesos energticos quedeberan involucrar a la materia csmica por ellos even-tualmente absorbida. Si, por ejemplo, uno de los componen-tes de una estrella binaria tuviera que convertirse en unagujero negro, los gases ms exteriores de la compaera quegira alrededor suyo seran atrados hacia el embudo gravita-cional, comprimidos, sobre-calentados y emitiran radiacio-nes de alta frecuencia. Investigaciones de este tipo hanllevado a los astrnomos a considerar que uno de los candi-datos ms probables a agujero negro est representado porel objeto "Cygnus X1", de la constelacin del Cisne. Aques posible observar una estrella visible que recorre unarbita elptica alrededor de una compaera invisible, per-diendo materia hacia ella. Esta materia emite un intensoflujo de rayos X. "Cygnus X1" ha sido descubierto en 1971por el satlite Uhuru, lanzado desde la base espacial italia-na San Marco en las costas de Kenya. Otro objeto anlogo,y por lo tanto considerado como un posible agujero negro,es el indicado con la sigla "V 861 Scorpii" descubierto en1978 por el satlite Coprnico. A pesar de estos recientesdescubrimientos, no puede darse como absolutamente ciertala existencia de los agujeros negros.

Albedo. Es la relacin entre la intensidad de la luz reflejada yla incidente por parte de un cuerpo celeste que no emite luzpropia. Se mide con un nmero comprendido entre 0 y 1,despus de haberse establecido que 0 es el albedo de uncuerpo que no refleja luz ninguna y 1 es el albedo de uncuerpo que refleja toda la luz incidente. 0,5, por ejemplo, esel albedo de un objeto celeste que refleja el 50 % de la luzrecibida. El albedo de un planeta o de un satlite vara,obviamente, de una zona a otra segn la naturaleza de susuperficie.

Alfa Centauro. Es la estrella ms luminosa de la constela-cin del Centauro y la que ms luce de toda la bvedaceleste despus de Sirio y Canopo. Sin embargo, no esvisible desde las latitudes europeas porque brilla en el cieloaustral. Observada con un telescopio, lo que a simple vistaparece una estrella nica se revela como un sistema forma-do por tres soles que rotan alrededor de un Centro de grave-dad comn. Lo que hace muy interesante al sistemaa Centauro es que representa el grupo de estrellas msprximo a nosotros: algo ms de 4 aos luz. Y as como laLuna fue el primer objetivo de la exploracin humana de-ntro del sistema solar, se prev que a Centauro se converti-r, dentro de uno o dos siglos, en la primera meta de lasexploraciones estelares. A los tres soles de a Centauro, seles ha sealado con las letras A, B y C. A es una estrellaamarilla (Categora espectral G2), muy similar a nuestroSol, no slo por el color, sino tambin en lo relativo a masa,dimensiones y luminosidad. Por este motivo se piensa quepuede estar rodeada por planetas del tipo terrestre. B es unaestrella azul (K1), ms pequea, ms fra y menos lumino-sa. A y B estn la una de la otra a una distancia media de 23UA y una rota alrededor de la otra en 80,1 aos. A unadistancia aproximada de 0,16 AL de esta pareja orbita C, eltercer componente fsico del sistema, que emplea cerca deun milln de aos en realizar un giro completo alrededor desus dos compaeras. Se trata de una Enana roja, unas cin-cuenta veces menos luminosa que el Sol. Tambin es lla-mada Prxima Centauro porque, en la posicin actual de surbita alrededor de A y B, es la estrella ms prxima anosotros. Su distancia, 4,3 AL, puede parecer insignificante

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con respecto a los miles de millones de AL de las estrellasms alejadas y, sin embargo, ello equivale aproximadamen-te a unas 7.000 veces la distancia que nos separa de Plutn,el planeta ms alejado del sistema solar. Para cubrir unadistancia semejante, una astronave convencional como el"Space Shuttle", empleara algunas decenas de miles deaos. No obstante, ya se estn proyectando astronaves apropulsin nuclear como Orin y Ddalo, que podran viajaral 10 o al 20 % de la velocidad de la luz (300.000 km/s). Yaen la antigedad a Centauro era conocida como una estrellasingular: los rabes la llamaron Rigil Kentaurus (Cuerno delCentauro). Incluso con un modesto anteojo es posible dis-tinguir las dos componentes A y B. A tiene una magnitud de0m, 01; B de 1m, 33. Sus luces combinadas dan lugar a lanica estrella visible a simple vista que tiene una luminosi-dad de 0m, 3. En cambio, el componente C slo es visiblecon un potente telescopio: se trata de una estrella Variableexplosiva

Alfa (partculas). Son partculas nucleares que tienen cargapositiva formadas por un ncleo de Helio, es decir: dosprotones y dos neutrones. Las partculas a se forman duran-te los procesos nucleares que se llevan a cabo en el interiorde las estrellas. Constituyen tambin uno de los componen-tes de los Rayos csmicos y del Viento solar.

ALFVN (Hannes Olof Gosta 1908). Fsico sueco, premioNobel en 1970, cuyos trabajos abarcan la fsica fundamen-tal, la astronoma, la astrofsica y la cosmologa. Es autor deuna teora que explica el fenmeno de la Aurora polar conla interaccin entre las partculas emitidas por el Sol y elcampo magntico terrestre. Ha sugerido que los Asteroidespueden ser los materiales residuales resultantes de la fallidaformacin de un planeta entre Marte y Jpiter. Ha desarro-llado una teora en la que apoya la tesis de que el Universoest formado por una cantidad igual de materia y de Anti-materia. Se encuentra entre aquellos que han tratado deexplicar la particular distribucin del Momento angular enel interior de nuestro sistema solar. El Premio Nobel 1970le fue otorgado por sus estudios sobre el plasma y sobre loscampos magnticos, con los cuales ha contribuido al desa-rrollo de los intentos para llevar a cabo la fusin nuclearcontrolada en los llamados dispositivos de confinamientomagntico.

Algol. Estrella doble de la constelacin de Perseo (tambinllamada b Persei), as denominada, del nombre de un de-monio rabe, debido a que cambia peridicamente de lumi-nosidad. Algol es el prototipo de las Variables de eclipse aquellas estrellas dobles en las cuales una componenteoculta peridicamente a la otra, provocando una disminu-cin de la luminosidad-. En el caso de Algol, la estrella msluminosa del sistema es eclipsada cada 68,8 horas por unaestrella ms dbil, que dista de la primera 10 millones dekilmetros. Por efecto de este fenmeno la luminosidadtotal de Algol desciende de 2m, 2 a 3m, 5. Despus, cuando enel otro extremo de la rbita la estrella ms dbil desaparecedetrs de su compaera ms luminosa, se produce un des-censo de luminosidad del sistema, pero esta vez es muypequeo, aproximadamente 1/10 de magnitud, y determina-ble slo por medio de un Fotmetro. Tambin forma partedel sistema de Algol una tercera estrella que no toma parteen los eclipses. La variabilidad de Algol, ya conocida porlos rabes, fue descubierta en 1669 por el astrnomo bolo-s Geminiano Montanari y la explicacin fsica de sucomportamiento fue dada en 1782 por el ingls John

GOODRICKE. Observaciones radioastronmicas han conduci-do, en 1971, al descubrimiento de que Algol es fuente deradioemisiones debidas, parece, a intercambios de substan-cias gaseosas entre las dos componentes principales delsistema. Algol dista de la Tierra 82 AL.

Algonqun (observatorio). Es uno de los centros msavanzados de investigacin para los estudios de Radioastro-noma. Se encuentra en Algonquin Park, Ontario (Canad),y est dotado de una antena parablica de 46 m de dime-tro. Con este instrumento se ha experimentado la tcnica deInterferometra de gran lnea de base (del ingls Very LongBaseline Interferometry o VLBI), que consiste en poner encomunicacin radiotelescopios muy distantes entre s paraobtener un elevado Poder de resolucin, es decir, la capaci-dad de distinguir detalles muy pequeos en objetos celesteslejanos. El radiotelescopio ha sido puesto en conexin conel Parkes en Australia, produciendo una lnea de base equi-valente al dimetro de la Tierra.

Alouette. Nombre de dos satlites cientficos del Canad parael estudio de la Ionosfera, lanzados desde los Estados Uni-dos el 28 de septiembre de 1962 y el 28 de noviembre de1965 respectivamente, en el mbito de un programa decooperacin. Fueron seguidos de dos satlites de la serieISIS (International Satellites for Ionospheric Studies).

Altacimutal (montura). Es un tipo de soporte de losinstrumentos pticos que permite mover el tubo del telesco-pio en cualquier direccin.

Altacimutal (sistema de coordenadas). Es uno de lossistemas que se utilizan para establecer la posicin de unobjeto en la esfera celeste.

Amaltea. Es uno de los satlites de Jpiter ms peculiares.Descubierto en 1882 por Edward Emerson BARNARD, hasido fotografiado de cerca por primera vez en 1979 por lasonda interplanetaria americana Voyager 1. Tiene formaoblonga con el eje mayor de aproximadamente 270 km y elmenor de 150 km. "Parece una patata rojo-oscura y conpicaduras", comentaron estudiosos americanos cuandovieron por primera vez las Imgenes captadas de cerca. Esten rbita aproximadamente a 181.000 km de Jpiter (lamitad de la distancia Tierra-Luna) y cubre su recorrido enalrededor de 12 horas; tiene una temperatura superficialsuperior a la que se supondra si se limitara a reflejar la luzque recibe del Sol y de Jpiter. Este fenmeno es explicadopor una interaccin entre el pequeo satlite y el intensocampo magntico jupiteriano en el cual est inmerso. En lorelativo a la naturaleza de su superficie rojo-oscura, existela hiptesis que est recubierta con sulfuros expulsados porla actividad volcnica del cercano satlite Io.

Amarre espacial. Es una operacin que consiste en juntarfsicamente dos naves espaciales que se encuentran, porejemplo, en rbita terrestre. Est precedida por una Cita(rendez-vous) durante la cual las dos naves se acercan hastatener velocidad relativa nula. Los tcniclases de amarre:"hard-docking"(amarre duro) que consiste en unir fsica-mente dos extremos de los vehculos espaciales que antesestaban separados, y "soft-docking" en el que la maniobrase limita a unir ambos vehculos por medio de un cable. Elprimer "hard-docking" en rbita terrestre fue realizado en1966 por la astronave Gminis 8 con un misil Agena.

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Ames. Es uno de los centros de estudio de la NASA, fundadoen 1940 en Moffet Field, California. Ha tomado el nombrede Joseph Ames, el primer presidente del organismo ae-roespacial que precedi a la constitucin de la NASA y quese llamaba NACA, iniciales de National Advisory Commit-tee for Aeronautics. Entre los campos de estudio ms impor-tantes que abarca se encuentran: los efectos del vuelo espa-cial sobre el organismo humano; la dinmica de la entradaen la atmsfera de vehculos como el "Space Shuttle"; laexistencia de vida en el espacio.

Amor. Nombre de un Asteroide, descubierto en 1932, queroza la rbita terrestre permaneciendo sin embargo en suexterior. Por extensin con el nombre Objetos Amor sesuele indicar una clase de objetos asteroidales cuyas rbitasse aproximan mucho a la Tierra, pero que sin embargo noatraviesan la rbita.

Andrmeda (galaxia de). Es un sistema de estrellas similara nuestra Galaxia, pero mucho ms grande: se calcula quesu dimetro sea de aproximadamente unos 200 mil AL (eldoble) y el nmero de estrellas que contiene est alrededorde los 300 mil millones (el triple). Tambin se identificacon la sigla M 31 del catlogo Messier o NGC 224 del NewGeneral Catalogue. En las noches sin Luna es visible asimple vista (4m, 9) como una pequea y tenue nebulosidadde forma elptica situada en la constelacin homnima. Sinembargo es al telescopio donde se revela en su espectacularestructura de disco formada por miradas de estrellas, carac-terizada por brazos en espiral y acompaada por dos peque-as galaxias, M 32 y NGC 205, que giran a su alrededorigual que lo hacen las dos nubes de Magallanes con nuestraGalaxia. Su distancia del Sol es de 2,2 millones de AL.Andrmeda constituye, por tanto, la Galaxia ms prxima anosotros y tambin el objeto celeste ms lejano visible asimple vista. Junto con al menos una treintena de otrasgalaxias, entre las cuales se halla la nuestra, Andrmeda esun miembro del llamado Grupo Local, un sistema de ga-laxias relacionadas gravitacionalmente.

Andromdidas. Enjambre anual de Estrellas fugaces queson visibles desde el 23 al 27 de noviembre y que parecenirradiarse desde la constelacin de Andrmeda.

Anecoica (cmara). Es una cmara cuyas paredes tienenuna estructura tal que absorben todos los sonidos. Estandoen su interior se siente una desagradable sensacin de totalacolchamiento y es posible, despus de algunos segundos deadaptacin, sentir perfectamente los latidos del propiocorazn. Las cmaras anecoicas son empleadas para estu-diar las reacciones humanas al silencio absoluto.

ngstrom. Unidad de medida equivalente a la diez milmillonsima parte del metro (1010 m), cuyo smbolo es utilizada principalmente para indicar las longitudes de ondade la luz visible. El nombre proviene de Anders JonasNGSTROM (1814-1874), fsico sueco, pionero de los estu-dios de espectroscopia.

Anillos planetarios. Desde mediados de los aos 70 se hadescubierto que lo que pareca una peculiaridad de Saturno,es decir los anillos que rodean a este planeta son una estruc-tura comn a otros cuerpos del sistema solar. En 1974 lasonda Pioneer 11 proporcion los primeros indicios de unanillo jupiteriano, sucesivamente estudiado en sus detallespor los Voyager 1 y 2. Se trata de una estructura muy fina,

que se extiende aproximadamente de 1 a 2 radios planeta-rios, formada por partculas de tamao micromtrico y cuyacomposicin es probablemente silcea. En l977, durante laobservacin de Ocultacin estelar por parte de Urano efec-tuada desde la Tierra, se descubri un sistema de 9 anillosalrededor de este planeta. Se extienden aproximadamenteentre 1,6 y 2 radios planetarios y parecen constituidos porfragmentos rocosos de dimensiones comprendidas desdeunos centmetros hasta algunos metros. En 1980 y 1981, lassondas "Voyager" han contado millares de anillos alrededorde Saturno, all donde los instrumentos desde la Tierra slodistinguen 4. Se extienden entre 1,2 y 2,3 radios planetariosaproximadamente, parecen formados por bloques de hielode dimensiones variables desde pocos centmetros a algunosmetros y estn dirigidos por una dinmica muy compleja.En 1982, elaborando en la computadora los datos de obser-vaciones efectuadas desde Nueva Zelanda, un grupo deastrnomos estadounidenses lleg a la conclusin que tam-bin Neptuno est rodeado de anillos. Por ahora se piensaque son dos, distantes respectivamente, 0,11 y 0,25 radiosplanetarios. La hiptesis podr confirmarse en 1989, cuandola sonda "Voyager 2 " pase junto al planeta. La opinin dealgunos planetlogos es que los anillos representaron unaetapa obligada en la formacin nuestro sistema solar; quetodos los planetas y tal vez los satlites ms grandes pose-an un sistema de ellos; y que los que subsisten, constituyenun resto fsil. Las investigaciones se estn extendiendo, portanto, a todos los planetas y al propio Sol, con la esperanzade encontrar estos antiguos detritos, restos de la planetog-nesis.

Antimateria. Como la misma palabra dice, es lo opuesto dela materia, es decir: una materia cuyas partculas elementa-les tienen carga elctrica opuesta a la normal. As, en untomo de antimateria encontramos en lugar de protones(positivos), antiprotones (negativos) y, en lugar de electro-nes (negativos), antielectrones o positrones (positivos).Cuando una partcula y una anti-partcula entran en contac-to, se produce el fenmeno de la aniquilacin o sea de latransformacin de la materia en energa. La antimateria,prevista tericamente por los fsico de los aos 30, ha sidoproducida en laboratorios desde mediados los aos 50,gracias a los potentes aceleradores de partculas. Segn unateora cosmolgica, en el Universo existen cantidades igua-les de materia y de antimateria confinada, obviamente, enregiones distantes entre s. Sin embargo, en los puntos deencuentro, se produciran grandes fenmenos de aniquila-cin. Los rayos g, que se observar como radiacin de fondodel Universo, son interpretados por algunos como el produc-to secundario de esta aniquilacin. Segn otra teora, encambio, materia y antimateria existan por partes iguales enl origen del Universo pero con un leve excedente de laprimera sobre la segunda. Por consiguiente, la antimateriahabra sido totalmente destruida por la aniquilacin y elUniverso actual estara constituido por el residuo de materiasuperviviente. En el estado actual de los conocimientosfsicos resulta imposible determinar, a travs de observa-ciones astronmicas a distancia, si una lejana galaxia esthecha de materia o de antimateria, debido a que ambasproducen emisiones electromagnticas idnticas.

Antoniadi, (Eugene M. 1870-1944). Astrnomo francs depadres griegos, naci en 1870 y muri en 1944. Debe sufama a las precisas observaciones de los planetas, en parti-cular de Marte y Mercurio. De este ltimo dibuj un mapa apartir de las observaciones que haba efectuado con el re-fractor Meudon, del Observatorio homnimo prximo a

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Pars, de 33 pulgadas (81 cm). La nomenclatura que elastrnomo adopt para la cartografa de los planetas esttodava en uso en la actualidad. Ha dado el nombre a lallamada "escala Antoniadi" o "seeing", que mide la cualidadde las condiciones de observacin y en la cual la numera-cin va de I (perfecta) a V (psima).

Ao. El ao, entendido genricamente, es el tiempo -365 dasen cifras redondas- que emplea la Tierra en dar una vueltacompleta alrededor del Sol. Para los clculos astronmicos,sin embargo, deben tomarse en consideracin y definirsecon mayor precisin diversos tipos de ao. Ao sideral. Esel perodo de revolucin de la Tierra alrededor del Solmedido con respecto a las estrellas fijas. Equivale a365,2564 das (o bien 365d, 6h, 9m, 10s). Ao trpico. Esel tiempo comprendido entre dos pasajes sucesivos del Solpor el Equinoccio de primavera (o primer punto de Aries).Equivale a 365,2421 (o bien 365d, 5h, 43m, 46s), es deciraproximadamente unos 20' menos que el ao sideral, debidoa que el primer punto equinoccial retrocede a causa de laPrecesin de los equinoccios. Tambin es denominado aocivil, porque hace referencia al calendario civil. Ao anoma-lstico. Es el tiempo comprendido entre dos pasajes sucesi-vos de la Tierra por el Perihelio. Equivale a 365,2596 (obien 365d, 6h, 13m, 53s). Es aproximadamente unos cuatrominutos ms largo que el ao sideral, porque el perihelio dela rbita terrestre es ligeramente desplazada hacia adelantecada ao por las perturbaciones de los otros planetas.

Ao luz. Es la distancia recorrida en un ao por la luz en elespacio a la velocidad de 299.792.458 km/s. Equivale a9,461012 km o bien a 63.240 UA o tambin a 0,3066 pc.

Apogeo. Es el punto ms distante de la rbita de la Tierraalrededor del Sol. Es el opuesto del Perigeo, el punto msprximo al Sol.

Apolo (asteroide). Nombre de un Asteroide, descubierto en1932, que atraviesa la rbita de la Tierra. Con el nombre deObjetos Apolo se han designado, a partir de aquella fecha, atodos los asteroides que llegan al interior la rbita terrestre.Algunos meses despus del descubrimiento de Apolo, fuedescubierto otro asteroide denominado Amor que roza larbita de la Tierra aunque sin embargo permanece en elexterior. Por este motivo se suele indicar como "ObjetosApolo-Amor" a los asteroides que se aproximan considera-blemente a nuestro planeta.

Apolo (programa espacial). Es el nombre de un programaespacial americano (y de las astronaves que formaron partede l) que el 20 de julio de 1969 consigui llevar por prime-ra vez al hombre a la Luna y que en el plazo de un trienio,desde 1969 a 1972, han posado sobre nuestro satlite natu-ral 6 expediciones con un nmero total de 12 astronautas.Las premisas. La decisin de encaminar todos los esfuerzosdel programa espacial sobre la Luna fue tomada por laNASA al comienzo de los sesenta, cuando los EstadosUnidos estaban bajo el "shock" de la supremaca espacialsovitica e intentaban recuperar, frente a la opinin pblica,el prestigio anterior como potencia mundial absoluta. Fue elpresidente J. F. Kennedy, el 25 de mayo de 1961, en sumensaje anual al Congreso sobre el estado de la Unin,quien anunci que antes del final de la dcada, Amricallevara un hombre al suelo lunar y le hara retornar a laTierra sano y salvo. Inmediatamente se tomaron en conside-racin tres tipos de misiones: 1) Ascensin directa (Direct

Ascent), consistente en un lanzamiento directo Tierra-Lunarealizado con un super-misil "Nova", que despus la NASAnunca construy. 2) Cita en rbita terrestre (Earth OrbitRendez-vous), caracterizada por la unin en rbita terrestrede una astronave y un sistema de propulsin, lanzadosseparadamente. 3) Cita en rbita lunar (Lunar Orbit Ren-dez-vous), consistente en el lanzamiento de la astronave ydel sistema de propulsin con un solo misil. Realizada latravesa Tierra-Luna, un mdulo lunar se separara de laastronave madre para llevar a cabo la exploracin de nues-tro satlite y, ms tarde, volvera a unirse a ella en rbitalunar. Hacia finales de 1962, la eleccin cae sobre el tercermtodo, cuya concepcin es atribuida a John Houbolt, uninvestigador de la NASA. Otros estudiosos hacen notar queuna exploracin lunar de este tipo ya fue descrita a comien-zos del siglo XX por Juri KONDRATYUK (1897-1942), uno delos padres de la misilstica sovitica. Al mismo tiempo laNASA impuls la construccin del supermisil Saturno, quehabra hecho posible la misin. La astronave. La astronave"Apolo", con la cual se realiz la conquista de la Luna,estaba compuesta esencialmente de tres partes: 1) Unmdulo de mando de forma cnica, con una base de 4 m dedimetro, una altura de 3,2 m y un peso de 5 toneladas. Ensu interior estaban los asientos para los tres astronautasintegrantes de la tripulacin y los paneles de control. En elvrtice del cono, un tnel serva para poner en contacto estemdulo con el de expedicin lunar (ver punto 3). En la basedel mdulo haba un escudo trmico para proteger la astro-nave de las altas temperaturas por friccin que se producena la entrada en la atmsfera. 2) Un mdulo de servicio, conforma cilndrica (4 m de dimetro, 7,4 m de longitud y 25toneladas de peso), contena el depsito de combustible, losgeneradores de electricidad, un gran propulsor principal ycuatro menores para las maniobras en el espacio. 3) Unmdulo de expedicin lunar, tambin llamado LEM, inicia-les de Lunar Excursion Module, con una forma caractersti-ca de araa con cuatro patas. Tena una altura total de 7metros y un peso de 15 toneladas. Cumpla la funcin debote en el cual se trasladaban dos de los tres astronautasque deban efectuar el desembarco sobre suelo lunar. Estabacompuesto, a su vez, de dos partes: un habitculo en la cimay una seccin de descenso provista, en la base, de cuatro"patas". Esta ltima haca de rampa de lanzamiento y que-daba en la Luna en el momento de la partida desde nuestrosatlite natural. Los ensayos. En la primera mitad de losaos sesenta, tanto las diversas partes del cohete "Saturno"como las de la astronave "Apolo" son construidas y someti-das a los primeros ensayos en tierra. El 26 de febrero de1966, con el lanzamiento sub-orbital del "Apolo 1", serealiza la primera prueba de vuelo sin hombres a bordo.Pero en la prctica se trata de un simple ensayo de la prime-ra seccin del cohete, que lleva en la cima slo una maquetade la astronave. La astronave con tres hombres a bordo,Virgil GRISSOM, Edward White y Roger Chaffee, habratenido que realizar la primera prueba en rbita terrestre el21 de febrero de 1967, pero casi un mes antes, durante unensayo general, estall un incendio en el mdulo de mando.Los tres hombres intentaron salir, pero se bloque la porte-zuela de salida: murieron carbonizados sin que los tcnicosde la base pudieran hacer nada por salvarlos. El incidenteimpone una revisin de la astronave y un mejoramiento desus sistemas de seguridad. El programa sufrir un nuevoaplazamiento de ao y medio. El test sin hombres a bordose prorroga hasta el vuelo designado como "Apolo 6", el 4de abril de 1968. Entre finales de 1968 y mediados de 1969,con los vuelos desde el "Apolo 7", al "Apolo 10" se realizancon total xito los ensayos ms significativos antes de des-

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cender sobre la Luna. Con el "Apolo 8", en la Navidad de1968, los astronautas Frank BORMAN, James LOVELL yWilliam ANDERS, se convierten en los primeros hombresque estuvieron en rbita alrededor de la Luna. Con el "Apo-lo 10", los dos astronautas Thomas STAFFORD y EugeneCERNAN pasan del mdulo de mando al LEM y desciendenhasta 14 km de altura sobre la Luna, mientras su compaeroJohn YOUNG queda esperndolos en una rbita lunar msalta. El camino para el descenso sobre nuestro satlitenatural estaba abierto. El descenso a la Luna. La histricamisin que llevar al descenso de los primeros hombressobre la Luna se inicia el mircoles 16 de julio de 1969. Alas 15,32 (hora legal espaola), desde la plataforma A delcomplejo 39 del Centro espacial John F. Kennedy en Flori-da, parte el "Saturno V" con la astronave "Apolo 11", quelleva a bordo a Neil ARMSTRONG, 38 aos, comandante;Michael COLLINS, 38 aos, piloto del mdulo de mando;Edwin ALDRIN, 39 aos, piloto del mdulo lunar. El plan devuelo se desarrolla normalmente. Los tres mdulos de laastronave son colocados en una rbita de estacionamientoalrededor de la Tierra a una altura de 215 km. Aqu, des-pus de una vuelta y media, son re-encendidos los motoresde la tercera seccin del "Saturno ", que qued unido a laastronave por la llamada "inyeccin translunar", es decir,por la introduccin en la trayectoria de cita con nuestrosatlite natural. Ms tarde es realizada con xito otra deli-cada maniobra: los mdulos de mando y servicio, que estnunidos entre s, son girados 180 y amarrados al mdulo deexpedicin lunar de manera que los dos astronautas quedebern descender a la Luna, ARMSTRONG y ALDRIN, puedanpasar a travs del tnel de conexin en el momento oportu-no. La travesa Tierra-Luna durar tres das, durante loscuales los tres hombres consumen sus alimentos, descansany mantienen frecuentes contactos con el centro espacial deHouston que dirige la misin. Todo el mundo les sigue conansia y curiosidad, incluso aqullos que se declararon con-trarios a este programa faranico que costar en total 4,3billones de pesetas a precios de 1978. Durante la carrerapara llegar a la Luna se establece tambin una especie decompeticin entre el "Apolo 11" y el "Lunik 15", una sondaautomtica sovitica que, se piensa, quera llegar la primeraa suelo lunar y traer de vuelta algunas muestras del terreno.Sin embargo, el vuelo de sta ltima concluy al chocarcontra la Luna y destruirse. A las 19,47 del 19 de julio seencienden los motores del mdulo de servicio para frenar ala astronave y colocarla en rbita lunar. Tambin esta ma-niobra esta coronada por el xito y los tres astronautas giranahora a unos 100 km de altura del suelo lunar. La maanadel 20 ARMSTRONG y ALDRIN pasan al mdulo lunar que hasido bautizado como "Eagle" (guila), y comienzan unalarga serie de controles. A las 19,47 el "Eagle" se separa delos mdulos de mando y de servicio (esta otra seccin de laastronave fue bautizada "Columbia") y desciende hasta unarbita que est apenas a 15 km de altura de la superficielunar. A las 20,02 el "Eagle" inicia el vuelo y desciendedulcemente, como una pluma, hacia un lugar en la partecentro-occidental del Mar de la Tranquilidad, elegido conanterioridad. Toca el suelo sin problemas a la 22 h 17 mi 40s. Las coordenadas del lugar de descenso son 0 42' 50" N,23 42' 28" E. "Estamos sobre un suelo rocoso, en una zonarelativamente plana, con crteres anchos de 2 a 17 m. Ve-mos algunas altura como colinas; hay alrededor nuestromillares de pequeos crteres", transmite ALDRIN a loscontroladores de Houston. Despus de otras tres horas paralos controles instrumentales y las largas maniobras de des-presurizacin del habitculo, ARMSTRONG y ALDRIN sepreparan para descender. Son las 4,56 del lunes 2 de julio.

Todo el mundo sigue la empresa en directo por televisin.El comandante del "Apolo" desciende la escalerilla delLEM y apoya cautelosamente un pie sobre el polvo lunardejando la huella de su bota. Despus pronuncia una fraseque se hace histrica que haba preparado ya desde hacabastante tiempo: "Es un pequeo paso para un hombre, peroun salto gigantesco para la humanidad". La excursin durams de 14 horas durante las cuales, adems de dejar unaplaca con sus firmas y la del presidente Richard Nixon yuna bandera americana clavada en el suelo, los dos astro-nautas realizan importantes trabajos cientficos: recogen 22kg de rocas lunares, obtienen miles de fotos del paisaje,instalan un sismmetro, un generador de rayos lser paramedir la distancia Tierra-Luna y un colector de viento solar.Despus, a las 19,34 del 21 de julio, el "Eagle" parte haciasu cita con la "Columbia" que permaneci esperando enrbita lunar. Tambin esta maniobra se lleva a cabo a laperfeccin y, a las 6,35 del 22 de julio, los tres hombresreunidos en la "Columbia", encienden los motores de laastronave para iniciar el viaje de retorno. Todo lo dems esrutina: la misin concluir el 24 de julio a las 18,50 con unamerizaje perfecto del mdulo de mando (todas las otraspartes de la astronave fueron abandonadas a lo largo detrayecto) en el Ocano Pacfico. Despus de la "Apolo 11"se realizaron otras 6 misiones lunares. De ellas slo una, la"Apolo 13", no pudo completarse con el alunizaje en nues-tro satlite. La causa fue una explosin de los depsitos deoxgeno, que puso en peligro la vida de los tres astronautasLOVELL, HAISE y SWIGERT, pero que finalmente termin conuna feliz vuelta a la Tierra. Las otras misiones profundiza-ron en la exploracin de la superficie lunar tanto en las"tierras" como en los "mares", valindose tambin de unvehculo llamado jeep lunar. El programa "Apolo" se con-cluy antes de lo previsto tanto por razones econmicas,como porque ahora ya no apareca suficientemente motivadoa los ojos de la opinin pblica despus de que los EstadosUnidos hubieran logrado nuevamente la supremaca espa-cial. Si se prescinde de los costos de realizacin, es induda-ble que su contribucin cientfica al conocimiento de nues-tro satlite natural y a la evolucin de las tecnologas astro-nuticas fue enorme.

Apolo-Soyuz. Ha sido la experiencia ms espectacular decooperacin internacional en el espacio: el 5 de julio de1975, la astronave americana Apolo con tres hombres abordo se uni a la cosmonave sovitica Soyuz con dos as-tronautas, a 225 km sobre la Tierra. Un acuerdo quinquenalestipulado en 1972 entre las dos grandes potencias, preveael estudio de un "sistema compatible de cita y amarre de lasestaciones y de las naves habitadas de la Unin Sovitica yde los Estados Unidos, con el fin de aumentar la seguridadde los vuelos humanos en el espacio y de tener la ocasin,en el futuro, de efectuar experiencias cientficas conjuntas".Los problemas de compatibilidad tcnica a resolver fueronbastantes: en primer lugar los dispositivos de Amarre del"Apolo" y de la "Soyuz", si bien funcionaban en base a losmismos principios, tenan dimensiones y mecanismos com-pletamente diferentes. Para superar este obstculo sin tenerque modificar el proyecto original del "Apolo", los america-nos construyeron el denominado "mdulo de amarre": porun lado se introduca en uno de los extremos del "Apolo" ypor el otro lo haca en la "Soyuz". Surgieron otros proble-mas sobre las condiciones de la tripulacin durante el trn-sito de una nave a otra: en efecto, al ser diferentes las pre-siones atmosfricas creadas por los ingenieros americanos ysoviticos en las cabinas de las respectivas astronaves, elpaso directo de los miembros de la tripulacin habra pro-

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vocado en ellos una grave descompensacin orgnica. Portanto, se decidi crear una cmara de compensacin en elmdulo de amarre. Ulteriores problemas de orden tcnicoestaban relacionados con las comunicaciones entre las dosastronaves en vuelo, la coordinacin entre los dos motoresy, adems, problemas meteorolgicos y de organizacin,como la estandarizacin de la terminologa y la superacinde la barrera idiomtica. Todos estos problemas fueronresueltos y el amarre en rbita se realiz sin ningn inci-dente, concluyendo antes de lo previsto. El histrico apretnde manos en el espacio entre el comandante soviticoAlexei LEONOV y el americano Thomas STAFFORD, fueseguida con emocin por telespectadores de todo el mundo.Lo otros miembros de la misin, denominada ASTP, inicia-les de "Apollo-Soyuz Test Project", eran el ruso Valeri N.KUBASOV, ingeniero de vuelo, as como los pilotos america-nos Donald K. SLAYTON y Vance C BRAND. Adems deconstituir un antecedente para eventuales misiones de auxi-lio en el espacio entre astronaves de los dos pases, otro delos objetivos principales fue la realizacin de experimentosrelativos a la microgravedad, la astronoma, la medicina y laobservacin de la Tierra. Se realizaron 32 experimentos enel mbito de 5 proyectos. Particularmente espectacular fueel del Eclipse solar artificial, durante el cual el "Apolo" hizode disco de ocultacin del Sol, mientras la tripulacin de la"Soyuz" efectuaba observaciones y tomaba fotografas de laCorona solar.

psides. Son los puntos extremos de la rbita de un cuerpoceleste en su movimiento alrededor de otro. En el caso delas rbitas de los planetas que rotan alrededor del Sol, losdos psides se llaman Perihelio (el punto ms prximo) yAfelio (el punto ms lejano); en el caso de la rbita terres-tre, Perigeo y Apogeo. La lnea que une los dos puntosapsidales se llama lnea de los psides y, para una rbitaelptica, corresponde al eje mayor de la Elipse.

Arecibo (Observatorio astronmico). Es el Radioteles-copio ms grande del mundo, situado en Puerto Rico, utili-zado tanto para captar las ondas de radio celestes, comopara la transmisin de impulsos de Radar. Esta constituidopor un reflector hemisfrico con un dimetro de 305 metros,teniendo por encima una antena sostenida por tres grandespilares. La funcin del reflector es la de concentrar lasondas de radio procedentes del espacio en la antena, queest unida electrnicamente con la sala de control dondeson analizadas las seales. Cuando es utilizado como untransmisor de radar, debe enviar al espacio las seales querecibe de la antena. El radiotelescopio no puede ser orienta-do, pero moviendo la antena puede explorarse una vastazona del cielo (del 43o Norte al 6o Sur). El instrumento,que ha sido instalado en 1963 y cuya superficie reflectorafue reconstruida en 1974, es utilizado para estudios sobre laionosfera, para la cartografa radar de la Luna y de losplanetas y, adems, para la Radioastronoma. El 16 denoviembre de 1974, se transmiti desde el Observatorio deArecibo la seal de radio ms potente dirigida por la huma-nidad a las estrellas, con la esperanza de que exista algunaforma de vida extraterrestre en un sistema solar similar alnuestro. El mensaje contena una serie de informacionessobre la vida terrestre: un esquema de nmeros, los tomosde los elementos de los que estamos principalmente consti-tuidos (hidrgeno, carbono, nitrgeno, oxgeno y fsforo),imgenes esquemticas de la doble hlice del DNA, de unser humano, del sistema solar y del propio radiotelescopiode Arecibo. La seal cifrada, dirigida hacia un cmuloglobular de alrededor de 300.000 estrellas llamado M 13,

situado en la constelacin de Hrcules, podra ser captadopor algunas civilizaciones terrestres dentro de 24.000 AL,porque tal es la distancia que nos separa de M 13.

Ariel (satlites). Con este nombre se conoce una serie de 6satlites cientficos britnicos lanzados desde los EstadosUnidos entre 1962 y 1979. Los dos primeros fueron cons-truidos en los Estados Unidos con el equipo cientfico pro-porcionado por Gran Bretaa. Sin embargo los otros fueroncompletamente de construccin inglesa. "Ariel 1", lanzadoel 26 de abril de 1962, estudi la Ionosfera y las radiacionessolares; "Ariel 2", (27 de marzo de 1964) efectu estudiosatmosfricos y de Radioastronoma; "Ariel 3" (5 de mayo de1967) y "Ariel 4" (11 de diciembre de 1971) desarrollaronestudios sobre la ionosfera y de radioastronoma; "Ariel 5"(15 de octubre de 1974) traz un mapa del cielo con RayosX, examinando en detalle algunas fuentes estelares de estasradiaciones; "Ariel 6" (2 de junio de 1979) estudi losRayos csmicos y los rayos X.

ARISTARCO de Samos (310-240 a. J.C.). Genial astrnomoy matemtico griego, que vivi en el siglo III a. J.C. Fue elsostenedor ms autorizado de un sistema heliocntrico delUniverso, que elabor basndose en la concepcin deHERCLIDES del Ponto (IV siglo a. J.C.), quien pensaba quelos llamados planetas inferiores (Mercurio y Venus) girabanalrededor del Sol, que a su vez describa su rbita alrededorde la Tierra inmvil. ARISTARCO perfeccion esta teora ylleg a afirmar que todos los planetas, comprendida laTierra, giran alrededor del Sol. Sin embargo, esta osadaespeculacin, con la cual anticip el sistema de COPRNICO,que hasta el ao 1500 no se afirmara, no tuvo seguidoresen su poca, dominada por la concepcin geocntrica. Otroimportante estudio al que se dedic ARISTARCO fue el rela-tivo a las dimensiones del Sol y la Luna y su distancia denuestro planeta. En su obra De magnitudinibus et distantiissolis et lunae (que lleg hasta nosotros en la traduccinlatina), el cientfico describe su mtodo geomtrico paracalcular las distancias de la Tierra al Sol y a la Luna y losrespectivos dimetros; debido a los rudimentarios instru-mentos de que dispona, lleg a estimaciones muy pordebajo de la realidad. Un clculo bastante preciso fue reali-zado algunos decenios ms tarde por ERATSTENES.

ARISTTELES (384-322 a. J.C.). Fue uno de los filsofos ycientficos griegos ms importantes. Su influencia fue talque algunas de las teoras que elabor se mantienen vigen-tes todava, dos mil aos despus de su muerte (entre otrasmuchas baste recordar la doctrina de la fuerza inmvil que,revisada y profundizada en clave cristiana por Santo Tomsde Aquino en el medioevo, constituye hasta ahora la basesobre la cual se apoya todo el edificio de la teologa catli-co-romana). En el campo astronmico, adelant los prime-ros argumentos slidos contra la tradicional teora de laTierra plana, haciendo notar que las estrellas parecen cam-biar su altura en el horizonte segn la posicin del observa-dor en la Tierra. Por ejemplo, la Estrella Polar aparecedesde Grecia alta sobre el horizonte, porque Grecia estbastante ms al norte del Ecuador; en cambio, desde Egiptoparece ms baja, y desde latitudes ms al Sur puede noverse en absoluto, porque no aparece nunca. Este fenmenopuede explicarse partiendo de la premisa que la Tierra esuna esfera; pero resulta incomprensible suponiendo que seaplana. ARISTTELES not adems que durante los eclipseslunares, cuando la sombra de la Tierra se proyecta sobre laLuna, la lnea del cono de sombra es curva: esta es unaulterior demostracin de que la superficie de la Tierra debe

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ser curva. El gran filsofo elabor tambin un modelo pro-pio del Universo que se fundamentaba en el sistema geocn-trico propuesto por EUDOXIO de Cnido (408-355? a. J.C.) ysucesivamente modificado por CALIPO (370-300? a. J.C.).En el sistema de EUDOXIO, llamado de las esferas homocn-tricas (que tienen un centro comn), la Tierra era imaginadainmvil en el centro del Universo y los cuerpos celestesentonces conocidos, fijados a siete grupos de esferas dedimensiones crecientes desde la ms interna a la ms exter-na: tres esferas pertenecan a la Luna, tres al Sol y cuatro acada uno de los planetas entonces conocidos (Mercurio,Venus, Marte, Jpiter y Saturno), con un total de 26 esferascelestes. Cada cuerpo celeste se imaginaba fijado a la esferams interior del propio grupo; las otras del mismo grupoestaban unidas a la interior mediante un sistema de ejespolares desfasados entre s. Todas estas complicaciones, enla total ignorancia de los movimientos de rotacin y revolu-cin de los planetas, servan para explicar, de algn modo,sus trayectorias aparentes a travs del cielo. Ms tardeCALIPO, discpulo de EUDOXIO, con la finalidad de hacerfuncionar mejor todo el conjunto, llev a 33 el nmero totalde esferas. Sin embargo, parece que EUDOXIO y CALIPOpensaban en sus esferas como un recurso geomtrico, caren-te de consistencia fsica, inventado slo para explicar yprever el movimiento de los cuerpos celestes. En cambioARISTTELES considera que las esferas, constituidas por unasustancia pursima y transparente, rodeaban realmente a laTierra, teniendo engarzados como diamantes a todos loscuerpos celestes visibles. En el intento de explicar el origende los movimientos planetarios, ARISTTELES pens en una"fuerza divina" que transmita sus movimientos a todas lasesferas desde la ms externa, o esfera de las estrellas fijas,a la ms interna, o esfera de la Luna. Sin embargo esta idease tradujo en una enorme complicacin de todo el sistema,ya que elev de 33 a 55 el nmero total de esferas, todasrelacionadas entre s. La teora descrita en su obra Metafsi-ca, fue sustituida por el sistema de TOLOMEO (II siglo d.J.C.), siempre geocntrico, pero que tena en cuenta demanera ms precisa los movimientos celestes y que fueuniversalmente aceptado hasta COPRNICO (1473?-1543).Entre las obras cientficas del filsofo griego dedicadas alcielo, es preciso recordar la Meteorologa y el De Coelo.

Armilar (esfera). Es un antiguo instrumento empleado hastael 1600, que serva para determinar las Coordenadas celes-tes de los astros. Estaba constituido por un cierto nmero decrculos (de donde viene su nombre latino armilla, quesignifica crculo) insertos el uno en el otro, representando elecuador celeste, la Eclptica, el Horizonte, el Zodiaco, etc.,de tal manera que una vez dirigida hacia una estrella, sepodan leer sus coordenadas celestes sobre las escalas gra-duadas. Las esferas armilares fueron utilizadas por losastrnomos rabes, por HIPARCO y por TOLOMEO. Tuvieronun gran desarrollo en la poca durante la que vivi el astr-nomo dans Tycho BRAHE (1576-1601), que mont variasen su laboratorio.

ARMSTRONG, (Neil Alden 1930). Comandante de la famosamisin americana "Apolo 11", fue el primer hombre enpisar suelo lunar, a las 4,56 del 21 de julio de 1969, pro-nunciando la histrica frase: "es un pequeo paso para unhombre, pero un gigantesco salto para la humanidad".ARMSTRONG, a diferencia de la mayor parte de los astronau-tas de la NASA, no es de la escala militar; particip en laguerra de Corea como piloto de la marina, realizando 78vuelos hasta que su avin fue derribado durante un combatey se salv saltando en paracadas. Entr en la NASA en

1962 como experimentador civil; fue piloto jefe del avin-cohete "X 15" y de la misin "Gminis 8", con la que serealiz, en marzo de 1966, el primer amarre en el espacio, apesar del imprevisto accidente tcnico que l, junto con sucolega David SCOTT, afront con inteligencia y valor. Loque sucedi fue que, inmediatamente despus del amarre, el"Gminis 8" y el cohete-blanco "Agena" se pusieron a girarsobre s mismos, a causa de un desperfecto en uno de losservo-motores que regulaban la posicin de la astronave.Con maniobras precisas ARMSTRONG y SCOTT lograronestabilizar la nave y volver a Tierra. Graduado como inge-niero aeronutico, despus de la misin "Apolo 11" NeilARMSTRONG abandon la NASA para convertirse en profe-sor de ingeniera aeroespacial en la Universidad de Cincin-nati.

Asociaciones estelares. Con este nombre se indicangrupos de estrellas con caractersticas fsicas similares yque se encuentran reunidas en una cierta regin del espacio.No deben confundirse con los cmulos estelares porque, alcontrario de stos, tienen una densidad bastante menor y noestn caracterizados por una estructura particular. Entreasociaciones y cmulos existe sin embargo una relacin, yaque en el centro de muchas asociaciones se han descubiertocmulos abiertos. Las asociaciones estelares son de dostipos: 1) Las ms conocidas y numerosas son las constitui-das por estrellas gigantes de altsima temperatura, tambinllamadas "Asociaciones O", porque su Categora espectralva de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, uncentenar como promedio, son estrellas jvenes (algunosmillones de aos), animadas por un movimiento de expan-sin de algunos km/s y se encuentran habitualmente inmer-sas en nubes de hidrgeno. Un ejemplo tpico est represen-tado por la asociacin contenida en la denominada "nebulo-sa de la roseta", clasificada con el nmero de catlogo NGC2244. 2) Menos numerosas resultan en cambio las asocia-ciones formadas por estrellas variables enanas de edad muyjoven. Tambin son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri,es decir del prototipo de estrella variable que mejor repre-senta la clase. Tambin stas aparecen asociadas a nebulo-sas. Un ejemplo tpico de estas asociaciones se encuentra enel trapecio de Orin.

Asteroide. Se llaman asteroides o pequeos planetas algunasdecenas de miles de fragmentos rocosos, cuyas dimensionesvaran desde un pequeo peasco hasta tener 1.000 km dedimetro, caracterizados por una superficie irregular y laausencia de atmsfera. Alrededor del 95 % de estos cuerposocupa un espacio comprendido entre las rbitas de Marte yde Jpiter; sin embargo, algunos grupos orbitan cercanos alSol, a Mercurio y otros se alejan hasta la rbita de Saturno.Se calcula que su masa total sea 1/2.500 con respecto a lade la Tierra, siendo comparable a Japeto, un satlite deSaturno. Las hiptesis sobre los orgenes de los asteroidesson varias; sin embargo, las ms aceptadas en la actualidadse reducen a dos: 1) que los fragmentos asteroidales son elresultado de la destruccin de un solo cuerpo celeste; 2) queuna familia de un limitado nmero de asteroides, no ms deunos cincuenta, se form desde el origen del sistema solar,pero que en sucesivas y recprocas colisiones se fueronmultiplicando. El primer asteroide y el ms grande es Ce-res, de, 1.000 km de dimetro, descubierto en 1801 porGiuseppe PIAZZI, director del observatorio astronmico dePalermo. Algunos aos ms tarde fueron descubiertos PalasAtenea, con un dimetro de 530 km (OLBERS, 1802); Juno,con un dimetro de 220 km (HARDING, 1804), y Vesta, conun dimetro de 530 km (OLBERS, 1807). Un gran impulso a

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la clasificacin de los asteroides fue dado por Max WOLF en1891, con la introduccin de la investigacin sobre placasfotogrficas. Hoy los asteroides clasificados son ms de dosmil y existen dos grandes centros mundiales, uno en losEstados Unidos en Cincinnati (Ohio) y otro en la UninSovitica en Leningrado, que se ocupan exclusivamente desu estudio. Segn su posicin orbital, los asteroides sesubdividen en tres grupos: 1) el llamado cinturn principal,que est ocupado por el 95 % de todos los asteroides cono-cidos y se encuentra entre las rbitas de Marte y Jpiter,exactamente entre 2,2 y 3,3 UA del Sol. Aqu los asteroidesms interiores tienen perodos orbitales de aproximadamen-te dos aos, los ms exteriores de seis aos. En el interiorde este cinturn existen vacos denominados por los estu-diosos "lagunas de Kirkwood" (llamadas as por el astrno-mo que las observ por primera vez en 1866) y en las queno est en rbita ningn asteroide. Estas lagunas estncausadas por la presencia cercana del planeta ms grandedel sistema solar, Jpiter, que tiene un perodo orbital dedoce aos. Cuando un asteroide ocupa una rbita que tieneun perodo similar al de Jpiter, es alejado por la fuerzagravitacional de este ltimo. Las lagunas ms llamativas seencuentran en correspondencia de rbitas con perodos de 4;4,8; 5,9 aos. 2) Los denominados pequeos planetas troya-nos, que ocupan la misma rbita que Jpiter, precedindoloo siguindolo en ella. A su vez, se subdividen en el llamado"grupo de Aquiles", formado por varios centenares de cuer-pos que precede a Jpiter en aproximadamente 60, y en el"grupo de Patroclo", un poco menos numeroso, que sigue aJpiter a 60 3) El grupo Apolo y Amor, formado por unmillar de cuerpos en total y caracterizado por rbitas muchoms elpticas, que se extienden a los planetas interiores yque, por tanto, pueden, potencialmente, entrar en colisincon la Tierra. A este propsito, algunos astrnomos sostie-nen que varias catstrofes del pasado, como por ejemplo laextincin de los dinosaurios del Cretceo-Terciario, hace 65millones de aos, fue causada por la cada en la Tierra deuno de estos asteroides, con un dimetro estimado deaproximadamente 10 km. Los objetos del grupo Apolo yAmor, sin embargo, segn algunos estudiosos, no seran unaderivacin del grupo originario de los asteroides, sino n-cleos de Cometas, carentes de la componente voltil y redu-cidos a orbitar entre los planetas interiores. La composicinde los asteroides se establece por medio de mtodos deanlisis indirecto, gracias a la luz que ellos reflejan. Losresultados indican que, en su mayor parte, estos cuerposcelestes estaran compuestos de sustancias similares a losmeteoritos, es decir, fragmentos de composicin ptrea oferrosa que se precipitan sobre la Tierra, provocando elespectacular fenmeno de las estrellas fugaces y que, aveces, logran ser recuperados. Los asteroides, como lo hanindicado algunos astrnomos, podran convertirse en elfuturo en ptimas reservas de minerales valiosos que esca-sean en nuestro planeta. Por tanto, podran ser ampliamenteaprovechados en una futura colonizacin humana del siste-ma solar.

Astrobiologa. En analoga con otras ramas de la astronomacomo la astrofsica, la astrometra, etc., recientementese ha manifestado la necesidad de crear otra especializa-cin, a la que se le ha dado el nombre de astrobiologa, cuyocampo de investigacin es la vida en la Universo, en elsignificado ms amplio del trmino. Sinnimo de astrobio-loga es el trmino exobiologa es decir, la biologa delespacio exterior. Nosotros hemos preferido adoptar el pri-mer trmino porque resulta ms homogneo con las defini-ciones de las otras especializaciones astronmicas. La vida

en la Tierra. Punto obligado de referencia de los estudios deastrobiologa es la aparicin de la vida en nuestro planeta.Partiendo de aqu, es posible determinar aquellos procesosqumicos y bioqumicos que en la actualidad se piensaconstituyen un episodio fundamental del ciclo de la evolu-cin csmica. Segn las hiptesis ms slidas, el procesoque condujo a la presencia de vida en la Tierra se iniciprecozmente despus de la formacin de nuestro planeta,apenas lo permitieron las condiciones ambientales haceaproximadamente unos 4,5 mil millones de aos. Los estu-dios de paleontologa han puesto en evidencia restos deorganismos primordiales en estado fsil, en rocas que seremontan a unos 3,5 mil millones de aos. Por tanto, pode-mos suponer que el perodo de tiempo en que las primerasclulas vivas se organizaron a partir de la materia inanima-da, fue efectivamente bastante breve con respecto a la edadde nuestro planeta. La opinin ms consistente en la actua-lidad, aunque no carente de lagunas, ofrece el siguientepanorama de la aparicin de la vida sobre la Tierra. Unaatmsfera primordial a base de hidrgeno, amonaco, meta-no y vapor de agua proporcion, a travs de las lluvias, losprincipales elementos para la formacin de charcos en loscuales se llevaron a cabo las primeras sntesis orgnicas. Enun segundo momento, fecundado por las radiaciones solaresultravioletas y por las descargas elctricas, este "caldoprimordial", como ha sido definido por algunos cientficos,dio origen a cadenas de aminocidos y proto-protenas querepresentan las piezas fundamentales de la clula viva. Porltimo se lleg a la organizacin espontnea de la primeraclula dotada de capacidad autoproductiva. Tal vez el aspec-to ms fascinante de esta teora es que, hasta cierto punto,ha sido comprobada experimentalmente. Desde 1952, fechade un histrico experimento dirigido por el qumico ameri-cano Stanley MILLER, es posible simular las condiciones dela atmsfera primordial y obtener, en el interior de un "cal-do primordial" artificial, aminocidos y otras estructurascomplejas que presentan una afinidad estructural muy simi-lar a aquellas de la clula viva. Sin embargo, hasta ahora noha sido demostrado el proceso fundamental que conduce delos ingredientes base, a la clula auto-reproductora propia-mente dicha. Los bilogos se justifican diciendo que paraeste paso fundamental no bastan las simulaciones en ellaboratorio, siendo necesarios los largos perodos de evolu-cin bioqumica. La evolucin csmica. Partiendo del prin-cipio que la vida puede nacer, afirmarse y evolucionar, porseleccin darwiniana, en una multiplicidad de especiesdiferentes, muchos estudiosos se dicen tambin convencidosque no hay razones plausibles para que este hecho se limiteslo a nuestro planeta. Los estudios ms recientes en astro-fsica han demostrado una sorprendente unidad gentica yestructural de todo el Universo visible: estrellas, galaxias ymateria csmica se forman en todas partes obedeciendo alos mismos principios. Esto es vlido tanto en la inmensi-dad del espacio, como en las profundidades del tiempo, yaque, como es sabido, cuanto ms lejos extendemos nuestramirada, ms antiguos (hasta miles de millones de aos) sonlos fenmenos que presenciamos. Tampoco nuestro sistemasolar es una excepcin. Muchos otros soles parecen poseercortejos de planetas que, de manea similar a los nuestros,debieron formarse por fenmenos de condensacin gravita-cional en el interior de una nebulosa de gases y polvos. Delas proximidades del sistema solar y de las lejanas estela-res, continuamente llegan indicios de vida. Se han encon-trado aminocidos en el interior de meteoritos que cayeronen la Tierra. Han sido delimitadas molculas orgnicascomplejas y, tal vez, incluso estructuras bioqumicas fun-damentales en las nubes de polvos interestelares distantes

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centenares o millares de aos luz. El proceso de evolucinqumica, que la teora del "caldo primordial" sugiere llega-do a la Tierra, podra ser una parte de un ciclo de vida msamplio que penetra todo el Universo. Algunos estudiososcomo F. HOYLE y C. WICKRMASINGHE piensan, incluso, quela sede principal de este proceso est en las nubes de polvointerestelar y que la vida en estado elemental llega a losplanetas a bordo de cometas para despus evolucionar, enlos ambientes ms favorables, en una multiplicidad deespecies, gracias sobre todo al continuo aporte de materialgentico desde el espacio, cuyo papel sera el de acelerar laclsica evolucin postulada por Charles DARWIN. Civiliza-ciones evolucionadas. Segn otros estudiosos, como elpremio Nobel de medicina Francis Cricik, la difusin de lavida en el Universo, y, por tanto, la presencia de vida en laTierra, seran el resultado de experimentos de "pan-espermapilotado" por parte de lejanas, y tal vez ahora ya extintas,especies evolucionadas. En otros trminos, las civilizacio-nes estelares, con el fin de propagarse, enviaran haciadeterminados planetas sondas espaciales conteniendo lamateria gentica de la cual, con el tiempo, se desarrollaranlas diversas especies vivas. Dejemos de lado, de todosmodos, estas fantsticas hiptesis que hemos mencionadocomo complemento. Lo que ciertamente hay son indiciosque una gran cantidad de estrellas similares a nuestro Solestn rodeadas por planetas. Slo en nuestra Galaxia, quecontiene aproximadamente cuatrocientos mil millones deestrellas, aquellas que poseen sistemas planetarios seranalrededor de ciento treinta mil millones. En cada uno deestos sistemas, por lo menos un planeta podra presentar lascondiciones ambientales adecuadas para albergar vida: hande estar en rbita en un intervalo de distancias de la estrellaprincipal o "ecosfera", que asegure temperaturas mediascompatibles con el metabolismo tpico de los seres vivos.Estas consideraciones han sido las que han impulsado aalgunos astrnomos hacia la bsqueda de seales emitidaspor eventuales civilizaciones extraterrestres.

Astrfilo. Con este trmino se indica a un estudioso de laastronoma no profesional, que se dedica preferentemente alas observaciones celestes con la intencin de colaborar conlos astrnomos en determinados sectores de la vigilancia delcielo, o para satisfacer simplemente su propia pasin por laciencia astronmica. Habitualmente, los astrfilos se renenen asociaciones locales o nacionales que elaboran progra-mas colectivos de observacin de zonas como: Sol, planetas,estrellas variables, ocultaciones lunares, cometas, meteoros,etc. Su equipo consta de Telescopios, astrocmaras, Fot-metros, instrumentos que en la actualidad han alcanzado ungran nivel de calidad, aun permaneciendo, lgicamente,muy por debajo de los existentes en los grandes observato-rios astronmicos. Un instrumento tpico del astrfilo es,por ejemplo, un telescopio reflector de 20 cm de dimetro,que puede utilizarse perfectamente tanto para las observa-ciones del Sol y de los planetas, como para el estudio deobjetos dbiles y lejanos como las estrellas, las galaxias, lasnebulosas, etc. La contribucin de los astrfilos a algunossectores de la astronoma de observacin es notable, y essolicitada y apreciada por los astrnomos profesionales.Bastar recordar que aproximadamente la mitad de losdescubrimientos de cometas efectuados cada ao es obra delos astrfilos, y que muchas otras investigaciones astron-micas, que exigen un paciente y constante trabajo de obser-vacin, son desarrolladas con xito por ellos. Las asociacio-nes de astrfilos llevan a cabo tambin una labor de difu-sin de la astronoma entre el gran pblico, organizandoactos culturales y observaciones colectivas; de esta manera

contribuyen a hacer conocer y a consolidar esa pasin porlos estudios del cielo, que lleva a muchos jvenes a lasfacultades de astronoma y de fsica. A partir de los aossetenta se ha asistido a un autntico "boom" de la aficinpor la astronoma, como testimonia el constante incrementoen la venta de aparatos para la observacin del cielo que aun permanente perfeccionamiento tcnico, han agregadoprecios accesibles para un nmero cada vez mayor de per-sonas.

Astrofsica. Rama muy slida de la astronoma que estudia lanaturaleza y la estructura fsica de los cuerpos celestes,tanto prximos como lejanos. La astrofsica nace con laobservacin, realizada a comienzos del siglo XIX por J.FRAUNHOFER (1787-1826) de que la luz del Sol, atravesandoun Espectroscopio (aparato capaz de descomponer la luz ensus colores fundamentales), da lugar a un espectro continuosobre el cual se sobreimprimen lneas verticales. Fue mritode G. KIRCHOFF (1824-1887) descubrir que aquellas lneaseran la huella de algunos de los elementos qumicos presen-tes en la atmsfera solar, por ejemplo el hidrgeno y elsodio. Este descubrimiento introdujo un nuevo mtodo deanlisis indirecto, que permite conocer la constitucinqumica de las estrellas lejanas y clasificarlas. Otros mediosde investigacin fundamentales para la astrofsica son laFotometra (medida de la intensidad de la luz emitida porlos objetos celestes) y la Astrofotografa o fotografa astro-nmica. La astrofsica es una ciencia tanto experimental, enel sentido que se basa en observaciones, como terica,porque formula hiptesis sobre situaciones fsicas no direc-tamente accesibles. Uno de los captulos ms importantesde la astrofsica moderna est constituido por el Sol. Hastalos aos treinta, el mecanismo energtico que alimenta anuestra estrella era un misterio; en 1938, el fsico HansBETHE explic los principales procesos de fusin nuclearque estn en condiciones de alimentar por largos perodosde tiempo el horno solar, como tantas otras estrellas. Lamoderna astrofsica ha logrado tambin explicar la estructu-ra interna de nuestra estrella y la distribucin de las tempe-raturas, que van desde veinte millones de grados en elcentro, a seis mil grados en la superficie visible, para subirnuevamente a cuatro millones de grados en la atmsfera ocorona solar. Sin embargo, an queda sin explicar el llama-do "ciclo de actividad oncenal", en virtud del cual las man-chas y otros tipos de perturbaciones que se observan en losestratos ms externos del Sol alcanzan un mximo de fre-cuencia, precisamente, cada once aos. Otra gran zona deinvestigacin de la astrofsica est constituida por el estudiode las caractersticas fsicas de las Estrellas: dimensiones,masa, luminosidad, temperaturas y categora espectral (tipode espectro que muestra su luz); y por el estudio de la Evo-lucin estelar. Entran aqu los estudios sobre las estrellasdobles (formadas por dos o ms soles), sobre las novas ysupernovas (estrellas que brillan de improviso lanzandograndes cantidades de energa y materia al espacio y aumen-tando su luminosidad) y sobre otras fuentes estelares anpoco conocidas como los pulsar (estrellas que laten) y losagujeros negros (estrellas que entraron en colapso). Laastrofsica tambin estudia la composicin y la estructura dela Materia interestelar, es decir de aquellas nubes de gasesy polvos que ocupan amplias zonas del espacio y que en unapoca eran consideradas absolutamente vacas. Los mtodosde investigacin astrofsica son tambin aplicadas al estudiode los Planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuyacomposicin y estructura, gracias a las investigacionesllevadas a cabo por satlites artificiales y sondas interplane-tarias, se ha podido lograr, en estos ltimos aos, un cono-

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cimiento ms profundo, que en muchos casos ha permitidomodificar convicciones muy antiguas. Una reciente y vigo-rosa rama de la astrofsica es la Radioastronoma: el estudiode la fsica de los objetos celestes por medio de la escuchade las ondas de radio naturales que ellos emiten. Debido alas metodologas substancialmente diferentes, la radioastro-noma es considerada por algunos como una especializacinde la astronoma, independiente de la astrofsica clsica.

Astrofotografa. La fotografa del cielo ha revestido, desdelos primeros aos de este siglo hasta hoy, un papel cada vezms importante en la investigacin astronmica. Ofrece dosventajas sustanciales con respecto a la observacin visual:primero, da la posibilidad de fijar sobre la emulsin deta-lles del objeto observado que el astrnomo podr despusanalizar en el laboratorio; segundo y ms importante, permi-te percibir objetos invisibles al ojo humano. En efecto,colocando una pelcula fotogrfica en el foco primario de untelescopio, mientras sigue automticamente el movimientode los astros, es posible efectuar exposiciones de algunashoras, recogiendo pequeas cantidades de luz procedentesde objetos muy dbiles y lejanos, incluso los distantes mi-llones de AL de la Tierra. Las primeras fotografas astro-nmicas fueron realizadas en 1840, poco despus de inven-tarse la placa fotogrfica, por el americano John W. DRAPERy tuvieron como tema la Luna. En 1842, el fsico G. A.Majocchi fotografi el eclipse de Sol del 8 de julio. En1958, el astrnomo aficionado ingls Warren de la Rue,invent la fotoheliografa e inici la realizacin de una seriede fotografas diarias de las manchas y de las fculas sola-res. Las estrellas, y en particular Vega, fueron fotografiadaspor primera vez en 1850 en los Estados Unidos por W. C.BOND. En 1881, la fotografa es utilizada tambin para elanlisis de los cometas y las nebulosas por G. HUGGINS y J.JANSSEN, primer director del Observatorio astrofsico deMeudon, prximo a Versalles. Otras aplicaciones de lafotografa astronmica han sido: la investigacin de losasteroides iniciada en 1891 por Max WOLF, as como elestudio de las auroras polares, de la luz zodiacal, de lasestrellas fugaces. Las emulsiones fotogrficas presentaban,a comienzo de siglo, el inconveniente de ser impresionadasmuy fuertemente por las radiaciones violetas, y muy dbil-mente por las rojas; adems de esto, los telescopios refrac-tores de larga distancia focal, difundidos en la poca deladvenimiento de la fotografa, tenan aberracin cromtica,por lo que delante de las emulsiones empleadas en ellos eraimprescindible anteponer los adecuados filtros correctoresde luz. Con el fin de reducir la aberracin cromtica, seconstruyeron ms tarde objetivos compuestos de tres ocuatro lentes sin embargo, ni as era posible concentrar enun mismo foco todos los colores del espectro visible. En laactualidad, para la fotografa astronmica se utilizan conxito los telescopios reflectores, que no tienen, aberracincromtica, y en particular los tipos Schmidt y Ritchey-Cretienne. La fotografa en colores ha obtenido, en la inves-tigacin astronmica, resultados satisfactorios especialmen-te desde el punto de vista espectacular, aunque la lentitudde las emulsiones obligue an a largas exposiciones. Tam-bin la cinematografa est en continuo desarrollo, espe-cialmente para el estudio del Sol. A partir de los aos se-senta ha adquirido una notable importancia el mtodo de lafotografa indirecta, que consiste en colocar en el foco pri-mario del telescopio, adems de la pelcula habitual, unaparato electrnico capaz de convertir los impulsos lumino-sos en corriente elctrica. Esta ltima, a su vez amplificaday revelada, es reconvertida en imagen.

Astrogeologa. Es una nueva especializacin cientficaimpulsada por el extraordinario desarrollo de la Astronuti-ca. As como la geologa se ocupa de la estructura, composi-cin y evolucin de la Tierra, la astrogeologa trata losmismos temas pero aplicados a los otros planetas del siste-ma solar. Hasta finales de la dcada de los cincuenta, lasnicas informaciones sobre geologa planetaria venan delas observaciones desde Tierra, y permitan tener una ideaslo aproximada de las caractersticas de las superficies delos planetas, de sus atmsferas, y de su interior. La astro-nutica ha permitido efectuar primero observaciones desdems cerca, y a veces "in situ" con retransmisin de losdatos. En el caso de la Luna se ha podido recoger materialpara ser analizado en los laboratorios terrestres. De estamanera ha sido posible trasladar a otros mundos las tcn