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Page 1: Enciclopedia Astronomica

I N T R O D U C C I Ó N

El Universo, una realidad en continua evolución.

Nuestra visión del Universo ha cambiado de aspecto durante el último cuarto de siglo. Hasta la década de los cincuenta, todolo que sabíamos del espacio que nos rodea nos llegaba a través de la información contenida en la luz de los astros y, por lo tanto,sólo de las observaciones con telescopio. Asomándose a lo que los astrónomos llaman la ventana óptica de nuestra atmósfera, esecorredor a través del cual pasan las radiaciones visibles del espectro electromagnético, ya era posible observar un panorama gran-dioso y desconcertante. Un inmenso vacío en el cual, como islas en un océano sin límites, flotaban miríadas de galaxias contenien-do cada una miles de millones de estrellas. Nuestro Sol no es más 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-pués de la primera revolución astronómica llevada a cabo por COPÉRNICO, KEPLER, GALILEO y NEWTON, surge lo que algunos cientí-ficos señalan como la segunda revolución astronómica, con una nueva serie de inventos y descubrimientos, y que aún está en plenaevolución. 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 nació el Universo, una gigantesca explosión, pintorescamente deno-minada Big Bang, cuyo eco aún vibra en los espacios bajo la forma de una radiación fósil a 3 K. A partir de aquél lejano aconteci-miento, ocurrido por lo menos hace unos 15 mil millones de años, el Universo se expande sin cesar en todas direcciones extendien-do sus tentáculos, constituidos por masas de estrellas y gases. En esta burbuja de materia en expansión, el hombre ha podido de-terminar la presencia de extraños objetos. Galaxias que escapan rozando la velocidad-límite de la luz; estrellas de neutrones muchomás pequeñas que la Tierra y que laten con la regularidad de un radiofaro, dejándose 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, haciéndose invisi-bles y mereciendo la acertada denominación de "Agujeros Negros". Una astronomía nueva para un Universo nuevo La "nuevaastronomía" 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 óptica, los astrónomos han podido abrir otra serie de perspectivas de observación que permitenrecoger informaciones invisibles al ojo humano, ya que se desplazan en longitudes de onda diferentes a las típicas de la luz. Deeste modo nació la radioastronomía que se sirve de los radiotelescopios, enormes pabellones auriculares electrónicos en forma deparaboloide, cuya misión es detectar las emisiones de radio que emiten las estrellas. Más allá de la atmósfera terrestre, que consti-tuye una pantalla impenetrable para la mayor parte de las longitudes de onda fuera del espectro visible, los instrumentos colocadosen misiles, satélites y globos-sonda, captan las emisiones celestes en el dominio de los infrarrojos, los ultravioletas, los rayos X ylos rayos γ. Procediendo de esta manera, no sólo se ha podido estudiar cada objeto del cielo a través de la luz que vemos, sinotambién 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 más pequeña, pero sumamentesignificativa para nosotros-como es la de nuestro sistema solar-, los cambios no han sido menos drásticos y perturbadores. En uncuarto de siglo el hombre ha salido del ámbito terrestre y ha explorado la Luna, el cuerpo celeste más próximo; después se halanzado hacia los planetas interiores y finalmente ha puesto sus ojos en los grandes gigantes exteriores. También en este caso lacantidad de nuevos descubrimientos ha sido tan grande como para impulsar a los estudiosos a rediseñar los mapas de los planetas.Hoy se habla de "nuevo sistema solar" para subrayar no sólo las novedades inherentes a la cartografía, el aspecto físico, la compo-sición química de los planetas, satélites y cuerpos menores, sino incluso las nuevas ideas sobre la génesis y la evolución de estaparte del Universo en la cual nos encontramos. No es una empresa fácil hacer una síntesis 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 desempeñan el papel de protagonistas de esta gran epopeya científica. A esto debe agre-garse el enorme y secular problema del origen de la vida: ¿se trata de un fenómeno único que ha tenido como escenario el ámbitoprimordial de la Tierra, o bien de un complejo ciclo cósmico que afecta a toda la materia del Universo como induciría a pensarlo eldescubrimiento de moléculas orgánicas 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 actualizacionescientíficas indispensables para quien pretende vivir informado durante estos tiempos, en los cuales nos estamos acercando veloz-mente a la meta del año dos mil.

Guía 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 símbolos y las abreviaciones que aparecen en las distintas voces, a continuación presentamos algunas expli-caciones útiles. Distancias astronómicas: Son tan grandes con respecto a las que estamos habituados en la Tierra, que es precisorecurrir a múltiplos de nuestro familiar kilómetro. 1 Unidad Astronómica (UA) = 1,495·108 km; 1 año luz (al) = 9,46·1012 km; 1parsec (pc) = 3,26 al = 3,087·1013 km; 1 kiloparsec (kpc) = 103 pc; 1 Megaparsec (Mpc) = 106 pc. Para algunas magnitudes físicas,como por ejemplo las dimensiones de los granos de polvo interestelar o la longitud de onda de la luz, se utilizan los siguientessubmúltiplos de metro: 1 micrómetro (µm) = l0–6 m; 1 nanómetro (nm) = 10–9 m; 1 Ångstrom (Å) = 10–10 m. Magnitudes estelares:La luminosidad de los objetos celestes se mide en magnitudes o dimensiones estelares. Por convención, se dan números negativoscrecientes a los objetos siempre más luminosos, números positivos crecientes a objetos más débiles. A continuación se dan algunosejemplos: Sol, –27m; Júpiter, –3m; Dubhe, 2m; Luna, –15m; Vega, 0m; Urano, 5m; Venus, –5m; Aldebarán, 1m; Plutón 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 dimensión aparente de medio grado (0o,5). 1° = 60' = 3600".

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AAberración de la luz. Es el fenómeno por el cual la posición

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 cómo los ocupantes de un coche que se desplazabajo una lluvia perfectamente vertical al suelo, tienen lasensación de que ésta cae de manera inclinada hacia elvehículo 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 astrónomo James BRADLEY en1758 y constituyó la primera prueba de observación delmovimiento de la Tierra alrededor del Sol.

Aberración óptica. Con este término genérico se abarca unaserie de defectos que afectan a los instrumentos ópticos conlentes y con espejos. En la aberración cromática los diversoscolores (longitudes de onda) que componen la luz, al atrave-sar una lente son desviados de diferente manera y dan lugara la formación 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 acromáticocompuesto, en su forma más simple, por dos lentes, unadenominada "flint" y la otra "crown", cuyo Índice de refrac-ción es distinto. Los espejos carecen de aberración cromáti-ca. La aberración esférica, en cambio, afecta tanto a laslentes como a los espejos y se debe a que las partes periféri-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 ópticos consistente en la incapacidad de conducirhacia un foco común los rayos luminosos procedentes dediversos planos, por ejemplo el plano horizontal y el verti-cal. Si se observa una estrella con un anteojo con defectoastigmático, en lugar de una imagen puntiforme se observa-rá una imagen elipsoidal. Para corregir el astigmatismo serecurre por lo general al empleo de lentes tóricas (de toro derevolución), que presentan una cara esférica y una caratórica. Sin embargo, en cierto momento se empleaban lentescilíndricas y esférico-cilíndricas.

Absorción atmosférica. La absorción atmosférica es ladisminución de la intensidad luminosa de una fuente celes-te, causada por los gases que componen la atmósfera. Crecerápidamente en las capas más bajas de la atmósfera, cuyadensidad es mucho más elevada que la de los estratos supe-riores. La absorción 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 airemás grande. Los diversos colores que componen la luzblanca en condiciones de cielo sereno experimentan unaabsorción variable según su longitud de onda: los rayosvioletas son absorbidos más que los rojos y esto por un ladoprovoca "el enrojecimiento" de los astros (sobre todo en laproximidad del horizonte), y por otro, la coloración azul ovioleta del cielo que se puede observar en un día claro ydespejado. En cambio, cuando la atmósfera está cargada de

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

Absorción interestelar. La absorción interestelar es elfenómeno por el cual una estrella aparece menos luminosade cuanto debería, debido a su distancia; esto está causadopor la presencia, en el espacio interestelar, de nubes forma-das por gases y polvos. Considerando que estas sustanciasestén uniformemente distribuidas en el espacio, en un tra-yecto de unos 3.000 AL, la luminosidad de una estrelladebería reducirse en 0m, 5. La distribución de la materiainterestelar, sin embargo, no es uniforme, y, por tanto, elcoeficiente de absorción varía en cada caso. La absorcióninterestelar también presenta el fenómeno de la selectivi-dad: es experimentada en mayor medida por la luz azul y enmenor medida por la roja. Esta es la razón por la cual losastros que se encuentran detrás de densas nubes interestela-res se nos aparecen más rojos. Este fenómeno es conocidoprecisamente como enrojecimiento interestelar y la diferen-cia entre el valor del color medido y el valor medio delíndice de color de las estrellas del tipo espectral examinado,se llama "exceso de color".

Abundancia de elementos. Entre los más importanteslogros de la Astrofísica, debe incluirse el descubrimiento deque los Elementos químicos que constituyen los diversoscuerpos celestes y su abundancia relativa, son prácticamenteiguales en todo el Universo. A este resultado se ha llegadotanto por medio del análisis indirecto de estrellas y galaxiaslejanas con los métodos de la Espectroscopia, como a travésdel análisis químico directo de rocas terrestres, de meteori-tos y de rocas lunares. Desde el punto de vista cuantitativo,el elemento más abundante es el Hidrógeno (H) que repre-senta, aproximadamente, el 83,9 % de todos los átomospresentes 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 números de átomos.En el análisis de la composición química 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 hidrógeno. La génesis de los elementos máspesados y raros, se explica admitiendo los procesos detransformación nuclear que se producen en el interior de lasestrellas a partir de los elementos más livianos.

Aceleración de la gravedad. La fuerza de Atraccióngravitacional hace que un objeto en caída libre sobre uncuerpo celeste se mueva, prescindiendo de eventuales resis-tencias atmosféricas, 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 aceleración, que se indicacon la letra g, sería igual en cualquier punto si nuestroglobo fuese perfectamente esférico y si la fuerza centrífugadebida a la rotación terrestre, que tiene como efecto unadisminución de la fuerza de atracción gravitacional, tuvieraen cualquier parte el mismo valor. Al no verificarse estasdos condiciones, g (cuyo valor medio es de 980 cm/s2),varía ligeramente de un lugar a otro.

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Aceleración (perfil de). Es una descripción aproximada delas variaciones de la Aceleración por gravedad a que estásometido un astronauta durante las diversas fases del vuelo:en el lanzamiento, en las maniobras en órbita y en la entra-da en la atmósfera. 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 obtención de una imagen electró-nica de un elemento astronómico, ampliada centenares deveces con respecto a la óptica. En una de sus aplicacionesclásicas está constituido por una placa de circuitos integra-dos que se coloca en el plano focal de un telescopio. Laplaca contiene un gran número de diodos, es decir compo-nentes electrónicos 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 fracción de segundo y después sedescargue sobre una serie de diodos sucesivos, que tienen lafunción de amplificarla y enviarla finalmente a un reveladorque convierte los impulsos eléctricos en una imagen. Deesta manera, aunque el objeto astronómico resulte muydébil y no pueda ser revelado en una película fotográfica, esposible obtener una imagen visible. Este sistema, ademásde instalarse en los telescopios de tierra, se coloca en lossatélites artificiales y las sondas interplanetarias y a ellodebemos las notables y detalladas imágenes de los planetassituados a miles de millones de kilómetros de distancia.

Acromática (lente). Es una lente en la que se ha corregidoel fenómeno de la Aberración cromática.

ADAMS (John Couch 1819-1892). Astrónomo inglés que,sobre la base de las irregularidades observadas en el movi-miento de Urano -el último planeta conocido hasta 1846-,predijo en 1945 la existencia de un planeta aún más distan-te que, con su fuerza de atracción gravitacional, perturbabala órbita de aquél. Cálculos análogos realizados por elfrancés U. LEVERRIER, permitieron al alemán J. GALLEdescubrir Neptuno en la noche del 23 de septiembre de1946.

Aerolito. Cuerpo celeste de naturaleza pétrea que penetra enla atmósfera y es recuperado sobre la superficie terrestre.→Meteoro, Meteorito.

Afelio. Es el punto más distante de la órbita de un planetaalrededor del Sol. Es el opuesto al Perihelio, el punto máscercano al Sol.

Agena. Pequeño misil americano muy versátil, utilizado apartir de 1959 como segunda sección del Thor, el Atlas y elTitán para toda una serie de lanzamientos de satélites (porejemplo la serie Discoverer), de sondas lunares (Ranger,Lunar Orbiter) e interplanetarias (Mariner). También hasido empleado como vehículo-blanco en las primeras opera-ciones de Cita (rendez-vous) y Amarre (docking) en elámbito del programa Géminis. En esta última versión,"Agena B", el misil tenía las siguientes características:altura, 7 m; diámetro, 1,5 m; peso con los depósitos llenos,6.800 kg; potencia de empuje, 7.260 kg.

Agencia espacial. En los últimos años de la década de los50, con la finalidad de coordinar los programas espaciales yla actividad de los diversos centros de investigación dedica-dos a la exploración del espacio, surgieron organizaciones,tanto nacionales como internacionales, a las cuales de ma-nera genérica se da el nombre de agencias espaciales. Lamás famosa es la NASA, iniciales de la National Aeronau-tics and Space Administration, fundada en los EstadosUnidos el 1 de octubre de 1958. Los países europeos se hanasociado en una organización internacional, la ESA, inicia-les de la European Space Agency. También países queconstituyen medianas y pequeñas potencias han creadoagencias sobre el modelo de la NASA. Francia tiene elCNES, iniciales del Centre National d'Etudes Spatiales;Japón, la NASDA; la India, la ISRO (Indian Space ResearchOrganisation).

Agujero Negro. También las estrellas mueren, o por lomenos dejan de existir como tales y se transforman en otracosa. Nuestro Sol, por ejemplo después de haber producidoenergía durante 10 mil millones de años transformandohidrógeno en helio (hoy el Sol tiene 5 mil millones de años,encontrándose por lo tanto en la mitad de su ciclo vital),experimentará una profunda transformación: agotado elhidrógeno, su principal combustible nuclear, faltará lapresión interna y las capas, más profundas, atraídas por lafuerza de gravedad precipitarán hacia el centro, o bien secolapsarán mientras las externas se expandirán. En el trans-curso de este acontecimiento catastrófico la materia solar delas regiones profundas será comprimida hasta tal punto quelos espacios entre los átomos serán reducidos y los electro-nes se disociarán de sus respectivos núcleos. El nuevoestado de equilibrio se alcanzará cuando la presión de loselectrones liberados detenga el colapso. En este punto, laenorme esfera del Sol, que hoy es algo más de 100 vecessuperior a la Tierra, se reducirá al tamaño de nuestro plane-ta y su luminosidad descenderá 10.000 veces: se convertiráen lo que los astrónomos 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 continúa. La compresión dela materia, en este caso, es tan potente como para impulsara los electrones libres contra las partículas positivas de losnúcleos (protones), transformándolos en neutrones. El astroque entró en colapso se convierte, entonces, en una estrellade neutrones, reduciéndose a un cuerpo mucho más pequeñoque la Tierra, de algunas decenas de km de diámetro. Lamateria de una estrella de neutrones es tan densa que unsólo cm3 pesa diez billones de toneladas. Enanas blancas yestrellas de neutrones son dos etapas finales de la evoluciónestelar previstas por la teoría, las que han encontrado preci-sas confirmaciones en los modernos descubrimientos astro-nómicos. Sin embargo, hay una tercera salida a la vidaestelar, mucho más fascinante y que todavía 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,teóricamente, puede continuar indefinidamente haciendoque la materia se concentre en un punto matemático, mien-tras su densidad y la fuerza de gravedad tienden a hacerseinfinitas. Los efectos de un proceso similar son desconcer-tantes y de difícil comprensión no sólo para el sentidocomún, sino incluso para la propia física. La gravedadejercida por el objeto que entró en colapso, en efecto, seríatan potente que ni siquiera las partículas 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) podrían esquivarlo. El objeto se haría invisible, de-jando en su lugar una zona totalmente oscura: precisamenteun agujero negro. El espacio, que según lo previsto por lateoría de la relatividad general de EINSTEIN se curva por lapresencia de una masa, experimentaría una deformación talcomo para convertirse en un embudo sin fin, a lo largo delcual el objeto que entró en colapso se deslizaría desapare-ciendo de nuestro Universo. Una astronave que, por casua-lidad, tuviera que pasar por las proximidades de un agujeronegro, advertiría su presencia como una gran atraccióngravitacional, que la haría desviarse de su trayectoria. Laastronave podría esquivarlo ejerciendo con sus motores unimpulso superior a la fuerza de atracción del agujero negro;o bien podría colocarse en una órbita a cierta distancia,alrededor suyo, como hace un satélite alrededor de la Tie-rra, equilibrando con la fuerza centrífuga la atracción gravi-tacional del agujero negro; o, por último, podría dejarseabsorber por él precipitándose dentro del embudo gravitato-rio. Hay un límite después del cual el comandante de nues-tra presunta astronave no podría ni siquiera informarse porradio de lo que le está 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 electromagnéticas, tendrían la posibilidad deescapar a la atracción gravitatoria del agujero negro. Elhorizonte de los acontecimientos es un confín esférico,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 diámetro de 60 km.Precipitándose en el agujero negro, la astronave sería esti-rada como un elástico a lo largo de la dirección de caída porfuerzas de marea ejercidas por la gravedad y sería, por lotanto, destruida. Pero admitiendo, hipotéticamente, queestuviese hecha de un material tal como para resistir estastremendas fuerzas, no volvería a formar parte de nuestroespacio y de nuestro tiempo. En efecto, según algunas teorí-as los agujeros negros son túneles que se proyectan haciaotros universos, o bien en nuestro propio Universo, pero enespacio y tiempos completamente diferentes. Por esto, elastrónomo americano Carl SAGAN los ha definido pintores-camente como "metros cósmicos". La idea de los agujerosnegros fue concebida por primera vez por el matemático yastrónomo francés Pierre Simon DE LAPLACE (1749-1827)hacia finales del siglo XVIII. Calculó que un cuerpo celesteque tuviera la misma densidad que la Tierra, una vez supe-radas ciertas dimensiones (unas 27.000 veces más grandeque nuestro planeta), habría ejercido una fuerza de grave-dad tal como para impedir que la luz lo esquivara. Llamó aestos astros imaginarios "cuerpos oscuros", y se convencióde que el Universo debía estar lleno de ellos. A comienzosdel siglo XX, poco después de la formulación de la teoría dela relatividad general por EINSTEIN, el físico alemán KarlSCHWARZSCHILD, en un trabajo puramente teórico, calculócuales deberían ser las propiedades del espacio que rodea auna masa tendente a concentrase en un punto. En 1939, elfísico nuclear Robert OPPENHEIMER y su colaborador Har-tland SNYDER, publicaron un trabajo en el cual, por primeravez, tomaban en consideración la idea de que un agujeronegro pudiera formarse realmente del colapso gravitacionalde una estrella. Desde aquel momento tomó visos de reali-dad la idea de que los agujeros negros pudieran existirrealmente, idea que fue reforzada a partir de los años 70 con

el descubrimiento de algunos objetos astronómicos proble-máticos. Así como, por definición, un agujero negro esinvisible, hoy se piensa en descubrirlos indirectamente através de la observación de los procesos energéticos quedeberían involucrar a la materia cósmica 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 más exteriores de la compañera quegira alrededor suyo serían atraídos hacia el embudo gravita-cional, comprimidos, sobre-calentados y emitirían radiacio-nes de alta frecuencia. Investigaciones de este tipo hanllevado a los astrónomos a considerar que uno de los candi-datos más probables a agujero negro está representado porel objeto "Cygnus X1", de la constelación del Cisne. Aquíes posible observar una estrella visible que recorre unaórbita elíptica alrededor de una compañera invisible, per-diendo materia hacia ella. Esta materia emite un intensoflujo de rayos X. "Cygnus X1" ha sido descubierto en 1971por el satélite Uhuru, lanzado desde la base espacial italia-na San Marco en las costas de Kenya. Otro objeto análogo,y por lo tanto considerado como un posible agujero negro,es el indicado con la sigla "V 861 Scorpii" descubierto en1978 por el satélite Copérnico. A pesar de estos recientesdescubrimientos, no puede darse como absolutamente ciertala existencia de los agujeros negros.

Albedo. Es la relación entre la intensidad de la luz reflejada yla incidente por parte de un cuerpo celeste que no emite luzpropia. Se mide con un número comprendido entre 0 y 1,después 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 satélite varía,obviamente, de una zona a otra según la naturaleza de susuperficie.

Alfa Centauro. Es la estrella más luminosa de la constela-ción del Centauro y la que más luce de toda la bóvedaceleste después 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 única se revela como un sistema forma-do por tres soles que rotan alrededor de un Centro de grave-dad común. Lo que hace muy interesante al sistemaα Centauro es que representa el grupo de estrellas máspróximo a nosotros: algo más de 4 años luz. Y así como laLuna fue el primer objetivo de la exploración humana de-ntro del sistema solar, se prevé que α Centauro se converti-rá, dentro de uno o dos siglos, en la primera meta de lasexploraciones estelares. A los tres soles de α Centauro, seles ha señalado con las letras A, B y C. A es una estrellaamarilla (Categoría espectral G2), muy similar a nuestroSol, no sólo por el color, sino también 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), más pequeña, más fría y menos lumino-sa. A y B están la una de la otra a una distancia media de 23UA y una rota alrededor de la otra en 80,1 años. A unadistancia aproximada de 0,16 AL de esta pareja orbita C, eltercer componente físico del sistema, que emplea cerca deun millón de años en realizar un giro completo alrededor desus dos compañeras. Se trata de una Enana roja, unas cin-cuenta veces menos luminosa que el Sol. También es lla-mada Próxima Centauro porque, en la posición actual de suórbita alrededor de A y B, es la estrella más próxima anosotros. Su distancia, 4,3 AL, puede parecer insignificante

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con respecto a los miles de millones de AL de las estrellasmás alejadas y, sin embargo, ello equivale aproximadamen-te a unas 7.000 veces la distancia que nos separa de Plutón,el planeta más alejado del sistema solar. Para cubrir unadistancia semejante, una astronave convencional como el"Space Shuttle", emplearía algunas decenas de miles deaños. No obstante, ya se están proyectando astronaves apropulsión nuclear como Orión y Dédalo, que podrían viajaral 10 o al 20 % de la velocidad de la luz (300.000 km/s). Yaen la antigüedad α Centauro era conocida como una estrellasingular: los árabes 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 de–0m, 01; B de 1m, 33. Sus luces combinadas dan lugar a laúnica estrella visible a simple vista que tiene una luminosi-dad de –0m, 3. En cambio, el componente C sólo es visiblecon un potente telescopio: se trata de una estrella Variableexplosiva

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

ALFVÉN (Hannes Olof Gosta 1908). Físico sueco, premioNobel en 1970, cuyos trabajos abarcan la física fundamen-tal, la astronomía, la astrofísica y la cosmología. Es autor deuna teoría que explica el fenómeno de la Aurora polar conla interacción entre las partículas emitidas por el Sol y elcampo magnético terrestre. Ha sugerido que los Asteroidespueden ser los materiales residuales resultantes de la fallidaformación de un planeta entre Marte y Júpiter. Ha desarro-llado una teoría en la que apoya la tesis de que el Universoestá formado por una cantidad igual de materia y de Anti-materia. Se encuentra entre aquellos que han tratado deexplicar la particular distribución del Momento angular enel interior de nuestro sistema solar. El Premio Nobel 1970le fue otorgado por sus estudios sobre el plasma y sobre loscampos magnéticos, con los cuales ha contribuido al desa-rrollo de los intentos para llevar a cabo la fusión nuclearcontrolada en los llamados dispositivos de confinamientomagnético.

Algol. Estrella doble de la constelación de Perseo (tambiénllamada β Persei), así denominada, del nombre de un de-monio árabe, debido a que cambia periódicamente de lumi-nosidad. Algol es el prototipo de las Variables de eclipse –aquellas estrellas dobles en las cuales una componenteoculta periódicamente a la otra, provocando una disminu-ción de la luminosidad-. En el caso de Algol, la estrella másluminosa del sistema es eclipsada cada 68,8 horas por unaestrella más débil, que dista de la primera 10 millones dekilómetros. Por efecto de este fenómeno la luminosidadtotal de Algol desciende de 2m, 2 a 3m, 5. Después, cuando enel otro extremo de la órbita la estrella más débil desaparecedetrás de su compañera más luminosa, se produce un des-censo de luminosidad del sistema, pero esta vez es muypequeño, aproximadamente 1/10 de magnitud, y determina-ble sólo por medio de un Fotómetro. También forma partedel sistema de Algol una tercera estrella que no toma parteen los eclipses. La variabilidad de Algol, ya conocida porlos árabes, fue descubierta en 1669 por el astrónomo bolo-ñés Geminiano Montanari y la explicación física de sucomportamiento fue dada en 1782 por el inglés John

GOODRICKE. Observaciones radioastronómicas 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.

Algonquín (observatorio). Es uno de los centros másavanzados de investigación para los estudios de Radioastro-nomía. Se encuentra en Algonquin Park, Ontario (Canadá),y está dotado de una antena parabólica de 46 m de diáme-tro. Con este instrumento se ha experimentado la técnica deInterferometría de gran línea de base (del inglés Very LongBaseline Interferometry o VLBI), que consiste en poner encomunicación radiotelescopios muy distantes entre sí paraobtener un elevado Poder de resolución, es decir, la capaci-dad de distinguir detalles muy pequeños en objetos celesteslejanos. El radiotelescopio ha sido puesto en conexión conel Parkes en Australia, produciendo una línea de base equi-valente al diámetro de la Tierra.

Alouette. Nombre de dos satélites científicos del Canadá 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 ámbito de un programa decooperación. Fueron seguidos de dos satélites de la serieISIS (International Satellites for Ionospheric Studies).

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

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

Amaltea. Es uno de los satélites de Júpiter más 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 Imágenes captadas de cerca. Estáen órbita aproximadamente a 181.000 km de Júpiter (lamitad de la distancia Tierra-Luna) y cubre su recorrido enalrededor de 12 horas; tiene una temperatura superficialsuperior a la que se supondría si se limitara a reflejar la luzque recibe del Sol y de Júpiter. Este fenómeno es explicadopor una interacción entre el pequeño satélite y el intensocampo magnético jupiteriano en el cual está inmerso. En lorelativo a la naturaleza de su superficie rojo-oscura, existela hipótesis que esté recubierta con sulfuros expulsados porla actividad volcánica del cercano satélite Io.

Amarre espacial. Es una operación que consiste en juntarfísicamente dos naves espaciales que se encuentran, porejemplo, en órbita terrestre. Está precedida por una Cita(rendez-vous) durante la cual las dos naves se acercan hastatener velocidad relativa nula. Los técniclases de amarre:"hard-docking"(amarre duro) que consiste en unir física-mente dos extremos de los vehículos espaciales que antesestaban separados, y "soft-docking" en el que la maniobrase limita a unir ambos vehículos por medio de un cable. Elprimer "hard-docking" en órbita terrestre fue realizado en1966 por la astronave Géminis 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 precedió a la constitución de la NASA y quese llamaba NACA, iniciales de National Advisory Commit-tee for Aeronautics. Entre los campos de estudio más impor-tantes que abarca se encuentran: los efectos del vuelo espa-cial sobre el organismo humano; la dinámica de la entradaen la atmósfera de vehículos como el "Space Shuttle"; laexistencia de vida en el espacio.

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

Andrómeda (galaxia de). Es un sistema de estrellas similara nuestra Galaxia, pero mucho más grande: se calcula quesu diámetro sea de aproximadamente unos 200 mil AL (eldoble) y el número de estrellas que contiene está alrededorde los 300 mil millones (el triple). También se identificacon la sigla M 31 del catálogo Messier o NGC 224 del NewGeneral Catalogue. En las noches sin Luna es visible asimple vista (4m, 9) como una pequeña y tenue nebulosidadde forma elíptica situada en la constelación homónima. Sinembargo es al telescopio donde se revela en su espectacularestructura de disco formada por miríadas de estrellas, carac-terizada por brazos en espiral y acompañada por dos peque-ñas 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.Andrómeda constituye, por tanto, la Galaxia más próxima anosotros y también el objeto celeste más lejano visible asimple vista. Junto con al menos una treintena de otrasgalaxias, entre las cuales se halla la nuestra, Andrómeda esun miembro del llamado Grupo Local, un sistema de ga-laxias relacionadas gravitacionalmente.

Andromédidas. Enjambre anual de Estrellas fugaces queson visibles desde el 23 al 27 de noviembre y que parecenirradiarse desde la constelación de Andrómeda.

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

Ångstrom. Unidad de medida equivalente a la diez milmillonésima parte del metro (10–10 m), cuyo símbolo es Åutilizada principalmente para indicar las longitudes de ondade la luz visible. El nombre proviene de Anders JonasÅNGSTROM (1814-1874), físico sueco, pionero de los estu-dios de espectroscopia.

Anillos planetarios. Desde mediados de los años 70 se hadescubierto que lo que parecía una peculiaridad de Saturno,es decir los anillos que rodean a este planeta son una estruc-tura común a otros cuerpos del sistema solar. En 1974 lasonda Pioneer 11 proporcionó 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 partículas de tamaño micrométrico y cuyacomposición es probablemente silícea. En l977, durante laobservación de Ocultación estelar por parte de Urano efec-tuada desde la Tierra, se descubrió 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 centímetros hasta algunos metros. En 1980 y 1981, lassondas "Voyager" han contado millares de anillos alrededorde Saturno, allí donde los instrumentos desde la Tierra sólodistinguen 4. Se extienden entre 1,2 y 2,3 radios planetariosaproximadamente, parecen formados por bloques de hielode dimensiones variables desde pocos centímetros a algunosmetros y están dirigidos por una dinámica muy compleja.En 1982, elaborando en la computadora los datos de obser-vaciones efectuadas desde Nueva Zelanda, un grupo deastrónomos estadounidenses llegó a la conclusión que tam-bién Neptuno está rodeado de anillos. Por ahora se piensaque son dos, distantes respectivamente, 0,11 y 0,25 radiosplanetarios. La hipótesis podrá confirmarse en 1989, cuandola sonda "Voyager 2 " pase junto al planeta. La opinión dealgunos planetólogos es que los anillos representaron unaetapa obligada en la formación nuestro sistema solar; quetodos los planetas y tal vez los satélites más grandes poseí-an un sistema de ellos; y que los que subsisten, constituyenun resto fósil. Las investigaciones se están extendiendo, portanto, a todos los planetas y al propio Sol, con la esperanzade encontrar estos antiguos detritos, restos de la planetogé-nesis.

Antimateria. Como la misma palabra dice, es lo opuesto dela materia, es decir: una materia cuyas partículas elementa-les tienen carga eléctrica opuesta a la normal. Así, en unátomo de antimateria encontramos en lugar de protones(positivos), antiprotones (negativos) y, en lugar de electro-nes (negativos), antielectrones o positrones (positivos).Cuando una partícula y una anti-partícula entran en contac-to, se produce el fenómeno de la aniquilación o sea de latransformación de la materia en energía. La antimateria,prevista teóricamente por los físico de los años 30, ha sidoproducida en laboratorios desde mediados los años 50,gracias a los potentes aceleradores de partículas. Según unateoría cosmológica, en el Universo existen cantidades igua-les de materia y de antimateria confinada, obviamente, enregiones distantes entre sí. Sin embargo, en los puntos deencuentro, se producirían grandes fenómenos de aniquila-ción. Los rayos γ, que se observar como radiación de fondodel Universo, son interpretados por algunos como el produc-to secundario de esta aniquilación. Según otra teoría, encambio, materia y antimateria existían por partes iguales enél origen del Universo pero con un leve excedente de laprimera sobre la segunda. Por consiguiente, la antimateriahabría sido totalmente destruida por la aniquilación y elUniverso actual estaría constituido por el residuo de materiasuperviviente. En el estado actual de los conocimientosfísicos resulta imposible determinar, a través de observa-ciones astronómicas a distancia, si una lejana galaxia estáhecha de materia o de antimateria, debido a que ambasproducen emisiones electromagnéticas idénticas.

Antoniadi, (Eugene M. 1870-1944). Astrónomo francés depadres griegos, nació en 1870 y murió en 1944. Debe sufama a las precisas observaciones de los planetas, en parti-cular de Marte y Mercurio. De este último dibujó un mapa apartir de las observaciones que había efectuado con el re-fractor Meudon, del Observatorio homónimo próximo a

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París, de 33 pulgadas (81 cm). La nomenclatura que elastrónomo adoptó para la cartografía de los planetas estátodavía en uso en la actualidad. Ha dado el nombre a lallamada "escala Antoniadi" o "seeing", que mide la cualidadde las condiciones de observación y en la cual la numera-ción va de I (perfecta) a V (pésima).

Año. El año, entendido genéricamente, es el tiempo -365 díasen cifras redondas- que emplea la Tierra en dar una vueltacompleta alrededor del Sol. Para los cálculos astronómicos,sin embargo, deben tomarse en consideración y definirsecon mayor precisión diversos tipos de año. Año sideral. Esel período de revolución de la Tierra alrededor del Solmedido con respecto a las estrellas fijas. Equivale a365,2564 días (o bien 365d, 6h, 9m, 10s). Año trópico. 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 año sideral, debidoa que el primer punto equinoccial retrocede a causa de laPrecesión de los equinoccios. También es denominado añocivil, porque hace referencia al calendario civil. Año anoma-lístico. 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 más largo que el año sideral, porque el perihelio dela órbita terrestre es ligeramente desplazada hacia adelantecada año por las perturbaciones de los otros planetas.

Año luz. Es la distancia recorrida en un año por la luz en elespacio a la velocidad de 299.792.458 km/s. Equivale a9,46·1012 km o bien a 63.240 UA o también a 0,3066 pc.

Apogeo. Es el punto más distante de la órbita de la Tierraalrededor del Sol. Es el opuesto del Perigeo, el punto máspróximo al Sol.

Apolo (asteroide). Nombre de un Asteroide, descubierto en1932, que atraviesa la órbita de la Tierra. Con el nombre deObjetos Apolo se han designado, a partir de aquella fecha, atodos los asteroides que llegan al interior la órbita terrestre.Algunos meses después del descubrimiento de Apolo, fuedescubierto otro asteroide denominado Amor que roza laórbita 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 él) que el 20 de julio de 1969 consiguió 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 satélite natu-ral 6 expediciones con un número total de 12 astronautas.Las premisas. La decisión 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 supremacía espacialsoviética e intentaban recuperar, frente a la opinión pública,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 Unión,quien anunció que antes del final de la década, Américallevaría un hombre al suelo lunar y le haría retornar a laTierra sano y salvo. Inmediatamente se tomaron en conside-ración tres tipos de misiones: 1) Ascensión directa (Direct

Ascent), consistente en un lanzamiento directo Tierra-Lunarealizado con un super-misil "Nova", que después la NASAnunca construyó. 2) Cita en órbita terrestre (Earth OrbitRendez-vous), caracterizada por la unión en órbita terrestrede una astronave y un sistema de propulsión, lanzadosseparadamente. 3) Cita en órbita lunar (Lunar Orbit Ren-dez-vous), consistente en el lanzamiento de la astronave ydel sistema de propulsión con un solo misil. Realizada latravesía Tierra-Luna, un módulo lunar se separaría de laastronave madre para llevar a cabo la exploración de nues-tro satélite y, más tarde, volvería a unirse a ella en órbitalunar. Hacia finales de 1962, la elección cae sobre el tercermétodo, cuya concepción es atribuida a John Houbolt, uninvestigador de la NASA. Otros estudiosos hacen notar queuna exploración lunar de este tipo ya fue descrita a comien-zos del siglo XX por Juri KONDRATYUK (1897-1942), uno delos padres de la misilística soviética. Al mismo tiempo laNASA impulsó la construcción del supermisil Saturno, quehabría hecho posible la misión. La astronave. La astronave"Apolo", con la cual se realizó la conquista de la Luna,estaba compuesta esencialmente de tres partes: 1) Unmódulo de mando de forma cónica, con una base de 4 m dediámetro, una altura de 3,2 m y un peso de 5 toneladas. Ensu interior estaban los asientos para los tres astronautasintegrantes de la tripulación y los paneles de control. En elvértice del cono, un túnel servía para poner en contacto estemódulo con el de expedición lunar (ver punto 3). En la basedel módulo había un escudo térmico para proteger la astro-nave de las altas temperaturas por fricción que se producena la entrada en la atmósfera. 2) Un módulo de servicio, conforma cilíndrica (4 m de diámetro, 7,4 m de longitud y 25toneladas de peso), contenía el depósito de combustible, losgeneradores de electricidad, un gran propulsor principal ycuatro menores para las maniobras en el espacio. 3) Unmódulo de expedición lunar, también llamado LEM, inicia-les de Lunar Excursion Module, con una forma característi-ca de araña con cuatro patas. Tenía una altura total de 7metros y un peso de 15 toneladas. Cumplía la función debote en el cual se trasladaban dos de los tres astronautasque debían efectuar el desembarco sobre suelo lunar. Estabacompuesto, a su vez, de dos partes: un habitáculo en la cimay una sección de descenso provista, en la base, de cuatro"patas". Esta última hacía de rampa de lanzamiento y que-daba en la Luna en el momento de la partida desde nuestrosatélite natural. Los ensayos. En la primera mitad de losaños 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 práctica se trata de un simple ensayo de la prime-ra sección del cohete, que lleva en la cima sólo una maquetade la astronave. La astronave con tres hombres a bordo,Virgil GRISSOM, Edward White y Roger Chaffee, habríatenido que realizar la primera prueba en órbita terrestre el21 de febrero de 1967, pero casi un mes antes, durante unensayo general, estalló un incendio en el módulo de mando.Los tres hombres intentaron salir, pero se bloqueó la porte-zuela de salida: murieron carbonizados sin que los técnicosde la base pudieran hacer nada por salvarlos. El incidenteimpone una revisión de la astronave y un mejoramiento desus sistemas de seguridad. El programa sufrirá un nuevoaplazamiento de año 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 éxito los ensayos más 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 órbita alrededor de la Luna. Con el "Apo-lo 10", los dos astronautas Thomas STAFFORD y EugeneCERNAN pasan del módulo de mando al LEM y desciendenhasta 14 km de altura sobre la Luna, mientras su compañeroJohn YOUNG queda esperándolos en una órbita lunar másalta. El camino para el descenso sobre nuestro satélitenatural estaba abierto. El descenso a la Luna. La históricamisión que llevará al descenso de los primeros hombressobre la Luna se inicia el miércoles 16 de julio de 1969. Alas 15,32 (hora legal española), 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 años, comandante;Michael COLLINS, 38 años, piloto del módulo de mando;Edwin ALDRIN, 39 años, piloto del módulo lunar. El plan devuelo se desarrolla normalmente. Los tres módulos de laastronave son colocados en una órbita de estacionamientoalrededor de la Tierra a una altura de 215 km. Aquí, des-pués de una vuelta y media, son re-encendidos los motoresde la tercera sección del "Saturno ", que quedó unido a laastronave por la llamada "inyección translunar", es decir,por la introducción en la trayectoria de cita con nuestrosatélite natural. Más tarde es realizada con éxito otra deli-cada maniobra: los módulos de mando y servicio, que estánunidos entre sí, son girados 180 y amarrados al módulo deexpedición lunar de manera que los dos astronautas quedeberán descender a la Luna, ARMSTRONG y ALDRIN, puedanpasar a través del túnel de conexión en el momento oportu-no. La travesía Tierra-Luna durará tres días, durante loscuales los tres hombres consumen sus alimentos, descansany mantienen frecuentes contactos con el centro espacial deHouston que dirige la misión. Todo el mundo les sigue conansia y curiosidad, incluso aquéllos que se declararon con-trarios a este programa faraónico que costará en total 4,3billones de pesetas a precios de 1978. Durante la carrerapara llegar a la Luna se establece también una especie decompetición entre el "Apolo 11" y el "Lunik 15", una sondaautomática soviética que, se piensa, quería llegar la primeraa suelo lunar y traer de vuelta algunas muestras del terreno.Sin embargo, el vuelo de ésta última concluyó al chocarcontra la Luna y destruirse. A las 19,47 del 19 de julio seencienden los motores del módulo de servicio para frenar ala astronave y colocarla en órbita lunar. También esta ma-niobra esta coronada por el éxito y los tres astronautas giranahora a unos 100 km de altura del suelo lunar. La mañanadel 20 ARMSTRONG y ALDRIN pasan al módulo lunar que hasido bautizado como "Eagle" (Águila), y comienzan unalarga serie de controles. A las 19,47 el "Eagle" se separa delos módulos de mando y de servicio (esta otra sección de laastronave fue bautizada "Columbia") y desciende hasta unaórbita que está 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 cráteres anchos de 2 a 17 m. Ve-mos algunas altura como colinas; hay alrededor nuestromillares de pequeños cráteres", transmite ALDRIN a loscontroladores de Houston. Después de otras tres horas paralos controles instrumentales y las largas maniobras de des-presurización del habitáculo, ARMSTRONG y ALDRIN sepreparan para descender. Son las 4,56 del lunes 2 de julio.

Todo el mundo sigue la empresa en directo por televisión.El comandante del "Apolo" desciende la escalerilla delLEM y apoya cautelosamente un pie sobre el polvo lunardejando la huella de su bota. Después pronuncia una fraseque se hace histórica que había preparado ya desde hacíabastante tiempo: "Es un pequeño paso para un hombre, peroun salto gigantesco para la humanidad". La excursión duramás de 14 horas durante las cuales, además 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 científicos: recogen 22kg de rocas lunares, obtienen miles de fotos del paisaje,instalan un sismómetro, un generador de rayos láser paramedir la distancia Tierra-Luna y un colector de viento solar.Después, a las 19,34 del 21 de julio, el "Eagle" parte haciasu cita con la "Columbia" que permaneció esperando enórbita lunar. También esta maniobra se lleva a cabo a laperfección 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 demás esrutina: la misión concluirá el 24 de julio a las 18,50 con unamerizaje perfecto del módulo de mando (todas las otraspartes de la astronave fueron abandonadas a lo largo detrayecto) en el Océano Pacífico. Después de la "Apolo 11"se realizaron otras 6 misiones lunares. De ellas sólo una, la"Apolo 13", no pudo completarse con el alunizaje en nues-tro satélite. La causa fue una explosión de los depósitos deoxígeno, que puso en peligro la vida de los tres astronautasLOVELL, HAISE y SWIGERT, pero que finalmente terminó conuna feliz vuelta a la Tierra. Las otras misiones profundiza-ron en la exploración de la superficie lunar tanto en las"tierras" como en los "mares", valiéndose también de unvehículo llamado jeep lunar. El programa "Apolo" se con-cluyó antes de lo previsto tanto por razones económicas,como porque ahora ya no aparecía suficientemente motivadoa los ojos de la opinión pública después de que los EstadosUnidos hubieran logrado nuevamente la supremacía espa-cial. Si se prescinde de los costos de realización, es induda-ble que su contribución científica al conocimiento de nues-tro satélite natural y a la evolución de las tecnologías astro-náuticas fue enorme.

Apolo-Soyuz. Ha sido la experiencia más espectacular decooperación internacional en el espacio: el 5 de julio de1975, la astronave americana Apolo con tres hombres abordo se unió a la cosmonave soviética Soyuz con dos as-tronautas, a 225 km sobre la Tierra. Un acuerdo quinquenalestipulado en 1972 entre las dos grandes potencias, preveíael estudio de un "sistema compatible de cita y amarre de lasestaciones y de las naves habitadas de la Unión Soviética yde los Estados Unidos, con el fin de aumentar la seguridadde los vuelos humanos en el espacio y de tener la ocasión,en el futuro, de efectuar experiencias científicas conjuntas".Los problemas de compatibilidad técnica a resolver fueronbastantes: en primer lugar los dispositivos de Amarre del"Apolo" y de la "Soyuz", si bien funcionaban en base a losmismos principios, tenían dimensiones y mecanismos com-pletamente diferentes. Para superar este obstáculo sin tenerque modificar el proyecto original del "Apolo", los america-nos construyeron el denominado "módulo de amarre": porun lado se introducía en uno de los extremos del "Apolo" ypor el otro lo hacía en la "Soyuz". Surgieron otros proble-mas sobre las condiciones de la tripulación durante el trán-sito de una nave a otra: en efecto, al ser diferentes las pre-siones atmosféricas creadas por los ingenieros americanos ysoviéticos en las cabinas de las respectivas astronaves, elpaso directo de los miembros de la tripulación habría pro-

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vocado en ellos una grave descompensación orgánica. Portanto, se decidió crear una cámara de compensación en elmódulo de amarre. Ulteriores problemas de orden técnicoestaban relacionados con las comunicaciones entre las dosastronaves en vuelo, la coordinación entre los dos motoresy, además, problemas meteorológicos y de organización,como la estandarización de la terminología y la superaciónde la barrera idiomática. Todos estos problemas fueronresueltos y el amarre en órbita se realizó sin ningún inci-dente, concluyendo antes de lo previsto. El histórico apretónde manos en el espacio entre el comandante soviéticoAlexei LEONOV y el americano Thomas STAFFORD, fueseguida con emoción por telespectadores de todo el mundo.Lo otros miembros de la misión, denominada ASTP, inicia-les de "Apollo-Soyuz Test Project", eran el ruso Valeri N.KUBASOV, ingeniero de vuelo, así como los pilotos america-nos Donald K. SLAYTON y Vance C BRAND. Además deconstituir un antecedente para eventuales misiones de auxi-lio en el espacio entre astronaves de los dos países, otro delos objetivos principales fue la realización de experimentosrelativos a la microgravedad, la astronomía, la medicina y laobservación de la Tierra. Se realizaron 32 experimentos enel ámbito de 5 proyectos. Particularmente espectacular fueel del Eclipse solar artificial, durante el cual el "Apolo" hizode disco de ocultación del Sol, mientras la tripulación de la"Soyuz" efectuaba observaciones y tomaba fotografías de laCorona solar.

Ápsides. Son los puntos extremos de la Órbita de un cuerpoceleste en su movimiento alrededor de otro. En el caso delas órbitas de los planetas que rotan alrededor del Sol, losdos ápsides se llaman Perihelio (el punto más próximo) yAfelio (el punto más lejano); en el caso de la órbita terres-tre, Perigeo y Apogeo. La línea que une los dos puntosapsidales se llama línea de los ápsides y, para una órbitaelíptica, corresponde al eje mayor de la Elipse.

Arecibo (Observatorio astronómico). Es el Radioteles-copio más grande del mundo, situado en Puerto Rico, utili-zado tanto para captar las ondas de radio celestes, comopara la transmisión de impulsos de Radar. Esta constituidopor un reflector hemisférico con un diámetro de 305 metros,teniendo por encima una antena sostenida por tres grandespilares. La función del reflector es la de concentrar lasondas de radio procedentes del espacio en la antena, queestá unida electrónicamente con la sala de control dondeson analizadas las señales. Cuando es utilizado como untransmisor de radar, debe enviar al espacio las señales 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 cartografía radar de la Luna y de losplanetas y, además, para la Radioastronomía. El 16 denoviembre de 1974, se transmitió desde el Observatorio deArecibo la señal de radio más 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 contenía una serie de informacionessobre la vida terrestre: un esquema de números, los átomosde los elementos de los que estamos principalmente consti-tuidos (hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno y fósforo),imágenes esquemáticas de la doble hélice del DNA, de unser humano, del sistema solar y del propio radiotelescopiode Arecibo. La señal cifrada, dirigida hacia un cúmuloglobular de alrededor de 300.000 estrellas llamado M 13,

situado en la constelación de Hércules, podría ser captadopor algunas civilizaciones terrestres dentro de 24.000 AL,porque tal es la distancia que nos separa de M 13.

Ariel (satélites). Con este nombre se conoce una serie de 6satélites científicos británicos lanzados desde los EstadosUnidos entre 1962 y 1979. Los dos primeros fueron cons-truidos en los Estados Unidos con el equipo científico pro-porcionado por Gran Bretaña. Sin embargo los otros fueroncompletamente de construcción inglesa. "Ariel 1", lanzadoel 26 de abril de 1962, estudió la Ionosfera y las radiacionessolares; "Ariel 2", (27 de marzo de 1964) efectuó estudiosatmosféricos y de Radioastronomía; "Ariel 3" (5 de mayo de1967) y "Ariel 4" (11 de diciembre de 1971) desarrollaronestudios sobre la ionosfera y de radioastronomía; "Ariel 5"(15 de octubre de 1974) trazó un mapa del cielo con RayosX, examinando en detalle algunas fuentes estelares de estasradiaciones; "Ariel 6" (2 de junio de 1979) estudió losRayos cósmicos y los rayos X.

ARISTARCO de Samos (310-240 a. J.C.). Genial astrónomoy matemático griego, que vivió en el siglo III a. J.C. Fue elsostenedor más autorizado de un sistema heliocéntrico delUniverso, que elaboró basándose en la concepción deHERÁCLIDES del Ponto (IV siglo a. J.C.), quien pensaba quelos llamados planetas inferiores (Mercurio y Venus) girabanalrededor del Sol, que a su vez describía su órbita alrededorde la Tierra inmóvil. ARISTARCO perfeccionó esta teoría yllegó a afirmar que todos los planetas, comprendida laTierra, giran alrededor del Sol. Sin embargo, esta osadaespeculación, con la cual anticipó el sistema de COPÉRNICO,que hasta el año 1500 no se afirmaría, no tuvo seguidoresen su época, dominada por la concepción geocéntrica. Otroimportante estudio al que se dedicó 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 llegó hasta nosotros en la traducciónlatina), el científico describe su método geométrico paracalcular las distancias de la Tierra al Sol y a la Luna y losrespectivos diámetros; debido a los rudimentarios instru-mentos de que disponía, llegó a estimaciones muy pordebajo de la realidad. Un cálculo bastante preciso fue reali-zado algunos decenios más tarde por ERATÓSTENES.

ARISTÓTELES (384-322 a. J.C.). Fue uno de los filósofos ycientíficos griegos más importantes. Su influencia fue talque algunas de las teorías que elaboró se mantienen vigen-tes todavía, dos mil años después de su muerte (entre otrasmuchas baste recordar la doctrina de la fuerza inmóvil que,revisada y profundizada en clave cristiana por Santo Tomásde Aquino en el medioevo, constituye hasta ahora la basesobre la cual se apoya todo el edificio de la teología católi-co-romana). En el campo astronómico, adelantó los prime-ros argumentos sólidos contra la tradicional teoría de laTierra plana, haciendo notar que las estrellas parecen cam-biar su altura en el horizonte según la posición del observa-dor en la Tierra. Por ejemplo, la Estrella Polar aparecedesde Grecia alta sobre el horizonte, porque Grecia estábastante más al norte del Ecuador; en cambio, desde Egiptoparece más baja, y desde latitudes más al Sur puede noverse en absoluto, porque no aparece nunca. Este fenómenopuede explicarse partiendo de la premisa que la Tierra esuna esfera; pero resulta incomprensible suponiendo que seaplana. ARISTÓTELES notó además que durante los eclipseslunares, cuando la sombra de la Tierra se proyecta sobre laLuna, la línea del cono de sombra es curva: esta es unaulterior demostración de que la superficie de la Tierra debe

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ser curva. El gran filósofo elaboró también un modelo pro-pio del Universo que se fundamentaba en el sistema geocén-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 homocén-tricas (que tienen un centro común), la Tierra era imaginadainmóvil en el centro del Universo y los cuerpos celestesentonces conocidos, fijados a siete grupos de esferas dedimensiones crecientes desde la más interna a la más exter-na: tres esferas pertenecían a la Luna, tres al Sol y cuatro acada uno de los planetas entonces conocidos (Mercurio,Venus, Marte, Júpiter y Saturno), con un total de 26 esferascelestes. Cada cuerpo celeste se imaginaba fijado a la esferamás interior del propio grupo; las otras del mismo grupoestaban unidas a la interior mediante un sistema de ejespolares desfasados entre sí. Todas estas complicaciones, enla total ignorancia de los movimientos de rotación y revolu-ción de los planetas, servían para explicar, de algún modo,sus trayectorias aparentes a través del cielo. Más tardeCALIPO, discípulo de EUDOXIO, con la finalidad de hacerfuncionar mejor todo el conjunto, llevó a 33 el número totalde esferas. Sin embargo, parece que EUDOXIO y CALIPOpensaban en sus esferas como un recurso geométrico, caren-te de consistencia física, inventado sólo para explicar yprever el movimiento de los cuerpos celestes. En cambioARISTÓTELES considera que las esferas, constituidas por unasustancia purísima 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, ARISTÓTELES pensó en una"fuerza divina" que transmitía sus movimientos a todas lasesferas desde la más externa, o esfera de las estrellas fijas,a la más interna, o esfera de la Luna. Sin embargo esta idease tradujo en una enorme complicación de todo el sistema,ya que elevó de 33 a 55 el número total de esferas, todasrelacionadas entre sí. La teoría descrita en su obra Metafísi-ca, fue sustituida por el sistema de TOLOMEO (II siglo d.J.C.), siempre geocéntrico, pero que tenía en cuenta demanera más precisa los movimientos celestes y que fueuniversalmente aceptado hasta COPÉRNICO (¿1473?-1543).Entre las obras científicas del filósofo griego dedicadas alcielo, es preciso recordar la Meteorología y el De Coelo.

Armilar (esfera). Es un antiguo instrumento empleado hastael 1600, que servía para determinar las Coordenadas celes-tes de los astros. Estaba constituido por un cierto número decírculos (de donde viene su nombre latino armilla, quesignifica círculo) insertos el uno en el otro, representando elecuador celeste, la Eclíptica, el Horizonte, el Zodiaco, etc.,de tal manera que una vez dirigida hacia una estrella, sepodían leer sus coordenadas celestes sobre las escalas gra-duadas. Las esferas armilares fueron utilizadas por losastrónomos árabes, por HIPARCO y por TOLOMEO. Tuvieronun gran desarrollo en la época durante la que vivió el astró-nomo danés Tycho BRAHE (1576-1601), que montó variasen su laboratorio.

ARMSTRONG, (Neil Alden 1930). Comandante de la famosamisión americana "Apolo 11", fue el primer hombre enpisar suelo lunar, a las 4,56 del 21 de julio de 1969, pro-nunciando la histórica frase: "es un pequeño 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; participó en laguerra de Corea como piloto de la marina, realizando 78vuelos hasta que su avión fue derribado durante un combatey se salvó saltando en paracaídas. Entró en la NASA en

1962 como experimentador civil; fue piloto jefe del avión-cohete "X 15" y de la misión "Géminis 8", con la que serealizó, en marzo de 1966, el primer amarre en el espacio, apesar del imprevisto accidente técnico que él, junto con sucolega David SCOTT, afrontó con inteligencia y valor. Loque sucedió fue que, inmediatamente después del amarre, el"Géminis 8" y el cohete-blanco "Agena" se pusieron a girarsobre sí mismos, a causa de un desperfecto en uno de losservo-motores que regulaban la posición de la astronave.Con maniobras precisas ARMSTRONG y SCOTT lograronestabilizar la nave y volver a Tierra. Graduado como inge-niero aeronáutico, después de la misión "Apolo 11" NeilARMSTRONG abandonó la NASA para convertirse en profe-sor de ingeniería aeroespacial en la Universidad de Cincin-nati.

Asociaciones estelares. Con este nombre se indicangrupos de estrellas con características físicas similares yque se encuentran reunidas en una cierta región del espacio.No deben confundirse con los cúmulos estelares porque, alcontrario de éstos, tienen una densidad bastante menor y noestán caracterizados por una estructura particular. Entreasociaciones y cúmulos existe sin embargo una relación, yaque en el centro de muchas asociaciones se han descubiertocúmulos abiertos. Las asociaciones estelares son de dostipos: 1) Las más conocidas y numerosas son las constitui-das por estrellas gigantes de altísima temperatura, tambiénllamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectralva de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, uncentenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunosmillones de años), animadas por un movimiento de expan-sión de algunos km/s y se encuentran habitualmente inmer-sas en nubes de hidrógeno. Un ejemplo típico está represen-tado por la asociación contenida en la denominada "nebulo-sa de la roseta", clasificada con el número de catálogo NGC2244. 2) Menos numerosas resultan en cambio las asocia-ciones formadas por estrellas variables enanas de edad muyjoven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri,es decir del prototipo de estrella variable que mejor repre-senta la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulo-sas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra enel trapecio de Orión.

Asteroide. Se llaman asteroides o pequeños planetas algunasdecenas de miles de fragmentos rocosos, cuyas dimensionesvarían desde un pequeño peñasco hasta tener 1.000 km dediámetro, caracterizados por una superficie irregular y laausencia de atmósfera. Alrededor del 95 % de estos cuerposocupa un espacio comprendido entre las órbitas de Marte yde Júpiter; sin embargo, algunos grupos orbitan cercanos alSol, a Mercurio y otros se alejan hasta la órbita de Saturno.Se calcula que su masa total sea 1/2.500 con respecto a lade la Tierra, siendo comparable a Japeto, un satélite deSaturno. Las hipótesis sobre los orígenes de los asteroidesson varias; sin embargo, las más aceptadas en la actualidadse reducen a dos: 1) que los fragmentos asteroidales son elresultado de la destrucción de un solo cuerpo celeste; 2) queuna familia de un limitado número de asteroides, no más deunos cincuenta, se formó desde el origen del sistema solar,pero que en sucesivas y recíprocas colisiones se fueronmultiplicando. El primer asteroide y el más grande es Ce-res, de, 1.000 km de diámetro, descubierto en 1801 porGiuseppe PIAZZI, director del observatorio astronómico dePalermo. Algunos años más tarde fueron descubiertos PalasAtenea, con un diámetro de 530 km (OLBERS, 1802); Juno,con un diámetro de 220 km (HARDING, 1804), y Vesta, conun diámetro de 530 km (OLBERS, 1807). Un gran impulso a

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la clasificación de los asteroides fue dado por Max WOLF en1891, con la introducción de la investigación sobre placasfotográficas. Hoy los asteroides clasificados son más de dosmil y existen dos grandes centros mundiales, uno en losEstados Unidos en Cincinnati (Ohio) y otro en la UniónSoviética en Leningrado, que se ocupan exclusivamente desu estudio. Según su posición orbital, los asteroides sesubdividen en tres grupos: 1) el llamado cinturón principal,que está ocupado por el 95 % de todos los asteroides cono-cidos y se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter,exactamente entre 2,2 y 3,3 UA del Sol. Aquí los asteroidesmás interiores tienen períodos orbitales de aproximadamen-te dos años, los más exteriores de seis años. En el interiorde este cinturón existen vacíos denominados por los estu-diosos "lagunas de Kirkwood" (llamadas así por el astróno-mo que las observó por primera vez en 1866) y en las queno está en órbita ningún asteroide. Estas lagunas estáncausadas por la presencia cercana del planeta más grandedel sistema solar, Júpiter, que tiene un período orbital dedoce años. Cuando un asteroide ocupa una órbita que tieneun período similar al de Júpiter, es alejado por la fuerzagravitacional de este último. Las lagunas más llamativas seencuentran en correspondencia de órbitas con períodos de 4;4,8; 5,9 años. 2) Los denominados pequeños planetas troya-nos, que ocupan la misma órbita que Júpiter, precediéndoloo siguiéndolo en ella. A su vez, se subdividen en el llamado"grupo de Aquiles", formado por varios centenares de cuer-pos que precede a Júpiter en aproximadamente 60, y en el"grupo de Patroclo", un poco menos numeroso, que sigue aJúpiter a 60 3) El grupo Apolo y Amor, formado por unmillar de cuerpos en total y caracterizado por órbitas muchomás elípticas, que se extienden a los planetas interiores yque, por tanto, pueden, potencialmente, entrar en colisióncon la Tierra. A este propósito, algunos astrónomos sostie-nen que varias catástrofes del pasado, como por ejemplo laextinción de los dinosaurios del Cretáceo-Terciario, hace 65millones de años, fue causada por la caída en la Tierra deuno de estos asteroides, con un diámetro estimado deaproximadamente 10 km. Los objetos del grupo Apolo yAmor, sin embargo, según algunos estudiosos, no serían unaderivación del grupo originario de los asteroides, sino nú-cleos de Cometas, carentes de la componente volátil y redu-cidos a orbitar entre los planetas interiores. La composiciónde los asteroides se establece por medio de métodos deanálisis indirecto, gracias a la luz que ellos reflejan. Losresultados indican que, en su mayor parte, estos cuerposcelestes estarían compuestos de sustancias similares a losmeteoritos, es decir, fragmentos de composición pétrea oferrosa que se precipitan sobre la Tierra, provocando elespectacular fenómeno de las estrellas fugaces y que, aveces, logran ser recuperados. Los asteroides, como lo hanindicado algunos astrónomos, podrían convertirse en elfuturo en óptimas reservas de minerales valiosos que esca-sean en nuestro planeta. Por tanto, podrían ser ampliamenteaprovechados en una futura colonización humana del siste-ma solar.

Astrobiología. En analogía con otras ramas de la astronomíacomo la astrofísica, la →astrometría, etc., recientementese ha manifestado la necesidad de crear otra especializa-ción, a la que se le ha dado el nombre de astrobiología, cuyocampo de investigación es la vida en la Universo, en elsignificado más amplio del término. Sinónimo de astrobio-logía es el término exobiología es decir, la biología delespacio exterior. Nosotros hemos preferido adoptar el pri-mer término porque resulta más homogéneo con las defini-ciones de las otras especializaciones astronómicas. La vida

en la Tierra. Punto obligado de referencia de los estudios deastrobiología es la aparición de la vida en nuestro planeta.Partiendo de aquí, es posible determinar aquellos procesosquímicos y bioquímicos que en la actualidad se piensaconstituyen un episodio fundamental del ciclo de la evolu-ción cósmica. Según las hipótesis más sólidas, el procesoque condujo a la presencia de vida en la Tierra se inicióprecozmente después de la formación de nuestro planeta,apenas lo permitieron las condiciones ambientales haceaproximadamente unos 4,5 mil millones de años. Los estu-dios de paleontología han puesto en evidencia restos deorganismos primordiales en estado fósil, en rocas que seremontan a unos 3,5 mil millones de años. Por tanto, pode-mos suponer que el período de tiempo en que las primerascélulas vivas se organizaron a partir de la materia inanima-da, fue efectivamente bastante breve con respecto a la edadde nuestro planeta. La opinión más consistente en la actua-lidad, aunque no carente de lagunas, ofrece el siguientepanorama de la aparición de la vida sobre la Tierra. Unaatmósfera primordial a base de hidrógeno, amoníaco, meta-no y vapor de agua proporcionó, a través de las lluvias, losprincipales elementos para la formación de charcos en loscuales se llevaron a cabo las primeras síntesis orgánicas. Enun segundo momento, fecundado por las radiaciones solaresultravioletas y por las descargas eléctricas, este "caldoprimordial", como ha sido definido por algunos científicos,dio origen a cadenas de aminoácidos y proto-proteínas querepresentan las piezas fundamentales de la célula viva. Porúltimo se llegó a la organización espontánea de la primeracélula dotada de capacidad autoproductiva. Tal vez el aspec-to más fascinante de esta teoría es que, hasta cierto punto,ha sido comprobada experimentalmente. Desde 1952, fechade un histórico experimento dirigido por el químico ameri-cano Stanley MILLER, es posible simular las condiciones dela atmósfera primordial y obtener, en el interior de un "cal-do primordial" artificial, aminoácidos y otras estructurascomplejas que presentan una afinidad estructural muy simi-lar a aquellas de la célula viva. Sin embargo, hasta ahora noha sido demostrado el proceso fundamental que conduce delos ingredientes base, a la célula auto-reproductora propia-mente dicha. Los biólogos se justifican diciendo que paraeste paso fundamental no bastan las simulaciones en ellaboratorio, siendo necesarios los largos períodos de evolu-ción bioquímica. La evolución cósmica. Partiendo del prin-cipio que la vida puede nacer, afirmarse y evolucionar, porselección darwiniana, en una multiplicidad de especiesdiferentes, muchos estudiosos se dicen también convencidosque no hay razones plausibles para que este hecho se limitesólo a nuestro planeta. Los estudios más recientes en astro-física han demostrado una sorprendente unidad genética yestructural de todo el Universo visible: estrellas, galaxias ymateria cósmica se forman en todas partes obedeciendo alos mismos principios. Esto es válido tanto en la inmensi-dad del espacio, como en las profundidades del tiempo, yaque, como es sabido, cuanto más lejos extendemos nuestramirada, más antiguos (hasta miles de millones de años) sonlos fenómenos que presenciamos. Tampoco nuestro sistemasolar es una excepción. Muchos otros soles parecen poseercortejos de planetas que, de manea similar a los nuestros,debieron formarse por fenómenos de condensación gravita-cional en el interior de una nebulosa de gases y polvos. Delas proximidades del sistema solar y de las lejanías estela-res, continuamente llegan indicios de vida. Se han encon-trado aminoácidos en el interior de meteoritos que cayeronen la Tierra. Han sido delimitadas moléculas orgánicascomplejas y, tal vez, incluso estructuras bioquímicas fun-damentales en las nubes de polvos interestelares distantes

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centenares o millares de años luz. El proceso de evoluciónquímica, que la teoría del "caldo primordial" sugiere llega-do a la Tierra, podría ser una parte de un ciclo de vida másamplio que penetra todo el Universo. Algunos estudiososcomo F. HOYLE y C. WICKRMASINGHE piensan, incluso, quela sede principal de este proceso está en las nubes de polvointerestelar y que la vida en estado elemental llega a losplanetas a bordo de cometas para después evolucionar, enlos ambientes más favorables, en una multiplicidad deespecies, gracias sobre todo al continuo aporte de materialgenético desde el espacio, cuyo papel sería el de acelerar laclásica evolución postulada por Charles DARWIN. Civiliza-ciones evolucionadas. Según otros estudiosos, como elpremio Nobel de medicina Francis Cricik, la difusión de lavida en el Universo, y, por tanto, la presencia de vida en laTierra, serían el resultado de experimentos de "pan-espermapilotado" por parte de lejanas, y tal vez ahora ya extintas,especies evolucionadas. En otros términos, las civilizacio-nes estelares, con el fin de propagarse, enviarían haciadeterminados planetas sondas espaciales conteniendo lamateria genética de la cual, con el tiempo, se desarrollaríanlas diversas especies vivas. Dejemos de lado, de todosmodos, estas fantásticas hipótesis que hemos mencionadocomo complemento. Lo que ciertamente hay son indiciosque una gran cantidad de estrellas similares a nuestro Solestán rodeadas por planetas. Sólo en nuestra Galaxia, quecontiene aproximadamente cuatrocientos mil millones deestrellas, aquellas que poseen sistemas planetarios seríanalrededor de ciento treinta mil millones. En cada uno deestos sistemas, por lo menos un planeta podría presentar lascondiciones ambientales adecuadas para albergar vida: hande estar en órbita en un intervalo de distancias de la estrellaprincipal o "ecosfera", que asegure temperaturas mediascompatibles con el metabolismo típico de los seres vivos.Estas consideraciones han sido las que han impulsado aalgunos astrónomos hacia la búsqueda de señales emitidaspor eventuales civilizaciones extraterrestres.

Astrófilo. Con este término se indica a un estudioso de laastronomía no profesional, que se dedica preferentemente alas observaciones celestes con la intención de colaborar conlos astrónomos en determinados sectores de la vigilancia delcielo, o para satisfacer simplemente su propia pasión por laciencia astronómica. Habitualmente, los astrófilos se reúnenen asociaciones locales o nacionales que elaboran progra-mas colectivos de observación de zonas como: Sol, planetas,estrellas variables, ocultaciones lunares, cometas, meteoros,etc. Su equipo consta de Telescopios, astrocámaras, Fotó-metros, instrumentos que en la actualidad han alcanzado ungran nivel de calidad, aun permaneciendo, lógicamente,muy por debajo de los existentes en los grandes observato-rios astronómicos. Un instrumento típico del astrófilo es,por ejemplo, un telescopio reflector de 20 cm de diámetro,que puede utilizarse perfectamente tanto para las observa-ciones del Sol y de los planetas, como para el estudio deobjetos débiles y lejanos como las estrellas, las galaxias, lasnebulosas, etc. La contribución de los astrófilos a algunossectores de la astronomía de observación es notable, y essolicitada y apreciada por los astrónomos profesionales.Bastará recordar que aproximadamente la mitad de losdescubrimientos de cometas efectuados cada año es obra delos astrófilos, y que muchas otras investigaciones astronó-micas, que exigen un paciente y constante trabajo de obser-vación, son desarrolladas con éxito por ellos. Las asociacio-nes de astrófilos llevan a cabo también una labor de difu-sión de la astronomía entre el gran público, organizandoactos culturales y observaciones colectivas; de esta manera

contribuyen a hacer conocer y a consolidar esa pasión porlos estudios del cielo, que lleva a muchos jóvenes a lasfacultades de astronomía y de física. A partir de los añossetenta se ha asistido a un auténtico "boom" de la aficiónpor la astronomía, como testimonia el constante incrementoen la venta de aparatos para la observación del cielo que aun permanente perfeccionamiento técnico, han agregadoprecios accesibles para un número cada vez mayor de per-sonas.

Astrofísica. Rama muy sólida de la astronomía que estudia lanaturaleza y la estructura física de los cuerpos celestes,tanto próximos como lejanos. La astrofísica nace con laobservación, 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 líneas verticales. Fue méritode G. KIRCHOFF (1824-1887) descubrir que aquellas líneaseran la huella de algunos de los elementos químicos presen-tes en la atmósfera solar, por ejemplo el hidrógeno y elsodio. Este descubrimiento introdujo un nuevo método deanálisis indirecto, que permite conocer la constituciónquímica de las estrellas lejanas y clasificarlas. Otros mediosde investigación fundamentales para la astrofísica son laFotometría (medida de la intensidad de la luz emitida porlos objetos celestes) y la Astrofotografía o fotografía astro-nómica. La astrofísica es una ciencia tanto experimental, enel sentido que se basa en observaciones, como teórica,porque formula hipótesis sobre situaciones físicas no direc-tamente accesibles. Uno de los capítulos más importantesde la astrofísica moderna está constituido por el Sol. Hastalos años treinta, el mecanismo energético que alimenta anuestra estrella era un misterio; en 1938, el físico HansBETHE explicó los principales procesos de fusión nuclearque están en condiciones de alimentar por largos períodosde tiempo el horno solar, como tantas otras estrellas. Lamoderna astrofísica ha logrado también explicar la estructu-ra interna de nuestra estrella y la distribución 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 atmósfera ocorona solar. Sin embargo, aún 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 más externos del Sol alcanzan un máximo de fre-cuencia, precisamente, cada once años. Otra gran zona deinvestigación de la astrofísica está constituida por el estudiode las características físicas de las Estrellas: dimensiones,masa, luminosidad, temperaturas y categoría espectral (tipode espectro que muestra su luz); y por el estudio de la Evo-lución estelar. Entran aquí los estudios sobre las estrellasdobles (formadas por dos o más soles), sobre las novas ysupernovas (estrellas que brillan de improviso lanzandograndes cantidades de energía y materia al espacio y aumen-tando su luminosidad) y sobre otras fuentes estelares aúnpoco conocidas como los pulsar (estrellas que laten) y losagujeros negros (estrellas que entraron en colapso). Laastrofísica también estudia la composición y la estructura dela Materia interestelar, es decir de aquellas nubes de gasesy polvos que ocupan amplias zonas del espacio y que en unaépoca eran consideradas absolutamente vacías. Los métodosde investigación astrofísica son también aplicadas al estudiode los Planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuyacomposición y estructura, gracias a las investigacionesllevadas a cabo por satélites artificiales y sondas interplane-tarias, se ha podido lograr, en estos últimos años, un cono-

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cimiento más profundo, que en muchos casos ha permitidomodificar convicciones muy antiguas. Una reciente y vigo-rosa rama de la astrofísica es la Radioastronomía: el estudiode la física de los objetos celestes por medio de la escuchade las ondas de radio naturales que ellos emiten. Debido alas metodologías substancialmente diferentes, la radioastro-nomía es considerada por algunos como una especializaciónde la astronomía, independiente de la astrofísica clásica.

Astrofotografía. La fotografía del cielo ha revestido, desdelos primeros años de este siglo hasta hoy, un papel cada vezmás importante en la investigación astronómica. Ofrece dosventajas sustanciales con respecto a la observación visual:primero, da la posibilidad de fijar sobre la emulsión deta-lles del objeto observado que el astrónomo podrá despuésanalizar en el laboratorio; segundo y más importante, permi-te percibir objetos invisibles al ojo humano. En efecto,colocando una película fotográfica en el foco primario de untelescopio, mientras sigue automáticamente el movimientode los astros, es posible efectuar exposiciones de algunashoras, recogiendo pequeñas cantidades de luz procedentesde objetos muy débiles y lejanos, incluso los distantes mi-llones de AL de la Tierra. Las primeras fotografías astro-nómicas fueron realizadas en 1840, poco después de inven-tarse la placa fotográfica, por el americano John W. DRAPERy tuvieron como tema la Luna. En 1842, el físico G. A.Majocchi fotografió el eclipse de Sol del 8 de julio. En1958, el astrónomo aficionado inglés Warren de la Rue,inventó la fotoheliografía e inició la realización de una seriede fotografías diarias de las manchas y de las fáculas 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 fotografía es utilizada también para elanálisis de los cometas y las nebulosas por G. HUGGINS y J.JANSSEN, primer director del Observatorio astrofísico deMeudon, próximo a Versalles. Otras aplicaciones de lafotografía astronómica han sido: la investigación de losasteroides iniciada en 1891 por Max WOLF, así como elestudio de las auroras polares, de la luz zodiacal, de lasestrellas fugaces. Las emulsiones fotográficas presentaban,a comienzo de siglo, el inconveniente de ser impresionadasmuy fuertemente por las radiaciones violetas, y muy débil-mente por las rojas; además de esto, los telescopios refrac-tores de larga distancia focal, difundidos en la época deladvenimiento de la fotografía, tenían aberración cromática,por lo que delante de las emulsiones empleadas en ellos eraimprescindible anteponer los adecuados filtros correctoresde luz. Con el fin de reducir la aberración cromática, seconstruyeron más tarde objetivos compuestos de tres ocuatro lentes sin embargo, ni así era posible concentrar enun mismo foco todos los colores del espectro visible. En laactualidad, para la fotografía astronómica se utilizan conéxito los telescopios reflectores, que no tienen, aberracióncromática, y en particular los tipos Schmidt y Ritchey-Cretienne. La fotografía en colores ha obtenido, en la inves-tigación astronómica, resultados satisfactorios especialmen-te desde el punto de vista espectacular, aunque la lentitudde las emulsiones obligue aún a largas exposiciones. Tam-bién la cinematografía está en continuo desarrollo, espe-cialmente para el estudio del Sol. A partir de los años se-senta ha adquirido una notable importancia el método de lafotografía indirecta, que consiste en colocar en el foco pri-mario del telescopio, además de la película habitual, unaparato electrónico capaz de convertir los impulsos lumino-sos en corriente eléctrica. Esta última, a su vez amplificaday revelada, es reconvertida en imagen.

Astrogeología. Es una nueva especialización científicaimpulsada por el extraordinario desarrollo de la Astronáuti-ca. Así como la geología se ocupa de la estructura, composi-ción y evolución de la Tierra, la astrogeología trata losmismos temas pero aplicados a los otros planetas del siste-ma solar. Hasta finales de la década de los cincuenta, lasúnicas informaciones sobre geología planetaria venían delas observaciones desde Tierra, y permitían tener una ideasólo aproximada de las características de las superficies delos planetas, de sus atmósferas, y de su interior. La astro-náutica ha permitido efectuar primero observaciones desdemás cerca, y a veces "in situ" con retransmisión 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 técnicasde investigación geológica, geofísica, sismológica, etc.,utilizadas en la Tierra. Para la geología de los diversoscuerpos del sistema solar ver las voces de cada uno de losplanetas: Mercurio, Venus, etc.

Astrógrafo. Es un Telescopio construido especialmente parafotografía astronómica. Puede tratarse de un reflector, obien de un refractor. Sin embargo, por lo general, con eltérmino astrógrafo se suele indicar un refractor fotográficocon una gran apertura, que es la relación entre la distanciafocal del objetivo y su diámetro. El instrumento está provis-to, en el sitio del ocular, de una película fotográfica cuyoplano de emulsión coincide con el plano focal del objetivo.Además está dotado de un objetivo acromático constituidopor tres o cuatro lentes, que sirven para corregir las aberra-ciones cromáticas. Puede estar acompañado por un telesco-pio visual con el fin de controlar al astro que se fotografíadurante la exposición.

Astrolabio. Es un antiguo instrumento astronómico ideadoprobablemente por los griegos y utilizado por los árabes, lospersas y los europeos, como ayuda en la navegación hasta elsiglo XVIII, época en la cual es sustituido, por el más precisosextante. Está compuesto de las siguientes partes: un discometálico que tiene grabada sobre el borde una circunferen-cia graduada de 0° a 360°; en una banda más interior, unacircunferencia subdividida en las 24 horas del día; en laparte central, una proyección de la esfera celeste en unplano paralelo al ecuador. Un segundo disco, denominadored, superpuesto al primero, sirve como mapa de las estre-llas más brillantes, ya que está provisto de varios índicescada uno de los cuales indica la posición de una estrella y elnombre correspondiente. Aún superpuesta a la red hay unalanceta, llamada regla, cuya extremidad se superpone a lasescalas graduadas. En la parte posterior del instrumento hayuna escala para medir los ángulos en grados y un brazomóvil para la señalización. Sujetando el astrolabio por elanillo, suspendido en posición vertical, y manipulandoadecuadamente las diversas partes, pueden medirse la alturade las estrellas en el horizonte y la hora del lugar de obser-vación. Los ejemplares más antiguos de astrolabios conser-vados en los diversos museos, se remontan al año 1000 yson de fabricación árabe.

Astrología. La astrología, definida como la "supersticiónerudita" que querría hacer depender a los hechos terrenalesde los cielos, en la antigüedad era una mezcla de conoci-mientos astronómicos y elementos religiosos. Tuvo su ori-gen algunos milenios antes de Jesucristo en Oriente y enparticular en Mesopotamia, difundiéndose en Grecia apartir de Alejandro Magno. La filosofía griega, y especial-mente la escuela pitagórica, con su temor reverencial por el

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orden inmutable del cosmos, gobernado por precisas leyesmatemáticas, preparó el terreno no sólo para un extraordi-nario desarrollo de la astronomía, sino también para el cultode los astros. Poco a poco todas las escuelas filosóficasgriegas, a excepción del epicureísmo, fueron influenciadaspor el sistema astrológico. Aun antes de la primera eraimperial, la mística astrológica había penetrado en lasreligiones paganas y las divinidades griegas y romanasfueron sustituidas por el dios del Sol. Todos los emperado-res, la buena sociedad, el pueblo, comenzaron a creer en elpoder de las estrellas para determinar la vida humana o, porlo menos, para predecir su curso. En el segundo siglo a. J.C. se desataron furiosas polémicas para reconocer la validezde esta doctrina: los astrólogos encontraron bastantes difi-cultades para explicar las pretendidas bases científicas desus prácticas, bases fácilmente sacudidas por elementalescríticas fundadas en la razón. A pesar de ello muchos poetasy escritores sostuvieron la causa de la astrología, que cono-ció un verdadero triunfo con el astrónomo ClaudioTOLOMEO 90-168 d. J.C. aprox.) quien, basándose en lafísica aristotélica, construyó una teoría astrológica que teníala pretensión de ser rigurosamente científica. En los siglosXV y XVI el prestigio de la astrología continuó aumentando.La ciencia de la interpretación de los astros floreció en lasuniversidades de Roma, Padua, Bolonia y París, a pesar dela oposición oficial del Cristianismo, que no logró combatiradecuadamente, ni rechazar totalmente las concepcionesteóricas que constituían la base de la astrología. El propioSanto Tomás de Aquino estaba convencido que los astrostenían el poder de determinar, por lo menos, la estructurafísica, el sexo y el carácter del individuo. También elHumanismo reforzó el modo de pensar astrológico:REGIOMONTANO, COPÉRNICO, Tycho BRAHE, GALILEO,KEPLER fueron también expertos astrólogos. El lluminismo,en cambio, degradó la astrología, calificándola como uno delos capítulos de la "historia de la estupidez humana". Hoy,sin querer liquidar con una definición tan categórica unadoctrina que por siglos ha interesado incluso a menteslúcidas, debemos sin embargo afirmar que la astrologíacomo tradición religiosa no tiene ya ningún sentido, y comociencia, hace tiempo que está muerta y sepultada. El hom-bre moderno no puede ser convencido del valor científico deuna doctrina basada en una astronomía y en una cosmofísicasuperadas hace tres siglos Tampoco puede creer en la exis-tencia de relaciones precisas e influjos entre los astros ynuestras acciones. Las superficiales y a menudo ridículasinterpretaciones contemporáneas, han hecho perder hasta elsentido profundo que la astrología tenía en el mundo anti-guo: que la Tierra no es otra cosa que una imagen y alegoríadel cielo.

Astrometría. Es la especialización de la astronomía queestudia la posición de los astros en el cielo, con el fin deestablecer las coordenadas celestes y sus variaciones en eltiempo y reconstruir los movimientos de las estrellas. Entrelas aplicaciones de la astrometría está incluso el control delos movimientos de la Tierra. La astrometría, también lla-mada astronomía de posición, se diferencia netamente deotra especialización astronómica, la Astrofísica, ya quemientras la primera se ocupa de la posición de los cuerposcelestes, la segunda estudia la naturaleza física de los mis-mos. Las antiguas observaciones astronómicas fueron exclu-sivamente de carácter astrométrico: sirvieron para obtener,del estudio del movimiento de los astros, los primeros yburdos calendarios y los criterios de subdivisión del tiempo.La astrometría clásica nace con la recopilación de los catá-logos estelares. El más famoso, realizado en la antigüedad,

es el de HIPARCO de Nicea (aprox. 190 a. J.C.-125 a. J.C.),que contenía las posiciones de 850 estrellas visibles a sim-ple vista. Confrontando las variaciones de las posicionesestelares con respecto a las establecidas en los catálogosmás antiguos, HIPARCO pudo medir la longitud del año solarcon un error de pocos minutos, y darse cuenta que el eje dela Tierra está animado de un movimiento de Precesión,similar al realizado por el eje de una peonza que gira sobresí misma. Los instrumentos utilizados en la antigüedad parala determinación de las posiciones estelares, eran el Astro-labio, la Esfera armilar, el Cuadrante, etc. Un astrónomodel Renacimiento que dedicó casi toda su vida a la astrome-tría fue Tycho BRAHE (1546-1601), quien construyó instru-mentos de grandes dimensiones y muy precisos, aunquecarentes de la parte óptica, ya que él vivió antes de la in-vención del anteojo. Con estos instrumentos, Tycho pudorestablecer las posiciones estelares y planetarias y sus tablasfueron utilizadas por su ayudante Johannes KEPLER (1571-1630) para deducir las tres famosas leyes de los movimien-tos planetarios. Otros grandes de la astronomía fueron:James BRADLEY (1643-1762) descubridor de la→aberración de la luz; Friedrich BESSEL (1784-1846) quedeterminó por primera vez la distancia de una estrella conel método de la Paralaje; Friedrich W. A. Argelander (1799-1875) quien realizó el gran catálogo estelar "Bonner Durch-musterung", George Airy (1801-1892) que transformó elObservatorio de Greenwich en el mayor centro de estudiosastrométricos de su época. La astrometría moderna se sirvede refinados "instrumentos de pasos" que, combinados con"relojes siderales", sirven para determinar con granprecisión el paso de una estrella por el meridiano y, portanto, sus coordenadas. Las mediciones, repetidas en eltiempo, establecen las variaciones atribuibles bien a losmovimientos de la Tierra, como la precesión, bien al Mo-vimiento propio de las estrellas. Para determinar las coor-denadas de los objetos más débiles, la astrometría utilizamétodos fotográficos e instrumentos que permiten medir lasposiciones estelares directamente sobre la película. Lamedición de las distancias de objetos muy próximos entre síy débiles, hasta el punto que los instrumentos corrientes deobservación no alcanzan para distinguirlos, es realizada contécnicas de Interferometría óptica y radio.

Astronáutica. La astronáutica es la ciencia que estudia elvuelo en el espacio y sus innumerables aplicaciones. Es dereciente origen: nace hacia fines del siglo XIX, cuando algu-nos científicos comenzaron a estudiar teóricamente losprincipios y las posibilidades técnicas de los viajes en elespacio. Se considera como el fundador de la astronáutica alruso Konstantin E. TSIOLKOVSKY (1857-1935), un maestrode escuela que desde joven se dedicó, como autodidacta, alos estudios de astronáutica y, más tarde, al vuelo espacial.Fue de los primeros en darse cuenta que el Cohete podía serel único medio para superar la fuerza de gravedad y, acaballo de los dos siglos, se dedicó a estudiar las leyesmatemáticas y físicas fundamentales en las que, todavíahoy, se basan los motores de cohetes. Otro pionero de lasciencias astronáuticas fue el alemán Hermann J. OBERTH(nacido en 1894) quien, en 1917, realizó un proyecto paraun misil de combustible líquido y una docena de años mástarde, en su libro "El camino al viaje espacial", anticipó losprincipios de la propulsión iónica. TSIOLKOVSKY y OBERTHeran teóricos. Quien construyó el primer cohete con com-bustible líquido fue el americano Robert H. GODDARD(1882-1945). Su extraño artefacto, que parecía cualquiercosa menos un misil como se entiende hoy, voló el 16 demarzo de 1926 durante apenas 2,5 segundos, alcanzando

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12,5 metros de altura. Más tarde, en los años que precedie-ron a la segunda guerra mundial, GODDARD perfeccionó suinvento superando el kilómetro de altura y alcanzandovelocidades supersónicas. Sin embargo el pionero más hábilde la astronáutica es, sin lugar a dudas, el ingeniero alemánWerner VON BRAUN (1912-1977). Entre los años 1937 y1944 trabajó en el polígono militar de Peenemunde, en lacosta del Báltico, diseñando y construyendo los famososmisiles "V 2" que fueron empleados en el bombardeo ale-mán a Inglaterra. Después de acabada la guerra continuósus estudios y experimentos en los Estados Unidos dandovida a los misiles Redstone y Júpiter y, más tarde, al gigan-tesco Saturno, con el cual se pudo llevar a cabo el programade desembarco en la Luna. La era de la astronáutica comen-zó oficialmente el 4 de octubre de 1957 con el lanzamientodel primer Satélite artificial soviético Sputnik l, y con lademostración práctica de que un objeto puede mantenerseen órbita terrestre. En los primeros años de esta nuevaaventura del hombre, la primacía fue casi siempre soviética:el 2 de enero de 1959 la sonda automática "Luna 1" pasó a6.000 km de nuestro satélite artificial y lo fotografió. El 4de octubre del mismo año, el "Luna lll" transmite las prime-ras imágenes de la cara oculta de la Luna. El 12 de abril de1961, Juri GAGARIN (1934-1968) fue el primer hombre enorbitar alrededor de la Tierra. En junio de 1963, ValentinaTERESHKOVA (nacida en 1937), se convirtió en la primeramujer del espacio. En aquellos años, los Estados Unidosdesarrollaron experimentos mucho menos espectaculares,pero de gran valor científico y se debe precisamente a supequeño primer satélite orbital, el Explorer, lanzado el 31de enero de 1958, el descubrimiento de esas partículascargadas que están interpoladas en el campo magnéticoterrestre y que reciben el nombre de cinturón de Van Allen.De aquellos años de pioneros no tan lejanos, a hoy, losprogresos de la astronáutica han sido enormes, sobre todoen lo relativo al uso científico y tecnológico del espacio. Laastronomía y la física espaciales han dado pasos gigantes-cos, gracias a la posibilidad de confiar instrumentos deobservación a las sondas espaciales. Muchas técnicas delsiglo XX, como las telecomunicaciones, la meteorología,etc., han recibido un gran impulso debido a los Satélitesadecuadamente diseñados y puestos en órbita. También lastécnicas de vuelo espacial han experimentado innovacionessustanciales con la introducción del Space Shuttle, querepresenta la primera astronave capaz de entrar en órbitaterrestre y volver como un avión de línea. En el sector delos vuelos interplanetarios se han desarrollado técnicas deaprovechamiento de los campos gravitacionales de los pla-netas, abreviando considerablemente los tiempos requeridospor el vuelo inercial. En lo que respecta a las técnicas depropulsión, ahora ya están en una fase pre-aplicativa siste-mas alternativos al motor de cohetes alimentado química-mente, como por ejemplo la propulsión a iones y la Velasolar. En cambio han registrado un desarrollo más lento delo previsto en los albores de la astronáutica los grandesproyectos de exploración interplanetaria por parte del hom-bre, como por ejemplo el descenso en Marte, que WernerVON BRAUN daba como posible dentro del decenio de losochenta. Hoy se considera que, por razones económicas,este paso debe postergarse hasta el siglo XXI. Sin embargo,parece probable que antes del año 2000, la astronáuticaalcance la etapa de las estaciones orbitales en las que sealternan, sin solución de continuidad, grupos de astronau-tas. De esta manera, para estudiar todos los problemasbiológicos y psíquicos relativos a la permanencia del hom-bre en el espacio, ha nacido una nueva especialización: lamedicina espacial. Su logro más importante es el haber

demostrado que, aseguradas determinadas condicionesambientales necesarias para proteger la estructura y lasfunciones del organismo humano, no existen objeciones deprincipio para que el hombre viva fuera de la Tierra.

Astronave. Es un vehículo destinado a los vuelos espaciales,en el que se trata de reproducir, aproximadamente, la con-diciones en las que el hombre vive en la Tierra. Para sobre-vivir y llevar a término las misiones espaciales, el hombredebe tener en las astronaves un buen nivel de seguridad yde confort ambiental. Durante cientos de miles de años,nuestro organismo ha estado acostumbrado a un conjunto decondicione ambientales indispensables para su complejoequilibrio biológico: éstas comprenden no sólo el aire pararespirar, sino también la adecuada temperatura, presión yhumedad, la protección del frío, del calor, de La falta depeso y de las radiaciones nocivas. Además están los pro-blemas del alimento, del agua y de La eliminación de losresiduos orgánicos. El principal requisito para las cápsulasespaciales destinadas a vuelos humanos es el de reproducir,no las idénticas condiciones físicas de la atmósfera nivel delsuelo, por lo menos una situación en la cual el hombrepueda adaptarse fácilmente. Habitualmente nosotros respi-ramos un aire compuesto por un 78 % de nitrógeno, un 21% de oxígeno y un, 1 % de otros gases, estando nuestrocuerpo sometido, al nivel del mar, a la presión de una at-mósfera. Los experimentos de medicina espacial y las nu-merosas misiones efectuadas hasta ahora, han de mostradoque los astronautas pueden adaptarse a condiciones sensi-blemente diferentes. Los hombres del "Apolo", por ejemplo,han vivido durante muchos días en una atmósfera artificialde oxígeno puro a una presión de aproximadamente 1/3 dela existente en Tierra. Por otra parte, los soviéticos en sus"Soyuz", respiran una mezcla formada por nitrógeno yoxígeno en proporciones similares a las del aire que respi-ran en la Tierra, con una presión que es casi la mitad de laque hay a nivel del mar. En el "Space Shuttle" también losamericanos han adoptado una atmósfera de nitrógeno (80%) y oxígeno (20 %), a presiones terrestres. Los problemasde la temperatura y la humedad fisiológicas han sido resuel-tos con adecuados sistemas de acondicionamiento interno dela cabina. Sin embargo, para evitar que la gran diferenciatérmica existente entre las partes externas de la astronaveexpuestas al Sol y las que están en sombra se transmitatambién al interior, se le imprime un movimiento rotatoriollamado de "barbacoa". Otra dificultad está constituida porla falta total de gravedad. Ciertamente ésta no provocatrastornos serios en la coordinación muscular y, en efecto,los astronautas logran manipular perfectamente los mandosmanuales a bordo para llevar a cabo las maniobras necesa-rias. En cambio problemas más complejos surgen en lorelativo a la circulación de la sangre, porque en ausencia degravedad no se produce el normal flujo de sangre hacia lasextremidades. Ello se ha remediado con mallas especialesque ejercen diferentes presiones en los muslos, las piernas yel abdomen para facilitar la circulación. La falta de grave-dad no trastorna la masticación, ni la deglución, ni la diges-tión de los alimentos. Es importante, sin embargo, controlarque eventuales residuos o gotas no dañen el equipo eléctricode la astronave. Además, debido a que el peso del alimentonecesario para una tripulación en cada misión sería excesi-vo (cada ser humano tiene necesidad de 1 kg de alimento y2 kg de agua al día) se ha optado por el tratamiento deliofilización, que hace perder hasta los 9/10 el peso dealimentos de cualquier tipo. El agua para la rehidrataciónestá disponible ya que es el producto secundario de lasreacciones químicas entre los componentes del combustible

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en el momento de la combustión. El inconveniente de losresiduos orgánicos ha sido resuelto mediante incineradores:el óxido de carbono producido por las combustiones estransformado en dióxido de carbono y, por tanto, recicladode modo que produzca pequeñas cantidades de oxígeno.

Astronomía. La astronomía es una, de las ciencias másantiguas. En los albores de la civilización, el hombre se diocuenta que la repetición regular de los fenómenos celestesconstituía el reloj natural de sus múltiples actividades: lajornada de labor se medía por la salida y la puesta del sol;el mes, por el ciclo lunar; las siembras, las cosechas y eltrabajo agrícola en general eran regulados por la aproxima-ción de las estaciones. En los pueblos antiguos, los astros seconsideraban como divinidades y el estudio de sus posicio-nes resultaba esencial para determinar sus influencias sobrelos acontecimientos, terrenales. Por este conjunto de razo-nes la astronomía fue, en todas las civilizaciones del pasa-do, una ciencia tanto al servicio del poder civil como delreligioso. La astronomía antigua. Los primeros testimoniosde estudios astronómicos se remontan a los milenios IV y lla. J.C., y se refieren a los pueblos de la llamada "medialuna fértil" (los territorios bañados por el Nilo, el Éufrates yel Tigris), a los chinos, los hindúes y a los habitantes deAmérica Central. Los babilonios determinaron con granprecisión tanto el "mes sinódico" (el intervalo de tiempoentre dos fases iguales y sucesivas de la Luna), como el"período sinódico" de los planetas (el tiempo entre dosposiciones idénticas de un planeta con respecto a la Tierra).Su calendario se refería al movimiento de la Luna, por locual cada año estaba dividido en meses de 30 días. Tambiénse debe a los babilonios el descubrimiento del llamado"ciclo de Saros", es decir el período de 18 años transcurridoel cual se repiten los eclipses de Sol y de Luna. Por último,es de los babilonios gran parte de la nomenclatura de lasconstelaciones todavía hoy en uso. También los egipciosrealizaron estudios de astronomía e introdujeron el calenda-rio basado en el movimiento del Sol, así como también el dela Luna. El año de 365 días comenzaba cuando la estrellaSirio aparecía por primera vez en el crepúsculo matutino;este fenómeno coincidía con el comienzo de las crecidasprimaverales del Nilo. Escrupulosos observadores de losfenómenos celestes fueron los chinos, quienes nos handejado una abundante cantidad de crónicas astronómicas enlas que se indican eclipses, aparición de nuevas estrellas, decometas, etc. Esto, además de tener un indudable valorhistórico, posee un enorme interés astronómico ya quepermite a los estudiosos de hoy comparar fenómenos anti-guos y recientes. También los Mayas y los Incas teníanbuenos conocimientos astronómicos y estaban en condicio-nes de calcular con precisión los eclipses y los movimientosplanetarios. En los siglos que antecedieron el comienzo dela era cristiana, Grecia se constituyó en el punto más impor-tante de desarrollo de la astronomía. Aquí no sólo se per-feccionarán los conocimientos de los antiguos pueblosorientales, sino que además se empezará a determinar lasdimensiones físicas de la Tierra, de la Luna y del Sol y aconstruir los primeros "sistemas del mundo" es decir lasconcepciones sobre las posiciones ocupadas por los diversoscuerpos celestes en el espacio y sobre la naturaleza de losmovimientos. Uno de los más importantes de estos siste-mas, elaborado por EUDOXIO de Cnido (408-355 a. J.C.aprox.), describe la Tierra como un cuerpo inmóvil en elcentro del Universo, mientras los otros cuerpos celestes giraa su alrededor fijados a una serie de esferas "homocéntri-cas" (con el mismo centro). Este sistema fue adoptado porARISTÓTELES (384-322 a. J.C.) que lo complicó con el agre-

gado de un mayor número de esferas. Gracias a la autoridadaristotélica, las concepciones geocéntricas (Tierra centro delUniverso) resistieron hasta el Renacimiento. El gran filóso-fo proporcionó las primeras pruebas de que la Tierra esesférica no plana. Entre el siglo III a. J.C. y el II d. J.C., laastronomía conoció un período de florecimiento en la ciu-dad de Alejandría, gracias a cuatro grandes astrónomo:ARISTARCO de Samos (siglo III a. J.C.), ERATÓSTENES (280-200 a. J.C. aprox.), HIPARCO de Nicea (190-125 a. J.C.aprox.) y Claudio TOLOMEO (90-168 d. J.C. aprox.).ARISTARCO, además de haber medido con discreta aproxi-mación las distancias de la Tierra al Sol y a La Luna y susdiámetros, anticipándose en 18 siglos a COPÉRNICO, sostuvoque el Sol era el centro del Universo y que los otros plane-tas giraban a su alrededor. Sin embargo su sistema delmundo no logró afirmarse. ERATÓSTENES determinó conbuena precisión la circunferencia de la Tierra. A HIPARCOdebemos un catálogo estelar en el cual se introducía elsistema de medición de la luminosidad aparente de losastros. Sin embargo, el astrónomo más grande fueTOLOMEO, que además de proponer un sistema geocéntricodiferente del aristotélico, que se impuso y fue aceptadohasta los tiempos de COPÉRNICO y GALILEO, nos ha dejado,una inmensa obra de trece volúmenes, el Almagesto, losconocimientos astronómicos griegos y alejandrinos. Des-pués de TOLOMEO, y hasta el Renacimiento, la astronomíano registró grandes progresos. Los árabes fueron atentosrecopiladores de catálogos estelares y efemérides planeta-rias y su mayor astrónomo, Al Battani o Albatenius (aprox.858-929), discípulo de TOLOMEO, estableció con una mayorprecisión las posiciones de los planetas. En el siglo XIIEspaña, que había experimentado influencia árabe, impulsólos estudios astronómicos bajo el rey Alfonso X se publica-ron nuevas determinaciones sobre las posiciones planetariasconocidas con el nombre de Tablas alfonsinas. Dos de losmás grandes observadores y recopiladores europeos fueron:G. PUERBACH (1423-1461) y su alumno J. MÜLLER (1436-1476), llamado REGIOMONTANO, considerándose a amboscomo los fundadores de la astronomía alemana. La astrono-mía moderna. Entre los siglos XV y XVII. se lleva a cabopara la ciencia astronómica una verdadera revolución queconduce al restablecimiento de su principios y al nacimientode la astronomía moderna. Son artífices de este proceso unapléyade de astrónomos compuesta por Tycho BRAHE (1546-1601), Nikolaus KOPERNICUS (1473-1543), Galileo GALILEI(1564 1642), Johannes KEPLER (1571-1630), Isaac NEWTON,(1643-1727) y Edmund HALLEY (1656-1742). Tycho BRAHE,fue uno de los observadores más grandes de todos los tiem-pos. Aun sin disponer de instrumentos ópticos, llevó almáximo grado de precisión la determinación de las posicio-nes estelares planetarias realizadas a simple vista. Fue elprimero en demostrar que los Cometas no son fenómenosatmosféricos sino cuerpos celestes, midiendo su distancia ala Tierra con el método de la Paralaje. En el siglo XVI sur-gió el hombre que por primera vez tuvo el valor de desmen-tir, después de siglos de autoridad indiscutida, el sistemageocéntrico: Nicolás COPÉRNICO que, en su principal obra"De revolutionibus orbium coelestium", volvió a proponer,1800 años después de ARISTARCO, el sistema heliocéntrico.Si bien el modelo de COPÉRNICO no daba razón con exacti-tud de los movimientos aparentes de los astros, se constitu-yó sin embargo en la base para la revolución astronómica,que tuvo en Galileo GALILEI su más lúcido protagonista.Este último, desafiando el poder eclesiástico, fiel a lasconcepciones bíblicas, así como a la cultura de su tiempo,ligada a las enseñanzas de ARISTÓTELES y de TOLOMEO,demostró con sus descubrimientos y sus inventos que la

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Tierra, como todos los otros planetas, gira alrededor del Sol,incurriendo con ello en los graves castigos que imponía laInquisición. Además de esto, la contribución más grande deGALILEO a la astronomía fue la invención del telescopio, conel cual describió las características físicas del Sol y de laLuna y descubrió las fases de Venus y los satélites de Júpi-ter. Sin embargo le correspondió a un ayudante de Tycho,Johannes KEPLER, el mérito de descubrir, a través de lainterpretación de observaciones planetarias efectuadas porsu maestro, las tres leyes que regulan el movimiento de losplanetas, aunque sin dar ninguna explicación física. Mástarde Isaac NEWTON, realizando una admirable síntesis entrela dinámica de GALILEO y las empíricas leyes keplerianas,explicó cual era la naturaleza de la fuerza que mueve atodos los cuerpos celestes: la Gravitación universal. Tam-bién fue el inventor y constructor de un nuevo instrumentode observación, el telescopio de espejo o reflector. La prin-cipal obra de NEWTON, Los principios matemáticos de lafilosofía natural (en el siglo XVIII por filosofía se entendíafísica), fue publicada a expensas de Edmund HALLEY quien,además de ser un mecenas y un admirador de NEWTON, fueun agudo observador; a él se le debe el descubrimiento de laperiodicidad de los cometas y una precisa descripción desus órbitas. Con NEWTON y su época nace la mecánicaceleste, esa especialización astronómica que estudia losmovimientos de los cuerpos en el espacio. Los más grandesestudiosos de esta materia en el siglo XVIII fueron: L. EULER(1707-1783), K. F. GAUSS (1777-1855), A. C. CLAIRAUT(1713-1765), P. S. DE LAPLACE (17491827), G. LAGRANGE(1736-1813). En el mismo período en el que se consolida-ban las bases teóricas de la astronomía moderna, se logra-ron también sustanciales innovaciones en la instrumenta-ción. A mediados del siglo XVIII, el inglés J. DOLLOND(1706-1761) perfeccionó el telescopio de lente o refractor,con la introducción de la lente Acromática. Más tarde,Wilhelm HERSCHEL (1738-1822) realizó los reflectores másgrandes de su época (hasta 122 cm de diámetro); a comien-zos del siglo XIX, Josep FRAUNHOFER (1787-1826) inventóel Espectroscopio que, permitiendo el estudio de la compo-sición de los astros a través del análisis de sus luces, inicióesa nueva zona de estudios astronómicos que toma el nom-bre de Astrofísica. El desarrollo paralelo de los estudiosteóricos y de los instrumentos de observación llevó al des-cubrimiento de Urano (el séptimo planeta después de Sa-turno) por parte de HERSCHEL en 1781; del primer AsteroideCeres, por parte del padre G. PIAZZI en 1801; y de Neptuno(octavo planeta) en 1846. Este último fue localizado por J.G. GALLE en base a los cálculos efectuados por U.LEVERRIER y J. C. ADAMS, que habían previsto su existenciapor el estudio de las anomalías del movimiento de Urano.La astronomía contemporánea. Hacia mediados del sigloXIX, después de la primera medición de la distancia de unaestrella, efectuada por el astrónomo alemán F. W. BESSEL(1784-1846) con el método de la Paralaje, comenzaron losestudios de la estructura de nuestra Galaxia, es decir delsistema de estrellas al que pertenece el Sol. En épocas másrecientes las medidas sobre la distribución de las estrellasen nuestra y otras galaxias lejanas, se han beneficiado deotros métodos como la Espectroscopia, el estudio de lasCefeidas, también llamadas piedras miliares del Universo, yla Radioastronomía. Mientras tanto, la instrumentaciónastronómica en tierra ha adquirido, con los grandes reflecto-res de Monte Palomar (USA), 508 cm, y de Selenciuskaia(URSS), 610 cm, el máximo de las aperturas telescópicascompatibles con la existencia de la atmósfera. En estos añosse proyecta la puesta en órbita de un reflector de 2,5 m.llamado Space-telescope que, más allá de las interferencias

atmosféricas, permitirá ver diez veces más lejos. Uno de loslogros más importantes de nuestro siglo se debe al astróno-mo americano Edwin P. HUBBLE (1889-1953), que en 1929descubrió el denominado Desplazamiento hacia el rojo delas galaxias lejanas, es decir: el fenómeno por el cual laslíneas espectrales de un cuerpo celeste hacen descender susfrecuencias más bajas (y por tanto hacia el rojo) como con-secuencia de su alejamiento con respecto al observador.Esto demuestra que la materia del Universo está aún en fasede expansión. Si se pudiera "proyectar hacia atrás" el filmde la evolución del Universo, se vería que en un determina-do momento la materia estaba concentrada en un punto.Este momento se remonta a quince-dieciocho mil millonesde años y el acontecimiento que dio origen a la expansión,definido por los astrónomos como Big Bang (gran explo-sión), representa el nacimiento de nuestro Universo. Labúsqueda de pruebas posteriores de esta concepción cosmo-lógica alimenta los estudios de la astronomía contemporá-nea. Entre otras cosas, se han abierto nuevos y estimulantestemas de investigación como consecuencia del descubri-miento de la importancia que tienen en la evolución cósmi-ca, acontecimientos violentos y explosivos: nos referimos enparticular a los Agujeros negros y a los objetos más lumino-sos del Universo, los Quasars.

Atlas. Es un transportador americano de dos secciones: pesamás de 120 toneladas, su longitud total es de 25,14 m, eldiámetro correspondiente a su sección intermedia es de 3 m,la velocidad máxima 29.000 km/h. Nace en 1956 comomisil balístico intercontinental (en siglas ICBM, de Inter-continental Ballistic Missile) y, después de algunas modifi-caciones, fue utilizado como transportador de lanzamientoen el "Proyecto Mercury" que realizó, el 20 de febrero de1962, el primer vuelo humano de los Estados Unidos sobreuna órbita terrestre. Otra misión como cohete para investi-gaciones no militares ha sido la realizada en el ámbito del"Proyecto Score": el "Atlas", lanzado el 18 de diciembre de1958, puso en órbita una carga de 3.970 kg, de los cuales 68eran de instrumentos. El satélite "Score" llevaba la graba-ción en cinta magnética de un mensaje del entonces presi-dente de los Estados Unidos, Eisenhower: por primera vez,la voz humana fue transmitida a la Tierra desde el espacio.El satélite "Score", que puede ser considerado como unprototipo de los satélites para telecomunicaciones, duróaproximadamente un mes: se desintegró encima de la islade Midway, en el Pacífico, el día 21 de enero de 1959. Elprimer ensayo en vuelo del "Atlas" como transportadorespacial fue realizado con éxito en 1958. Sin embargo fueseguido de cinco explosiones producidas inmediatamentedespués del despegue, durante otras tantas pruebas delanzamiento. Después de la eliminación de algunos defec-tos, el misil pudo ser declarado operativo. Todavía es utili-zado en los Estados Unidos para el lanzamiento de satélitesy de sondas espaciales, unido al "Centauro" o al "Agena"como secciones superiores.

Atmósfera. Es la envoltura gaseosa que rodea a un planeta oa cualquier otro cuerpo celeste. En el sistema solar estándotados de atmósfera todos los planetas, con la particulari-dad de Mercurio que no posee una muy sólida. Están des-provistos de ella, o casi, los satélites naturalmente como laLuna, y por completo los asteroides pequeños planetas que,a causa de su pequeña masa y de la débil fuerza de atrac-ción, no han sido capaces de retener las partículas gaseosas.También el Sol posee su atmósfera, llamada cromosfera.Para las características de las atmósferas de los diversoscuerpos. La formación de la atmósfera terrestre primitiva se

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debió a la intensa actividad endógena (erupciones volcáni-cas y fenómenos similares) que siguió a la formación de lacostra sólida de nuestro planeta. Otra contribución pudohaber correspondido también a la caída sobre la Tierra decuerpos formados por materiales volátiles como los come-tas. Se considera que la composición de la atmósfera pri-mordial fuera de dióxido de carbono (CO2), óxido de car-bono (CO) y nitrógeno (N). La sucesiva disociación de estoselementos y la actividad biológica de las primeras plantashabrían llevado a la formación de la atmósfera actual, com-puesta por un 78 % de nitrógeno, un 21 % de oxígeno y 1 %de otros elementos menores. Se calcula que la atmósferaterrestre tiene una masa total de un millónesimo con respec-to a la de nuestro planeta. El peso del aire que nos rodeadetermina la Presión atmosférica a la cual estamos someti-dos y que, a nivel del mar, es de 1 kg/cm2, o bien de 760mm de mercurio. Subiendo de altura, esta presión obvia-mente disminuye, así como disminuye la densidad atmosfé-rica, es decir, el número de partículas contenidas por unidadde volumen, lo que determina un enrarecimiento del aire,mientras la composición química permanece substancial-mente inalterada. La atmósfera se suele dividir, según suscaracterísticas físicas, en cuatro capas principales. Tropos-fera, de 0 a 11 km (aunque el límite superior es más bajo enlos polos y más alto en el Ecuador). Es la capa en la que sedesarrollan todos los fenómenos meteorológicos más impor-tantes: formación y condensación del vapor de agua, nubes,precipitaciones, descargas eléctricas, etc. Las temperaturasdisminuyen con la altura al ritmo medio de 7 C por km,hasta llegar a alrededor de –60 en la capa más alta llamadatropopausa Estratosfera, de 11 a 80 km. Contiene solopequeñas cantidades de vapor acuoso que dan lugar alfenómeno denominado de las "nubes noche-lucientes" a 20km y más de altura. Está recorrida por corrientes en chorrosque alcanzan una velocidad de 160 km/h. La disociación yla recombinación del oxígeno provocan, a unos 50 km, laformación de una capa de ozono (03) que tiene el poder deabsorber las radiaciones ultravioletas letales para los seresvivos. Aquí las temperaturas se elevan hasta 0 a causa de laabsorción ultravioleta. Ionosfera, de 80 a 500 km. Se llamaasí porque las moléculas de aire están en parte ionizadas, esdecir reducidas a partículas cargadas positivas y negativasque se reúnen en capas indicadas con las letras D, E. F1, yF2. Estos estratos revisten una importancia práctica porquetienen el poder de reflejar las ondas cortas de radio y, por lotanto, permitir su propagación por reflexión de un continen-te a otro. En la ionosfera, como consecuencia de fenómenosde excitación corpuscular, se producen espectaculares Auro-ras polares. Desde el punto de vista térmico, en la ionosferase registra un nuevo descenso de la temperatura hasta -1000C, a unos 90 km, en la llamada mesosfera; después se pro-duce un incremento hasta miles de grados en la superiortermosfera. Exosfera, más allá de los 500 km. Estamos enlas regiones más enrarecidas de la atmósfera donde lasmoléculas de aire se escapan fácilmente al espacio exterior.A estas alturas vuelan los numerosos satélites artificialespuestos en órbita por el hombre.

Átomo. Es la partícula más pequeña de un elemento queconserva las características químicas del propio elemento.Está constituido por un núcleo formado por protones (partí-culas positivas) y neutrones (neutros), rodeado por una omás órbitas de electrones (partículas negativas). En condi-ciones de estabilidad el número de los electrones es igual alde los protones, de manera que el átomo es electrónicamen-te neutro. Las características químicas de un elementodependen del número y de la disposición de los electrones

en las diversas órbitas de electrones, de modo que puededecirse que el átomo está compuesto, substancialmente, porespacios vacíos. La masa del átomo reside casi toda en elnúcleo: cada electrón es apenas 1/1.840 con respecto a lamasa de un protón o de un neutrón (protones y neutronestienen igual masa). El número de protones en el núcleo esllamado número atómico; el de los neutrones y protonesconjuntamente, número de masa. El hidrógeno, el elementomás simple, constituido por un protón en el núcleo y unelectrón externo, tiene número atómico y masa = 1, lo quese indica con la correspondiente nomenclatura. El helio, elsegundo elemento, está formado por dos protones y dosneutrones en el núcleo y dos electrones externos. Cuandodos átomos tienen igual número de protones, y pertenecenpor lo tanto al mismo elemento químico, pero un númerodiferente de neutrones, y por lo tanto un número diferentede masa, son llamados isótopos. Ejemplos: el deuterio,isótopo del hidrógeno, formado por un protón y un neutrónen el núcleo y un electrón externo; el tritio, otro isótopo delhidrógeno formado por un protón y dos neutrones en elnúcleo dos electrones externos. Los elementos existentes enla naturaleza son 92, del hidrógeno al uranio y por lo tantoel número máximo de protones que se encuentran en unnúcleo es 92. Sin embargo, en el laboratorio se han cons-truido átomos de elementos artificiales con más de 100protones en el núcleo.

ATS (satélites). Satélites americanos utilizados paraaplicaciones tecnológicas en las comunicaciones, para laobservación de los recursos terrestres, en la meteorología, yen navegación. Han tenido importantes empleos en el cam-po social, sanitario y educativo, contribuyendo a elevar lascondiciones de vida de muchos pueblos. El ATS 6, el últimode la serie, era un satélite de retransmisiones en directo,dotado de una antena de 9 metros y de un potente repetidorde señales de TV. Fue lanzado por la NASA el 30 de mayode 1974 y quedó en órbita Geoestacionaria sobre las islasGalápagos permaneciendo en este punto por un año, duranteel cual puso en comunicación a los grandes centros urbanosestadounidenses con las regiones más apartadas del país.Transcurrido este periodo, el satélite fue colocado sobreÁfrica oriental (sobre la vertical del lago Victoria) paradesarrollar un programa de telecomunicaciones: sirvió pararetransmitir a unos 5.000 pueblos indígenas, una serie deprogramas relativos a la higiene, la agricultura y la seguri-dad de la población de las regiones rurales. Fue nuevamentepuesto en la posición inicial para continuar el experimentoen los Estados Unidos y particularmente en Alaska, dondees utilizado para diagnósticos médicos a distancia y pro-gramas pedagógicos. Al tener una órbita muy alta (36.000km), estos satélites han sido utilizados también como mediode conexión entre otros satélites y la Tierra: el ATS 6 re-transmitió a tierra las imágenes de la famosa misión conjun-ta soviético-americana, Apolo-Soyuz de 1975. En el campode la observación de la Tierra, los ATS, han proporcionadoespléndidas imágenes que han permitido profundizar en losconocimientos de nuestro planeta.

Aurora polar. Espectacular fenómeno de la alta Atmósferaprovocado por el impacto de partículas atómicas cargadas,provenientes del Sol (electrones y protones) contra las capasde la ionosfera a aproximadamente 100 km de altura. Estaspartículas estimulan los átomos y las moléculas de la ionos-fera, provocando el fenómeno de la Luminiscencia. Comolas partículas tienden a moverse a lo largo de las líneas delcampo magnético terrestre, hacia los polos magnéticos, lasauroras son apreciadas al máximo en las regiones polares,

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de donde surge el nombre de auroras boreales (las que semanifiestan en el Polo Norte) y auroras australes (las delPolo Sur); de manera más general: auroras polares. Sepresentan como una luminiscencia variopinta en el cielonocturno, que adquiere las formas de banderas, arcos, coro-nas, etc. El fenómeno tiene duración variable desde algunosminutos a algunas horas. Se ha constatado que las aurorasson más frecuentes alrededor de los máximos del cicloperiódico de actividad del Sol. La luminosidad de las auro-ras es clasificada en cuatro grados, de los cuales el máximose compara con la luminosidad de la Luna y decrece con ladistancia desde los polos magnéticos. Los colores, visiblessólo en el cuarto grado, son: verde, violeta, rojo y amarillo.

Ausencia de peso. Es una condición física que se determinacuando un sistema se mueve en caída libre, sin resistenciasexternas. Un ejemplo clásico es el caso del ascensor: el pesodel cuerpo humano, es decir, la fuerza ejercida sobre el pisode la cabina se anularía si esta última se precipitara y eldesventurado tendría la sensación de no tener peso, encon-trándose en estado de imponderabilidad. Una situación deeste tipo se produce, por ejemplo, en una astronave que giraen órbita alrededor de la Tierra. Esta, como es sabido, estásujeta a la fuerza de gravedad terrestre, pero animada tam-bién por una aceleración centrífuga que contrarresta exac-tamente la fuerza de gravedad, haciendo que el cuerpo nocaiga hacia la Tierra ni se escape hacia el espacio exterior.El resultado de este equilibrio es precisamente lo que sellama caída libre en el espacio alrededor de nuestro planeta.En estas circunstancias, un hombre que se encuentre en elinterior de la astronave no advierte ni la fuerza de gravedadni la aceleración centrífuga, y experimenta la condición deausencia de peso o bien de cero g (g = gravedad), comotambién se suele llamar para diferenciarla de la condiciónde 1 g que, por convención, es atribuida a la gravedad quesoportamos a nivel del suelo. Una condición de cero g pue-de también crearse artificialmente en la Tierra en el interiorde un avión en vuelo parabólico: a este método se recurrepara el adiestramiento de los astronautas antes de su bau-tismo espacial. La ausencia prolongada de gravedad provocatrastornos en la circulación, en el aparato digestivo y en lamusculatura. En las futuras estaciones espaciales en órbita,habitadas permanentemente por el hombre, se piensa obviarlos problemas de la ausencia de peso, creando una gravedadartificial que puede obtenerse, con un movimiento rotatoriode velocidad adecuada, alrededor del eje de la propia esta-ción, ya que la estación tendrá la forma de una rueda conuna circunferencia exterior destinada a alojamiento.

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BBAADE, Walter. 1893-1960 Astrónomo alemán al que se

deben importantes descubrimientos en el ámbito de laevolución estelar y de las distancias intergalácticas. Estu-diando la galaxia de Andrómeda con el telescopio de 2,5 mde Mount Wilson en California (USA), al comienzo de losaños 40, logró efectuar las primeras fotografías de estrellasexistentes en las regiones centrales de aquella galaxia que,como es sabido, es muy similar a la nuestra. Así descubrióque las estrellas en el núcleo galáctico son rojas, mientrasque las que se encuentran en la periferia, en los brazos enforma de espiral de la galaxia, son azules. Llamó a estasúltimas estrellas de la Población I, y a las rojas estrellas dela Población II. Se trata de una diferencia evolutiva impor-tante debido a que distingue las estrellas jóvenes de lasmaduras. BAADE determinó también la verdadera distanciade la Galaxia de Andrómeda, que llega a 2 millones de ALy que, con anterioridad, había sido sumamente subestimada,ampliando de esta manera la escala de las distancias entrelas galaxias y, por lo tanto, las ideas sobre las efectivasdimensiones del Universo.

Baikonur (o Baykonur). Nombre del polígono de lanza-miento espacial o cosmódromo, como suelen decir los sovié-ticos, más importante de la URSS. Se encuentra próximo ala ciudad de Tyuratam, no lejos del lago Aral, a unos 2.100km al sudeste de Moscú. Su origen se remonta a mediadosde la década de los 50, cuando los soviéticos comenzaron aexperimentar con sus grandes misiles balísticos interconti-nentales (ICBM), los que poco tiempo después se convirtie-ron en los cohetes con los cuales se daría comienzo a la eraespacial. La primera instalación en Baikonur, consideradocomo un lugar ideal porque se halla bastante alejado de losojos indiscretos de las bases militares estadounidenses enTurquía, se alza para efectuar las pruebas de lanzamientosde los ICBN R-7, que más tarde se indicaron con la sigla AEl polígono se extiende sobre una superficie mucho másgrande que el Centro espacial de Cabo Cañaveral en Flori-da. Tiene la forma de una Y, con decenas de rampas delanzamiento para las diversas misiones espaciales, rodeadasde silos donde se encuentran los cohetes, y por los edificiosque albergan las salas de control, los laboratorios y el per-sonal. En la cercana ciudad de Leninsk, se encuentra el granHotel de los Cosmonautas.

Baily, Francis. 1774-1844 Astrónomo inglés cuyo nombreestá unido al fenómeno conocido como granos de Baily, queson puntos luminosos con apariencia de diamantes, visiblesdurante el eclipse de Sol; esto es debido a que el disco de laLuna, en tales circunstancias, no cubre exactamente el discosolar, dejando filtrar alrededor de su circunferencia brillosde luz. Se dedicó también a una actividad que comprendíael estudio y la difusión en el mundo anglosajón de muchasobras clásicas de astronomía, como los catálogos estelaresde Tycho BRAHE, Hevelius y FLAMSTEED.

Baricentro. El baricentro o centro de masa de un sistemaformado, por ejemplo, por dos masas M1, y M2 unidas a laextremidades de un eje, es el punto de equilibrio de propio

sistema. Se trata de dos cuerpos celestes, unidos por lafuerza de gravedad, que rotan el uno alrededor del otro: elbaricentro coincide con el centro de rotación. Si los doscuerpos tienen igual masa, el baricentro cae exactamente enla mitad de la recta que une a los dos cuerpos. Si tienenmasa diferente, el baricentro está desplazado hacia el cuer-po de mayor masa. En el caso del sistema Tierra-Luna,debido a que nuestro planeta es 81 veces más pesado que susatélite natural, la diferencia de masa es tal que el baricen-tro cae en el interior de la propia Tierra.

BARNARD, Edward Emerson. 1857-1923 Modesto fotógrafoamericano que se dedicó a los estudios de astronomía por supasión hacia los cometas, de los cuales inició una sistemáti-ca investigación a los veintitrés años. Está consideradocomo el decano de los buscadores americanos de cometas:descubrió 19 de ellos, utilizando sus conocimientos de latécnica fotográfica. Después de haberse convertido en as-trónomo del Lick Observatory de Mount Hamilton, Sta.Clara (California), descubrió en 1892 Amaltea, el quintosatélite de Júpiter. En 1889, comenzó a fotografiar detalla-damente la Vía Láctea, demostrando que las regiones oscu-ras no son verdaderos vacíos, sino que están determinadospor la presencia de gases y polvo que absorben la luz de lasestrellas más alejadas. Fruto de este trabajo fue su Atlasfotográfico de zonas escogidas de la Vía Láctea, publicaciónpóstuma de 1927. En 1892-93 también descubrió, con elrefractor de 36 pulgadas (91 cm) del observatorio de Lick,los cráteres de Marte, observando además detalles delplaneta nunca antes advertidos por los astrónomos GiovanniSCHIAPARELLI y Percival LOWELL. Sin embargo, ni siquieraestas observaciones fueron publicadas cuando aún vivía. Sunombre es famoso sobre todo por el descubrimiento de unaestrella que se aproxima rápidamente al Sol, precisamentellamada estrella de Barnard.

Barnard (estrella de). Después de α Centauro, es la estrellamás cercana al Sol: 5,9 AL. Desde el momento que se mue-ve hacia nosotros a la velocidad aproximada de 110 km/s, secalcula que dentro de unos 10.000 años se acercará hasta3,8 AL, convirtiéndose en la más cercana de todas. Se en-cuentra en la constelación del Serpentario, tiene una magni-tud estelar de 9m, 5 y pertenece a ese tipo de estrellas deno-minadas enanas rojas. Fue descubierta por E. E. BARNARDen 1916 y, precisamente por su rapidísimo movimiento, hasido llamada estrella proyectil. Se calcula, concretamente,que en 170 años se desplaza en la órbita celeste en un tre-cho equivalente a la órbita de la Luna. Estudios recienteshan puesto en evidencia un pequeñísimo movimiento oscila-torio de la estrella de Barnard, que algunos astrónomosatribuyen a la existencia de dos planetas de dimensionesjupiterianas que están en órbita a su alrededor. Debido a lasdistancias, ni siquiera los más grandes telescopios terrestresestán en condiciones de captar estos dos eventuales plane-tas. Se piensa que el Space Telescope, puesto en órbita haceunos años, podrá dar una respuesta al problema de loshipotéticos planetas extrasolares. La estrella de Barnardposee el Movimiento propio más grande hasta ahora revela-

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do, es decir, el mayor desplazamiento en el espacio conrelación al Sol.

BESSEL, Friedrich Wilhelm. 1784-1846 Estudioso alemánligado a la astronomía por su interés hacia la navegaciónmarítima: se sirvió de los cálculos astronómicos para elexacto conocimiento del punto nave. A comienzos del sigloXIX el Rey de Prusia le encargó supervisar los trabajos en elObservatorio de Konisberg, en el que estuvo como directorhasta su muerte. Su interés por el cielo fue enciclopédico,habiéndose ocupado de muchos temas de la astronomíaclásica tanto de observación como teóricos. Sin embargo, sunombre permanece unido a las determinaciones de lasprimeras distancias estelares. Hasta 1838 no se tenía lamínima idea de la distancia de las estrellas; ese año, mi-diendo la paralaje de la estrella 61 Cygni, estableció sudistancia valorándola en 10,3 AL. Las estimaciones másrecientes son de 11,2 AL por lo que el trabajo de BESSELpuede considerarse de notable valor, si se tienen en cuentalas limitaciones instrumentales de la época. BESSEL tambiénmidió las coordenadas de más de 50 mil estrellas y de mu-chas calculó el llamado Movimiento propio, es decir, esedesplazamiento con respecto al Sol como consecuencia delmovimiento de las estrellas en el interior de nuestra Ga-laxia. Éste, debido a las grandes distancias interestelares, esdeterminable como una minúscula variación de las coorde-nadas, apreciable mediante observaciones separadas porlargos intervalos de tiempo. También se debe a BESSEL eldescubrimiento de que alrededor de Sirio y Proción, giranpequeñas estrellas. El no las vio, pero se dio cuenta de suexistencia por las pequeñas irregularidades que notó en losmovimientos propios de estas dos grandes estrellas. Mástarde su hipótesis fue confirmada: los astrónomos han podi-do establecer que Sirio y Proción tienen, cada una, unapequeña compañera enana blanca.

BETHE, Hans Albrecht. Físico alemán, nacido en 1906 yPremio Nobel 1967 por sus estudios sobre los procesosnucleares que preceden a la generación de energía en lasestrellas. Hacia finales de los años 30 llegó a formular dosprocesos de fusión del hidrógeno en helio, acompañados dela liberación de grandes cantidades de energía que se piensaalimentan el hogar de muchas otras estrellas. El primerproceso se denomina ciclo carbono-nitrógeno o ciclo Bethe-Weizsacker (porque también fue formulado, independien-temente, por el físico alemán C. F. VON WEIZSACKER; elsegundo se llama ciclo protón-protón.

Beta Lacertae. Nombre con el cual se indican objetosestelares muy luminosos, pero cuya emisión de luz varíairregularmente en el tiempo. Hasta los años 60 eran consi-derados estrellas variables pertenecientes a nuestra Galaxia;sucesivamente se ha descubierto que sus distancias son delorden de mil millones AL, más allá de nuestro disco galác-tico cuyo diámetro, recordémoslo, es equivalente a unos100.000 AL, aproximadamente. En lo relativo a su natura-leza, se piensa que los objetos β Lacertae, están emparenta-dos con los Quásar, los objetos más luminosos del Universo,y que, como ellos, sean núcleos de galaxias muy brillantes,tanto como para superar la luminosidad de cualquier otraestrella vecina. El nombre de objetos β Lacertae, o Lacerti-dos, deriva de la estrella prototipo del grupo, que es preci-samente la β en la constelación del Lagarto.

Big Bang. Con este término, ahora ya utilizado corrientemen-te, se indica el acto de nacimiento del Universo, según una

teoría hoy ampliamente aceptada. El Big-Bang, literalmentegran estallido, no fue una explosión como las que nos sonfamiliares que, partiendo del centro se propagan hacia laperiferia, sino una explosión que se produjo simultánea-mente en todo el espacio y después de la cual cada partículade materia comenzó a alejarse muy rápidamente una deotra. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta crono-logía de los hechos a partir de un 1/100 de segundo despuésdel Big Bang. La materia lanzada en todas las direccionespor la explosión primordial está constituida exclusivamentepor partículas elementales: Electrones (partículas con carganegativa y pequeña masa) Positones (anti-electrones concarga positiva), Neutrinos (partículas carentes de carga y talvez incluso de masa, o con una masa muy pequeña). Foto-nes (partículas con masa cero y carga cero, portadoras de laluz) y además muy pocas partículas elementales más pesa-das que las anteriores, como los Protones (positivos) y losNeutrones (neutros). La temperatura en este universo departículas es de cien mil millones de Kelvin, es decir, mu-cho más alta que la hoy existente en el centro de las estre-llas. La densidad de esta mezcla es equivalente a 4·109

veces la del agua. A causa de la rapidísima expansión, latemperatura desciende treinta mil millones de Kelvin.Desde el punto de vista cualitativo el contenido del Univer-so queda inmutado: por todas partes, enjambres de partícu-las elementales. La temperatura del Universo desciendehasta diez mil millones de Kelvin, aún demasiado alta paraque neutrones y protones puedan unirse establemente for-mando núcleos atómicos. La temperatura desciende en otroorden de magnitudes. El termómetro marca ahora (tres milmillones de Kelvin). Electrones y positones, es decir, partí-culas y antipartículas relativas, comienzan a desaparecerrápidamente debido al fenómeno de la aniquilación. Latemperatura ha descendido a mil millones de Kelvin, alre-dedor de setenta veces más alta que la existente en el inter-ior del Sol. Esto hace posible la combinación de protones yneutrones, que da lugar a la formación de núcleos complejosa partir del hidrógeno pesado o deuterio, que está formadoprecisamente por un protón y un neutrón. A su vez, estosnúcleos livianos se funden rápidamente en núcleos de helio,formados por dos protones y dos neutrones.

Blink (microscopio). Es un instrumento con el cual seexaminan las películas fotográficas del cielo. Apoyando elojo sobre el ocular se ven en rápida sucesión dos películas,tomadas en épocas diferentes, de la misma región celeste.Si en una de las dos estuviera presente un objeto nuevo -unaestrella nueva, un cometa, un asteroide- éste se verá comoun punto intermitente. Algo semejante sucede también si,en lugar de un objeto completamente nuevo, hubiera unavariación de luminosidad o posición de una estrella.

Bode-Titius (ley de). Desde la antigüedad, astrónomos ymatemáticos se preguntaban si las distancias de los planetasal Sol obedecían a un orden. PITÁGORAS (siglo VI a J.C.)estaba convencido que existía una armonía en el espacioentre las esferas planetarias, así como existe una entre lascuerdas de una lira. Entre los siglos XVI y XVIII algunosastrónomos alemanes efectuaron estudios para verificar silas distancias de los planetas al Sol, que en aquella época yase conocían con buena precisión, respetaban efectivamenteesta presunta ley matemática formulada, como hemos dicho,desde la antigüedad. Después de algunos resultados de J.KEPLER (15711630) y E. KANT (1724-1804), juzgados rela-tivamente insatisfactorios, correspondió a Johann DanielTIETZ de Wittenberg (1729-1796), conocido con el nombrelatino de Titius, establecer una fórmula empírica de la cual

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se pueden sacar las distancias de los planetas al Sol. d = 0,4+ 0,3·2n donde d es la distancia en UA y n un número de lasucesión: –∞, 0, 1, 2, 3, .8. Comenzando el cálculo con n= –∞ y siguiendo en el orden con los otros valores de n, seobtienen resultados que proporcionan las distancias de losplanetas al Sol a partir, obviamente, del más próximo,Mercurio, como puede apreciarse en la tabla anterior. En1766, cuando Titius formuló su ley, no se conocía aún ni elcinturón de los asteroides, ni los planetas más allá de Sa-turno. El descubrimiento de Urano en 1781 y de Ceres, elmás grande de los asteroides, en 1801, vinieron a llenar losvacíos de la sucesión. La imperfecta correspondencia entrelas distancias efectivas de Neptuno y Plutón y las indicadasen la tabla de Titius, es interpretada por algunos como unaprueba de que las órbitas originales de estos dos cuerposfueron perturbadas por acontecimientos todavía no determi-nados. La ley de Titius habría pasado casi inadvertida si nohubiera sido difundida por el astrónomo alemán JohannBODE (1774-1826), por lo cual se desarrolló la costumbrede definirla como la ley de Bode-Titius, aunque algunosincluso hablan simplemente de la ley de Bode, olvidando,de forma un poco injusta, a su legítimo descubridor.

Bólido. Es un Meteoro con un tamaño de algunos cm que,penetrando en la atmósfera, se quema alcanzando notablesmagnitudes aparentes (–5m) y convirtiéndose, por lo tanto,en un objeto celeste más luminoso que Venus en su máximoesplendor y, en algunos casos, tan brillante como la mismaLuna. El rápido sobrecalentamiento producido por el roza-miento atmosférico provoca una explosión y una fragmenta-ción del bólido, algunas de cuyas partes pueden llegar a lasuperficie del suelo antes de desintegrarse completamente yser recuperadas por los estudiosos.

Bolómetro. Es un instrumento utilizado para recoger y medirla radiación emitida por un objeto en todas las longitudes deonda. En la práctica, la radiación a medir se hace caer en un"detector" provocando un aumento de temperatura que hacevariar la resistencia eléctrica de un circuito, el cual, a suvez, está conectado con un instrumento de lectura. Con unaparato de este tipo es posible determinar la llamada magni-tud bolométrica de una estrella, es decir: su luminosidad nosólo en la luz visible, sino a lo largo de todas las radiacio-nes, visibles o no, emitidas por ella. Es utilizado para estu-diar las cantidades de energía irradiada por una fuenteceleste. La forma típica del bolómetro comprende dos ban-das ennegrecidas de láminas de platino muy finas, queforman dos puntos de un puente de Wheatstone; pero sólouno se expone a las radiaciones. El inventor de este instru-mento fue el astrónomo americano Samuel P. LANGLEY en1878, con el cual estudió la radiación infrarroja del Sol.

Bolsas de carbón. Se trata de nebulosas oscuras formadaspor grandes cantidades de polvos y gases, así llamadasporque absorben la luz de las estrellas que se encuentrandetrás de aquéllas, a lo largo de nuestro campo visual; poreste motivo aparecen como manchas negras sobre el fondodel cielo estrellado. La bolsa de carbón más conocida estáen el cielo austral, cerca de la Cruz del Sur. En realidad, setrata de un cúmulo de polvos y gases con una masa cienveces mayor que el Sol y situada en el interior de nuestraGalaxia a unos 400 AL de nosotros. Otra bolsa de carbónsimilar es visible, en el hemisferio norte, en la constelacióndel Cisne. Desde el punto de vista de su composición, labrillante nebulosa de Orión no es diferente a una bolsa decarbón: la diferencia estriba en que esta última brilla porque

en el medio del cúmulo de polvo y gases se encuentra unaestrella que ilumina el conjunto. Las nebulosas de este tiposon consideradas por los astrónomos como el lugar dondenacen, por fenómenos de agregación de materia, estrellasque rodean a los planetas, pero nuestros instrumentos deobservación no son aún tan potentes como para poder seguiracontecimientos de este tipo.

Booster. Es un término perteneciente al lenguaje astronáuticoamericano (booster = lanzador), con el que se indica laprimera sección de un misil. Sin embargo, a veces, con"booster" se suele indicar incluso a todo el misil. Con eltérmino de "strap on boosters" se denomina a los cohetesauxiliares que en ocasiones son anexados al fuselaje de laprimera sección para aumentar la potencia de empuje.

BRAHE, Tycho. 1546-1601 Astrónomo danés, consideradocomo el más grande observador del periodo anterior a lainvención del telescopio e innovador en los estudios astro-nómicos. Nacido de familia noble, de carácter intrépido, eintolerante de las convenciones sociales, tuvo una vida muyaventurera: viajó mucho, prosiguiendo siempre los estudiosde astronomía que había comenzado siendo joven, despuésde haber quedado muy impresionado con el eclipse solar de1560. En 1565, a causa de una diferencia de opinión conotro estudiante por un problema matemático, se batió enduelo y quedó mutilado de la nariz, debiendo llevar el restode su vida una postiza de oro, plata y cera. Gozaba del favordel rey de Dinamarca Federico I quien, en 1576, le cedió lapequeña isla de Hven, en el estrecho de Sund, hoy territoriosueco. Aquí, Tycho hizo construir el observatorio más gran-de de su época, al que llamó Uraniborg, es decir, "ciudaddel cielo", al que dotó de monumentales y perfeccionadosinstrumentos, algunos de los cuales fueron ideados por élmismo: cuadrantes murales, sextantes, esferas armilares,escuadras y gnomones con gigantescas escalas graduadaspara obtener la mejor precisión entonces posible en la de-terminación de las coordenadas celestes y de las otras me-didas astronómicas. En 1572 una estrella muy luminosaapareció en la constelación de Casiopea, alcanzando laluminosidad de Júpiter y después se fue apagando lenta-mente, aunque permaneciendo visible hasta marzo de 1574.Tycho la observó durante un año y medio, tratando de calcu-lar con sus instrumentos y conocimientos la distancia con elmétodo de la paralaje. El astrónomo se dio cuenta que laestrella nova carecía de paralaje, lo que equivalía a admitirque se encontraba a una distancia infinita, o sea que perte-necía a la esfera de las estrellas fijas. Tycho publicó losresultados de su trabajo en el tratado De nova stella, quedata de 1573, provocando con él una verdadera revoluciónen el campo de las creencias astronómicas: por primera vezse demostró que las esferas superlunares no eran en absolu-to inmutables, contrariamente a la opinión de ARISTÓTELES.En 1588, el astrónomo desmintió, no con simples diserta-ciones, sino con pruebas basadas en sus observaciones ymedidas, otra teoría que en aquel tiempo era universalmen-te aceptada: la de la naturaleza atmosférica de los cometas.Siguió con sus instrumentos al cometa aparecido el 13 denoviembre de 1577, midió su paralaje y, por lo tanto, ladistancia, y concluyó que se encontraba a aproximadamente230 radios terrestres, es decir, más allá de la Luna, que estáa 60 radios terrestres. Las observaciones fueron recogidasen el volumen De mundi aetherei recentioribus phaenome-nis ("De los fenómenos más recientes del mundo etéreo"),que puede considerarse como el primer tratado científicosobre los cometas. Tycho rechazó el sistema copernicano nopor ignorancia, sino por coherencia con sus observaciones.

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El razonó de esta manera: si la Tierra girara a lo largo deuna órbita alrededor del Sol, como pensaba COPÉRNICO, elobservador debería notar un desplazamiento anual (parala-je) en las posiciones de las estrellas fijas. Como Tychonunca pudo medir ese desplazamiento, se convenció de queCOPÉRNICO estaba en un error. El razonamiento de Tychoera inaceptable: fue la insuficiente precisión de sus instru-mentos lo que no le permitió apreciar la pequeña paralajede las estrellas. Por otra parte, tampoco la vieja concepciónaristotélicotolomeica, que ponía a la Tierra inmóvil en elcentro del Universo, le convencía completamente; así, ela-boró una propia, que constituyó un compromiso entre lavieja y la nueva, y en la que la Tierra quedaba en el centrodel Universo, pero los planetas, en lugar de girar alrededorde la Tierra, lo hacían alrededor del Sol. Después de lamuerte del rey de Dinamarca, acaecida en 1588, a causa dedisputas con el nuevo soberano abandonó la isla de Hven yse instaló en el castillo de Benatky, próximo a Praga, con-virtiéndose en matemático oficial del emperador Rodolfo ll.Aquí se le une en 1600 el joven J. KEPLER, con el cual tuvouna fructífera colaboración en los últimos años de su vida.Al morir dejó a KEPLER las observaciones realizadas a lolargo de años y años de estudio, con la esperanza de queéste pudiera demostrar su teoría del Universo. KEPLER sesirvió de los trabajos de Tycho para formular sus famosasleyes sobre los movimientos planetarios, que, en cambio,sirvieron como confirmación de la teoría de COPÉRNICOsobre el sistema solar.

Buscador. Pequeño anteojo de amplio campo visual,utilizado para facilitar la dirección de un potente telescopio.Está montado en paralelo sobre el eje principal del telesco-pio y dispone de una retícula, habitualmente constituida pordos hilos cruzados. El astro a observar es primeramenteubicado con el buscador, de forma que la imagen de éstecaiga sobre la retícula, de esta manera, si el eje del busca-dor es perfectamente paralelo al del telescopio, la imagendeberá aparecer al mismo tiempo en el ocular del propiotelescopio.

Byurakan (observatorio). Uno de los observatorios másimportantes de la Unión Soviética, dotado, entre otras co-sas, con un reflector de 260 cm. Se encuentra en Armenia,cerca de la ciudad de Yerevan y fue fundado en 1946 porViktor AMBARTSUMIAN, uno de los más célebres astrónomossoviéticos.

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CCabo Cañaveral. Desde el año 1950 es el sinónimo de las

actividades espaciales de los Estados Unidos. Desde elpunto de vista geográfico es un estrecho promontorio que seextiende sobre el océano Atlántico, en la costa de la Florida.Su actividad como base de lanzamiento para misiles comen-zó el 24 de julio de 1950 experimentando con cohetes "V 2"modificados. El lugar era ideal porque los lanzamientos serealizaban en dirección Este y los misiles podían así serseguidos con facilidad en su ascenso y caer en el mar sincausar ningún daño. En la actualidad, aquel promontorioarenoso está salpicado de decenas de rampas de lanzamien-to y cuenta con una tupida red de carreteras que le unen conlos diversos laboratorios y centros de control. El área estácontrolada en parte por la NASA, el organismo espacialamericano que se ocupa de los programas espaciales civiles,y en parte por la US Air Force, que organiza los militares.En 1964 toda la zona es rebautizada Cabo Kennedy, enhonor del presidente americano John F. Kennedy asesinadoel año anterior. Sin embargo, diez años después, comoconsecuencia de múltiples protestas, fue nuevamente deno-minado Cabo Cañaveral y el nombre de Kennedy sólo que-dó para el centro espacial de la NASA. El corazón de lasactividades espaciales americanas está constituido por elllamado VAB, iniciales de Vehicle Assembly Building, ungigantesco edificio de forma cúbica que se levanta en MerritIsland, a pocos kilómetros del promontorio de Cabo Caña-veral. Aquí se han unido los componentes del gigantescoSaturno, el misil de tres secciones que ha llevado a losprimeros hombres a la Luna. Aquí son "ensamblados", comose dice con un neologismo derivado del lenguaje técnico, losSpace-Shuttle, las primeras astronaves reutilizables capacesde descender como los aeroplanos sobre pistas en tierrafirme. Los misiles que inician su camino en Cabo Cañaveralvuelan en dirección Sur-Este, sobre el Atlántico, y sonseguidos por las estaciones de telemediciones de la AirForce, instaladas tanto en islas como en naves y aviones.Todos los datos convergen en el Johnson Space Center deHouston en Texas que, desde el año 1965, es el centro decontrol de las más importantes misiones espaciales ameri-canas.

Calendario. Del latín calendae, término con el cual losromanos indicaban el primer día de cada mes. Es un conjun-to de tablas en las que se indican los días y los meses decada año y sirve para el cálculo del tiempo. Desde la anti-güedad, los periodos en los que está subdividido el calenda-rio se han referido al movimiento de los astros y, según cuálera el astro que se consideraba como elemento principal dereferencia, se propusieron varios tipos de calendario. Elcalendario actualmente en vigor, llamado solar, que ha sidoadoptado en la mayoría de los países del mundo, se basa enel movimiento de revolución de la Tierra alrededor del Soly su duración está definida por el llamado año trópico ocivil, es decir, el tiempo transcurrido entre dos pasos suce-sivos del Sol por el Equinoccio de primavera. Comienza el 1de enero, nueve días después del Solsticio de invierno (22de diciembre), y consta de 12 meses. El calendario lunar,creado por los babilonios y hoy todavía en uso entre losmahometanos, se basa en cambio en el año subdividido endoce meses lunares, de veintinueve y treinta días alternati-vamente. El calendario lunisolar, adoptado por los pueblos

hebreos, hace referencia a los movimientos tanto del Solcomo de la Luna y está compuesto de "años corrientes",divididos en 12 lunaciones y "años embolismales", dividi-dos en 13 lunaciones. Nuestro calendario solar fue adoptadoen 1582, como consecuencia de la reforma realizada por elpapa GREGORIO Xlll sobre la base de los cálculos de losastrónomos Luis LILIO y Cristóbal CLAVIUS. La reforma sehizo necesaria debido a la errónea longitud (365,25 días)del año en el calendario en vigor hasta ese momento. Esteera el conocido como Juliano, del nombre de Julio Césarque lo había instituido en el 46 a. J.C., y había hecho anti-cipar la fecha del comienzo de la primavera del 21 al 11 demarzo y con ello se había desplazado también la repeticiónperiódica de Pascuas. GREGORIO Xlll decidió que al 4 deoctubre de 1582 siguiera el 15 de octubre, para corregir eldesfase de diez días entre el año astronómico y el civil quese había establecido en el curso de los siglos; además esta-bleció que el nuevo calendario tomase como unidad demedida el año trópico.

Calisto. Es el segundo satélite en tamaño de Júpiter, despuésde Ganímedes. Tiene un diámetro de 4.820 km veces el dela Luna, una masa de aproximadamente 1023 kg (1,5 vecesla de la Luna), dista un promedio de 1.880.000 km delplaneta y orbita a su alrededor con un periodo de dieciséisdías, dieciséis horas treinta y dos minutos. Es uno de loscuatro satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto,en orden de distancia desde Júpiter), llamados así porquelos descubrió Galileo GALILEI. Después de las imperfectasobservaciones realizadas desde la Tierra, Calisto, como losotros satélites jupiterianos, ha sido observado de cerca porlas dos sondas americanas "Voyager 1", en marzo de 1979,"Voyager 2", en julio del mismo año. Se ha captado de éluna imagen de un mundo "lunar" carente de atmósfera, perocon una superficie helada y mucho más densamente cubiertade cráteres que nuestra Luna. Su densidad es un poco supe-rior a la del agua: 1,8 g/cm3. Se piensa que bajo la superfi-cie helada haya un "manto" caracterizado por agua en estadolíquido y por un núcleo de materiales más densos.

Cáncer. Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, lacuarta, en la cual el Sol alcanzaba, hace dos mil años, sumáxima altura al norte del Ecuador (alrededor de 23° y 27')en el día del Solsticio de verano (21 de junio).

Cangrejo (nebulosa del). En 1054, en la constelación deTauro se encendió de improviso una estrella que antes noexistía. En poco tiempo alcanzó una magnitud de –5m, másluminosa que el planeta Venus en su máximo esplendor, ypermaneció visible durante casi un mes en pleno día. Elhecho fue considerado tan extraordinario que los astróno-mos de la época, en particular los chinos, que eran atentosobservadores de los fenómenos celestes, lo registraron ensus tablas.

Canopo. Es la segunda estrella más luminosa del cielo: –0m,7. Se encuentra en la constelación de la Quilla, dista denosotros 110 AL y es 25 veces más grande que el Sol.

Capricornio. Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, ladécima, en la que el Sol alcanzaba, hace dos mil años, su

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máxima altura al sur del Ecuador (alrededor de –23° y 27')en el día del Solsticio de Invierno (22 de diciembre)→Trópico de Capricornio.

Carbono (ciclo del). Es un proceso de fusión termonuclearque tiene lugar en el Sol y en otras estrellas y conduce a latransformación de hidrógeno en helio, acompañada de laliberación de grandes cantidades de energía. (→Sol).

Cartografía de las estrellas. Los mapas celestes son unaayuda indispensable para conocer la posición de una estrellaen el cielo. Para conocer las cartas estelares se imagina quetodas las estrellas estén en una esfera ideal, de radio infini-to, teniendo el centro coincidente con el de nuestro planeta,y que se suele llamar "esfera celeste". También la represen-tación cartográfica del cielo sigue las reglas de la terrestreplanetaria. A la esfera celeste se le asigna un sistema deCoordenadas celestes de manera que cada posición ocupadapor una estrella esté definida por dos coordenadas -en gene-ral, se unen la ascensión recta y la declinación-, así comocualquier punto de la superficie terrestre está definida pordos coordenadas: longitud y latitud. También para los ma-pas estelares se utilizan proyecciones estereográficas o deMercator, según se deben representar las zonas polares o lasecuatoriales de la esfera celeste: en los atlas más precisos,toda la esfera celeste es subdividida en numerosas zonasque después son ampliadas y reproducidas, precisamente,sobre la superficie plana de la hoja. Con esta técnica, sereducen al mínimo las deformaciones de los ángulos.

Cartografía de los planetas. La exploración de cerca delos planetas y de los satélites del sistema solar ha propor-cionado imágenes tan detalladas que permiten la elabora-ción de mapas similares a aquellos con los que se represen-ta la superficie de la Tierra. Ha nacido así la cartografía delsistema solar, que utiliza los mismos métodos de la carto-grafía terrestre. Los planetas son representados recurriendoa diferentes tipos de "proyecciones geográficas". La proyec-ción estereográfica, utilizada para representar las áreaspolares de un planeta, se obtiene disponiendo un plano idealtangente al Polo del planeta y proyectando sobre él losdetalles geográficos del área solar, utilizando como centrode proyección el polo opuesto. La proyección cilíndrica deMercator, utilizada para representar las regiones próximasal Ecuador de un planeta, se obtiene imaginando insertar enun cilindro de papel el propio planeta, de manera que suecuador coincida con la circunferencia del cilindro; utilizarcomo centro de proyección el centro del planeta; y, porúltimo, desenrollar el cilindro que se transformará en unrectángulo de papel plano, con la reproducción de toda elárea ecuatorial del planeta. La proyección cónica de Lam-bert, utilizada para representar las zonas intermedias entrelos polos y el ecuador, se obtiene insertando el planetadentro de un cono, de manera que sea tangente al paralelode la zona que se va a representar, utilizando como centrode proyección el centro del planeta. Obviamente, para todosestos tipos de proyección, la reproducción será fiel en laszonas de tangencia e imperfecta a medida que uno se vaalejando de ella.

Cassegrain. Es un tipo de telescopio reflector caracterizadopor dos espejos: el principal o primario, cóncavo, recoge laluz del objeto observado y la refleja sobre un espejo secun-dario, convexo. Este último, a su vez, envía hacia atrás laimagen hasta un agujero existente en el centro del espejoprimario, una vez traspasado el cual la imagen es ampliada

por un ocular. Este esquema, que se puede considerar comouna evolución del telescopio reflector newtoniano, fueinventado en 1672 por el físico francés N. Cassegrain.Telescopios de tipo Cassegrain están en funcionamiento enalgunos de los observatorios astronómicos más importantesdel mundo. En tamaño más reducido, es utilizado habitual-mente por los astrónomos aficionados de todo el mundo.Para una comparación entre las diversas características delos telescopios, tanto reflectores como refractores,→Telescopio.

CASSINI, Gian Domenico. (1625-1712) Famoso astrónomoitaliano cuyo nombre está principalmente unido a la llamadadivisión de Cassini, pero CASSINI a quien también sedeben otros importantes descubrimientos. Con sólo veinti-cinco años de edad le fue confiada la cátedra de Astronomíade la Universidad de Bolonia. En esta ciudad, en la catedralde S. Petronio, hizo trazar el inmenso cuadrante que atra-viesa oblicuamente el suelo de la iglesia, por medio del cualcorrigió las tablas del movimiento del Sol. En 1665 descu-brió el movimiento de rotación de Júpiter alrededor de supropio eje y midió su duración. Al año siguiente procediódel mismo modo con Marte. En 1668 elaboró las tablas delos movimientos de los cuatro satélites de Júpiter descubier-tos por GALILEO, que después sirvieron a Olaf ROEMER(1644-1710) para el cálculo de la velocidad de la luz. Invi-tado por el ministro francés Colbert, se trasladó en 1669 aParís para dirigir allí el nuevo Observatorio Astronómico.Aquí descubrió, en el periodo de trece años, cuatro satélitesde Saturno: Japeto, Rhea, Tetis y Dione, bautizados por élcomo "Ludovici" en honor del "Rey Sol"; y en 1675, comoya se ha recordado, la división del anillo de Saturno quelleva su nombre. Observó durante varios años, junto con sudiscípulo Fatio, la Luz zodiacal y por primera vez, en 1683,puso de relieve su naturaleza extraterrestre y no meteoroló-gica. Comparando las observaciones realizadas sobre lasposiciones del planeta Marte por Richter en Cayena, con lassuyas efectuadas en París, es decir a 10.000 km de distan-cia, logró calcular, con una precisión jamás alcanzada hastaentonces, la distancia de Marte a la Tierra. También sededicó a una nueva y precisa determinación de las distan-cias de los otros planetas al Sol. Murió ciego, probablemen-te debido a los largos años dedicados a la observación delcielo, después de haber dictado su autobiografía. Su hijoGiacomo, llamado CASSINI II, le sucedió en la dirección delObservatorio y después de él su sobrino Cesare Francesco(CASSINI III), y por último su sobrino-nieto Giacomo Dome-nico (CASSINI IV), que fue el último de la ilustre dinastía deastrónomos.

Catadióptrico (sistema). Es un sistema óptico que utilizauna combinación de espejos y lentes con el fin de mejorar lacalidad de la imagen. Los primeros intentos de realizarsistemas catadióptricos fueron llevados a cabo a comienzosdel siglo XX, sin embargo el primer resultado satisfactoriose debe a Bernhard SCHMIDT (1879-1935), que en 1930introdujo una placa correctora en un telescopio reflector,obteniendo así un campo visual mucho más amplio y exentode aberraciones. Los telescopios de este tipo o Schmidt,como son llamados, tienen una amplia utilización en astro-fotografía. Otro sistema catadióptrico ha sido desarrolladoen 1944 por el soviético Dimitri Maksutov (1896-1964).Los esquemas de los sistemas catadióptricos están tratadosdetalladamente en la voz Telescopio.

Catálogos estelares. Los catálogos estelares son listas quecontienen las posiciones de los astros y pueden ser comple-

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tados por planos con la configuración de las estrellas sobrela esfera celeste. El más antiguo catálogo conocido se re-monta al año 130 a. J.C. y se debe a HIPARCO de Nicea (190a. J.C. aprox. –125 a. J.C.). En él se hacía referencia a unas850 estrellas de las más luminosas y por primera vez seintrodujo la subdivisión en clases de magnitudes estelaressegún la luminosidad aparente. Lamentablemente esta obrase ha perdido y sólo tenemos testimonios indirectos de ella,pero se considera que un sucesivo catálogo de TOLOMEO(90-168 d. J.C. aproximadamente), publicado alrededor del150 d. J.C. en el Almagesto, retoma el trabajo de HIPARCO.Los sucesivos catálogos recopilados en la Edad Media sebasan en el tolomeico y será preciso esperar el advenimien-to del astrónomo más importante de la era pretelescópica,Tycho BRAHE, para tener un sustancial mejoramiento decalidad en la medición de las coordenadas estelares. En1700, John FLAMSTEED (1646-1719) trabajó asiduamente ensu Historia coelestis britannica, que contiene las posicionesde 2.935 estrellas, que representa el primer catálogo recopi-lado con la ayuda de un telescopio. Sobre esta base se llevóa cabo una recopilación de mapas, conocida con el nombrede Atlas Coelestis. Sin embargo, el primer catálogo moder-no importante, conteniendo objetos hasta la décima magni-tud, es el Bonner Durchmusterung (literalmente: Reseña deBonn), completado en 1862 por W. F. Argelander (1799-1875). En él se presentan las coordenadas de unas 324.198estrellas del hemisferio Norte. La reseña después fue am-pliada por Edward Schonfeld hasta el Trópico de Capricor-nio y, más tarde, un grupo de astrónomos argentinos lacompletó con las estrellas del Polo Sur celeste. A partir demediados del siglo XVIII se han recopilado también catálo-gos especiales que contienen las posiciones estelares deter-minadas con métodos de alta precisión, por medio de losdenominados instrumentos meridianos. Su finalidad es la deestablecer las variaciones en el tiempo de las posiciones decada una de las estrellas, y por lo tanto su Movimientopropio. Los primeros catálogos de este tipo fueron realiza-dos por James BRADLEY (1693-1762) y por el alemán Frie-drich W. BESSEL (1 784-1846). Las estrellas variables sonclasificadas en reseñas separadas: el Catálogo general de lasestrellas variables recoge unas 25.000. Las nebulosas, lasgalaxias y los cúmulos estelares vienen indicados con laletra M, o bien con las siglas NGC, seguidas de un número.El primero de estos símbolos se refiere al astrónomo francésCharles Messier (1730-1817), quien, hacia finales del sigloXVIII recopiló un catálogo con nebulosas, galaxias y cúmu-los estelares hasta un total de 45, visibles en el hemisferioNorte. A finales del siglo XIX Johannes DREYER (1852-1926) realizó un catálogo de 7.840 objetos, basándose, sinembargo, también en observaciones realizadas con anterio-ridad por HERSCHEL padre e hijo. Recibió el nombre deNew General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars o,más brevemente, NGC. Por lo tanto, resulta frecuente en-contrar en los textos de astronomía que, por ejemplo, lanebulosa del Cangrejo se indica con M 1, porque se tratadel primer objeto clasificado en el catálogo Messier, o bienNGC 1952, porque es el 1952 objeto del catálogo elaboradopor DREYER.

Cefeidas. Son un tipo especial de estrellas variables quecambian su luminosidad cíclicamente, en tiempos compren-didos entre 1 y 50 días. Su nombre deriva de "delta Cefei",que es la primera estrella de este tipo, descubierta en 1784por el astrónomo aficionado inglés John GOODRICKE. Suestructura física es la de las estrellas gigantes, hasta 10veces el Sol, de color amarillo. Estas se encuentran tanto ennuestra Galaxia, donde están preferentemente situadas en

los brazos de la espiral, como en otras. La importancia delas Cefeidas es enorme para la determinación de las distan-cias estelares: han sido bautizadas como las piedras miliaresdel Universo. En efecto, existe una relación muy precisaentre la variación cíclica de la luminosidad de una Cefeiday su luminosidad intrínseca, o Magnitud absoluta, y, cuantomás largo es este ciclo, más luminosa es la estrella. Por otraparte, los astrónomos, midiendo la magnitud aparente ovisual de una estrella y conociendo la que tiene como abso-luta, pueden determinar su distancia. De este modo, cadaCefeida representa un verdadero indicador de distancias.

Celostato. Es un espejo plano montado sobre un eje paraleloal eje de rotación terrestre y movido por un mecanismo derelojería, de tal forma que siga al Sol en su movimientodiurno aparente. La imagen del Sol, recogida por el celosta-to, es enviada hacia un segundo espejo plano, que tienecomo función reflejarla en la misma dirección. El instru-mento permite disponer, a lo largo del trayecto óptico de losrayos, lentes e instrumentos de análisis de la luz solar quepermanezcan fijos. El celostato se encuentra, habitualmente,debajo de una cúpula giratoria en el vértice de un telescopiovertical, también llamado Torre solar.

Cenit. Es el punto de la esfera celeste situado en la verticaldel observador.

Centaur (misil). Misil de hidrógeno líquido, utilizado comosección superior en combinación con otros cohetes. Con unalongitud de 9 m, y un diámetro de 3 m, está dotado de dosmotores que desarrollan un empuje de 13.600 kg. El 30 demayo de 1966 un Centaur fue utilizado como segunda sec-ción del misil Atlas para lanzar el Surveyor 1 hacia la Luna.Más tarde, como sección final del misil Titan III, fue em-pleado para el lanzamiento de algunas sondas espacialesinterplanetarias, como el Viking enviado hacia Marte.

Centelleo. A causa de la turbulencia atmosférica, la luz delos cuerpos celestes presenta una luminosidad variable Aeste fenómeno se le da el nombre de centelleo. Para solu-cionarlo, los astrónomos construyen sus observatorios porencima de la capa atmosférica más densa y turbulenta, enlos altiplanos y en las montañas muy frecuentemente porencima de los 2.200 metros de altura. El centelleo, obvia-mente, desaparece en el espacio extraterrestre donde ope-ran, con grandes ventajas, los observatorios astronómicossituados en los satélites artificiales.

Centrífuga (fuerza). Es la fuerza que se pone de manifiestoen los movimientos rotatorios y que tiende a impulsar alobjeto hacia el extremo de la curva. Aumentando la veloci-dad de rotación del cuerpo, su valor tiende a crecer. En elcaso de un cuerpo unido a la extremidad de una cuerda quese hace girar en una órbita circular, teniendo con la mano elotro extremo de la cuerda extendida, la fuerza centrífuga esla que mantiene la cuerda en tensión y que se siente comouna tracción en la mano. A ella se opone una fuerza igual ycontraria y llamada centrípeta, la que la mano ejerce sobreel objeto a través de la cuerda. En el caso de un satéliteartificial en órbita alrededor de la Tierra, la fuerza centrífu-ga que le imprime a éste el cohete con el cual ha sido lan-zado equilibra exactamente la fuerza centrípeta, que en estecaso coincide con la fuerza de atracción gravitacional, y elcuerpo permanece girando alrededor de nuestro planeta. Sinembargo, si el espacio en el cual orbita el satélite tiene unelemento que opone al movimiento una leve resistencia,

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como por ejemplo partículas de gas rarificadas pertenecien-tes a la atmósfera exterior de la Tierra, la velocidad derotación tiende a disminuir, así como la fuerza centrífuga.En este caso, la fuerza de atracción gravitacional, que ya noestá equilibrada, predominará sobre la fuerza centrífuga ytenderá a atraer al satélite, haciéndolo caer hacia la Tierra.Este es el mecanismo por medio del cual los satélites artifi-ciales en órbitas bajas, tienen vidas medias relativamentemodestas y caen hacia nuestro planeta destruyéndose.

Ceres. Es el más grande de los Asteroides o pequeñosplanetas y el primero en haber sido descubierto, y lo fue porGiuseppe PIAZZI (1746-1826), director del observatorioastronómico de Palermo, el 1 de enero de 1801. Tiene undiámetro de 1.000 km y completa una vuelta alrededor delSol cada 4,6 años, a una distancia media de 413.800.000km. Ceres, en el máximo de su luminosidad aparente, ape-nas es visible a simple vista desde la Tierra.

Cero absoluto. Es la temperatura correspondiente a –273°C. Es considerada el punto cero de la escala termométricaabsoluta, por cuanto se considera que a temperaturas tanbajas la materia se encuentra en estado de reposo absoluto,en el sentido de que las moléculas no se hallan ya animadaspor vibraciones de ninguna especie.

Cerro Tololo (observatorio). Es un observatorio astronó-mico enclavado en la montaña de Cerro Tololo, en los An-des chilenos, a una altura de 2.160 m, con un gran telesco-pio reflector de 4 m, de diámetro, gemelo del de Kitt Peak,en Arizona. Está en funcionamiento desde 1967 por inicia-tiva de la AURA (Association of Universities for Researchin Astronomy).

CETI. Sigla que indica genéricamente los programas deinvestigación de vida extraterrestre a través de señales deradio u otros medios oportunos. Literalmente quiere decir:«Communication with Extra Terrestrial Intelligence" (co-municación con inteligencia extraterrestre). Algunos estu-diosos que se dedican a estas investigaciones consideran lasigla como demasiado concreta y prefieren adoptar unasimilar: SETI o sea «Search for Extra Terrestrial Intelligen-ce (investigación de inteligencia extraterrestre), la cualincluye, o por lo menos no declara de manera manifiesta, laambición de un diálogo con los extraterrestres y se limita ahablar genéricamente de investigación. Los programas CETIparten de estas bases: la vida es un fenómeno de alcancecósmico, que se ha desarrollado en otros planetas similaresa la Tierra pertenecientes a lejanos sistemas solares, y, porlo tanto, puede existir un porcentaje de tales planetas en losque la vida ha evolucionado hasta alcanzar el estadio de unacivilización tecnológica (→Astrobiología). Dada por des-contada esta premisa, se ha considerado oportuno ponerse ala escucha, con los radiotelescopios, para tratar de captareventuales señales de radio enviadas por civilizacionesextraterrestres, anhelantes de entrar en contacto con seressemejantes. Algún estudioso considera sumamente útildirigir mensajes hacia estrellas lejanas, con la esperanza derecibir una respuesta. Llevando la investigación sobre lavida extraterrestre a la lógica del contacto por radio, losproblemas claves son los relativos a la dirección en la cualpueden llegar los mensajes y las frecuencias de escucha; enotros términos, hacia dónde dirigir los radiotelescopios y enqué canales sintonizarlos en la esperanza de captar señalesinteligentes. El primer aspecto se ha solucionado seleccio-nando, entre muchas, una serie de estrellas similares al Sol

que se piensa deben poseer planetas de tipo terrestre; o bienefectuando intentos de escucha omnidireccional. En lorelativo al segundo problema, se ha elegido la denominadaregión de las microondas (frecuencia de aproximadamente 1a 10 gigaHertz) en la que se registra el mínimo ruido defondo natural y que es considerada, por lo tanto, como elcanal seleccionado por cualquier sociedad tecnológica in-tencionada para realizar contactos cósmicos sin interferen-cias. Esta región, aunque estrecha con respecto al espectroíntegro de radio-ondas, contiene sin embargo miles demillones de bandas en las cuales es posible sintonizar.Entre todas, los investigadores de programas CETI conside-ran que las elegidas deben ser: la del hidrógeno (H) a 1,4gigaHertz, y la del oxidrilo (OH) a 1,7 gigaHErtz. Esto sedebe a que estas dos moléculas representan los productos dedisociación del agua, el elemento básico de la vida. Estastambién deberían ser preseleccionadas por los extraterres-tres, por cuanto son canares simbólicos de las comunicacio-nes entre civilizaciones galácticas. Los programas de inves-tigación de civilizaciones extraterrestres comenzaron en1960 por iniciativa del astrónomo Frank Drake, quien escu-chó durante cuatrocientas horas dos estrellas del tipo solar:Ceti y Eridani, distantes unos 11 AL de nosotros. A partirde entonces las escuchas se han multiplicado, utilizandoradiotelescopios diseminados por todo el mundo. Hastaahora se ha intentado con algunos miles de estrellas, perolos resultados han sido negativos. El 16 de noviembre de1974, Frank Drake realizó el primer intento de diálogo conuna civilización extraterrestre enviando, por medio del granradiotelescopio de Arecibo una señal de tres minutos conte-niendo algunas informaciones fundadas sobre la raza huma-na y nuestro sistema solar, sintetizadas en código binario.La señal está viajando hacia un grupo de estrellas de laaglomeración M13, que dista alrededor de 24.000 AL denosotros. Dado los tiempos necesarios para una eventualrespuesta (48.000 años), el intento de Drake debe conside-rarse sólo como un simple experimento demostrativo. Re-cientemente, algunos estudiosos han criticado la elección dela radio como instrumento eficaz de comunicación, conside-rándolo como un prejuicio de nuestra civilización hacia lastelecomunicaciones, y han sugerido experimentar con otrosmedios de contacto basados en los rayos láser, radiacionesinfrarrojas, sondas interestelares, etc. Los programas CETIy SETI, desarrollados principalmente en Estados Unidos yen la antigua Unión Soviética, atraviesan un periodo decrisis porque el "stablishment" político no los considerasuficientemente motivados y, por lo tanto, se muestra reacioa conceder los fondos necesarios para su financiación.

Circumpolar. Se dice de aquellas estrellas que, a causa delmovimiento de rotación de la Tierra, parecen girar alrede-dor de la Estrella Polar y que no se ocultan jamás para elobservador de una determinada latitud. Para que una estre-lla sea circumpolar es necesario que su distancia angulardesde el polo sea inferior a la latitud del observador. Asípor ejemplo, a una latitud de 450, todas las estrellas quetienen una distancia angular desde el polo inferior a 450 soncircumpolares. Para un observador situado en el Polo Norte,es decir, a 90 de latitud, todas las estrellas son circumpola-res y, para uno situado en el Ecuador, ninguna estrella escircumpolar.

Cita. Es una maniobra que lleva a dos o más vehículosespaciales a aproximarse recíprocamente. La cita puede serel preludio de un simple reconocimiento visual de los vehí-culos involucrados, o bien de un Amarre (docking); en esteúltimo caso los vehículos espaciales deben ser conducidos

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lentamente hasta tener una velocidad relativa casi nula. Unamisión de cita puede hacerse necesaria cuando se quieraefectuar la exploración desde muy cerca de un cuerpo celes-te, por ejemplo un cometa, por parte de una sonda espacial.En este caso los técnico americanos diferencian el "rendez-vous" o vuelo de la sonda que se acerca al cuerpo celeste ylo sigue durante un cierto periodo manteniendo su mismavelocidad y dirección de desplazamiento, del "flyby" o pasorápido junto al cuerpo celeste con una velocidad y direccióndiferentes.

Clases espectrales. Desde la segunda mitad del siglo XIX elastrónomo jesuita italiano Angelo Secchi (1818-1878),observando los Espectros de las estrellas (es decir, esasfranjas con los colores del arco iris que se obtienen hacien-do pasar la luz a través de un prisma), notó que éstas pre-sentaban características diferentes según las temperaturassuperficiales de las propias estrellas. Las temperaturas, a suvez, están en estrecha relación con el color de las estrellas:las más calientes emiten una luz blanco-azul y las más fríasuna luz rojo-oscura. Nuestro Sol, que tiene una temperaturaintermedia entre estos dos extremos, emite, como es sabido,una luz de color preponderantemente amarillo. Por lo tanto,Secchi apuntó las bases de la clasificación espectral que, ensus líneas esenciales, aún se sigue. Las estrellas están divi-didas en 10 clases espectrales, a cada una de las cuales se leasigna una letra del alfabeto en esta sucesión: O, B, A, F,G, K, M, R, N, S. A las primeras letras corresponden lasestrellas más calientes, caracterizadas por los espectros mássimples; a las últimas, las más frías, espectros de crecientecomplejidad. Las estrellas supercalientes, llamadas de tipoWOLF Rayet por el nombre de los astrónomos que las estu-diaron, son indicadas con la letra W y a veces asociadas a laO, a la cabeza de la sucesión. Como en cada clase espectral,es decir, en cada letra, existen diferentes variedades deestrellas, se ha creado también para cada letra, una poste-rior división en 10 tipos espectrales.

CNES. Siglas del Centre National d'Etudes Spatiales, elorganismo espacial francés. Tiene su sede en París, pero suprincipal base de lanzamiento se encuentra en Kourou, en laGuayana francesa, al norte del Brasil.

Cohete. Es el vehículo que ha permitido al hombre salir de laTierra para iniciar la gran epopeya de la exploración espa-cial. Conocido desde la antigüedad y utilizado durantesiglos como instrumento de guerra, sólo desde hace relati-vamente poco tiempo el cohete ha sido tomado en conside-ración como pacífico medio de propulsión capaz de vencerla fuerza de atracción que nos mantiene unidos a nuestroplaneta. Su desarrollo efectivo comenzó poco después de laúltima guerra mundial y después de haber sido, una vezmás, empleado por el hombre como instrumento de muerte.Características. Por cohete se entiende habitualmente unhuso aerodinámico que contiene en su interior un motor areacción, los depósitos para los propulsores y la llamada«carga útil» para transportar, y que es capaz de elevarseverticalmente o con una determinada inclinación desde elsuelo o desde el aire. El corazón de un vehículo de este tipoes el motor a reacción o cohete, que está en condiciones deproporcionar el empuje necesario a su movimiento aprove-chando el principio físico de acción y reacción. En base aeste principio, enunciado por primera vez por Isaac NEWTON(1642-1727), a toda acción corresponde una reacción igual ycontraria (tercera ley del movimiento). En este motor laacción está representada por un flujo de partículas produci-das por medio de procesos químicos y/o físicos de diverso

tipo, que son expulsadas a altísimas velocidades en unadeterminada dirección; la reacción, en cambio, está repre-sentada por el movimiento del vehículo en la direcciónopuesta a aquella en que son expulsadas las partículas.(Conviene aclarar los conceptos porque así parecería que elprincipio de acción y reacción es una exclusividad del motora chorro. En cambio, este principio está en la base de todoslos movimientos incluso de nuestro caminar. En efecto, elroce de nuestros zapatos sobre el suelo, impulsa hacia atrásla tierra, acción, y, por consiguiente, nosotros avanzamos,reacción. Esta explicación podría parecer paradójica, peroes fácil comprobarla tratando de caminar sobre una superfi-cie lisa como una pista de hielo para patinadores: sin el roceentre zapatos y suelo no logramos desencadenar el meca-nismo de acción y reacción y efectuamos pasos en el vacío).Muy esquemáticamente, un motor cohete, que puede ser dediferentes tipos según el proceso de funcionamiento en elque se basa, está constituido por una cámara donde se llevaa cabo la producción de las partículas a expulsar, por losaparatos necesarios para alimentar tal producción y por unaválvula, o tobera de descarga, a través de la cual las partícu-las producidas son expulsadas a altísima velocidad. Para uncohete que parte de tierra, a nivel del mar, y que debe al-canzar en pocos minutos la extraordinaria velocidad de28.000 km/h, necesaria para ponerse en órbita alrededor dela Tierra (en cambio, si se quiere salir de la Tierra directa-mente y dirigirse hacia un planeta exterior, esta velocidaddebe ser de 40.000 km/h), es preciso un motor que expulseuna gran masa de partículas lo más rápidamente posible, esdecir, que ejerza una acción adecuada a la reacción que sequiere obtener. Esto se logra utilizando motores a reaccióncapaces de proporcionar elevados empujes. El empuje de uncohete se mide en kilogramos y, para un vehículo que parteverticalmente desde el suelo, debe resultar del 30 al 50 porcien superior al peso de todo el vehículo. Sin embargo, lasaltas velocidades requeridas para los vuelos astronáuticosque parten de tierra no pueden alcanzarse, habitualmente,con un solo cohete, aunque sea grande y potente. Se utilizaentonces la técnica del cohete multisecciones, es decir, doso más cohetes colocados uno sobre el otro (o bien como enel caso del transportador que conduce al Space Shuttle, doscohetes auxiliares que están a los lados del principal), demanera que, agotado el empuje de la primera sección, seenciende la segunda y así sucesivamente. Naturalmente, lassecciones siguientes a la primera, tendrán más ventajasporque partirán, en vez de con velocidad cero, con la velo-cidad final adquirida por la sección anterior Motor de cohe-te. El aparato propulsor de un cohete, según el mecanismoempleado para la producción de las partículas que propor-cionan el empuje, puede estar comprendido en una de lassiguientes categorías: cohete químico, cohete nuclear, cohe-te a iones. 1) Motor de propulsión química. Es el tipo másextendido. El proceso químico que lo alimenta es la com-bustión de determinados Propulsores que desarrollan laspartículas gaseosas a alta temperatura y velocidades respon-sables del empuje. Mientras el propulsor que alimenta elmotor de un avión a reacción está compuesto de un solocomponente químico, el llamado combustible (en este casoespecífico se trata de queroseno) que se quema por el oxí-geno que el motor extrae del aire, el propulsor que alimentaa un motor a cohete debe tener, además del combustible,también un oxidante (o comburente), es decir, un compues-to químico necesario para hacer quemar el combustible,debido a que el cohete debe volar sobre todo en el vacío delespacio, donde no hay oxígeno. Los cohetes de propulsiónquímica, a su vez, pueden ser de dos tipos: de propulsorsólido y de propulsor líquido. En los cohetes de propulsor

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sólido, el combustible y el oxidante se mezclan conjunta-mente bajo la forma de un polvo compacto y solidificado,llamado grano. Este se acumula en la cámara de combustiónadhiriéndose perfectamente a las paredes y dejando unagujero cilíndrico central. La ascensión del grano se lleva acabo por medio de un impulso eléctrico. Una de las combi-naciones más utilizadas para propulsores sólidos es la mez-cla de poliuretano, un combustible plástico, con percloratode amonio como oxidante; aunque también se emplean otrasmezclas (véase tabla). Los cohetes de propulsor líquido, porlo general, llevan el combustible y el oxidante en dos depó-sitos separados. Los dos líquidos son enviados por medio deuna bomba a la cámara de combustión donde, al entrar encontacto, desarrollan el proceso químico que da lugar a unpotente flujo de partículas gaseosas. Una de las combina-ciones más empleadas para los cohetes de propulsor líquidoes la de hidrógeno líquido (combustible) con oxígeno líqui-do (oxidante). Esta ha sido la adoptada, por ejemplo, paraalimentar algunos de los numerosos motores del Saturno V,que llevó a los americanos a la Luna. Naturalmente, gasescomo el hidrógeno y el oxígeno existen en estado líquido atemperaturas criogénicas (algunas decenas de grados porencima del cero absoluto): por lo que las operaciones paracargar los depósitos son sumamente complejas, tal como secontempla cuando se cargan los depósitos de un cohete depropulsor líquido que se halla en la rampa de lanzamiento.Otra combinación de propulsores líquidos es la de hidrazina(combustible) y peróxido de nitrógeno (oxidante), actual-mente utilizada en los motores principales del Space Shut-tle. También existen cohetes de propulsión líquida querecurren al llamado monopropulsor, es decir, a un únicocompuesto químico en estado líquido que se hace pasar através de un catalizador, presente en el interior de la cámarade combustión, que tiene el poder de descomponerlo en unamezcla gaseosa que se quema. Tal es, por ejemplo, el pe-róxido de hidrógeno que, en contacto con un catalizador deplatino, se descompone en oxígeno y vapor de agua sobreca-lentado. Una característica que diferencia a los cohetes depropulsión sólida de los de propulsión química es que, enlos primeros, la combustión y, por lo tanto, el empuje, durahasta la extenuación del propulsor; en cambio en los segun-dos es posible bloquearla, interrumpiendo el flujo de ali-mentación del propulsor líquido contenido en los depósitos,por medio de una válvula. 2) Cohete nuclear. Se trata de untipo de motor aún en estado de proyecto, en el cual no sellevan a cabo procesos de combustión, sino que los gasesson llevados a las altas temperaturas necesarias para obte-ner el empuje del calor generado por un reactor a fisiónnuclear (del mismo tipo de las centrales para la producciónde energía eléctrica). Cuando el hombre esté en condicionesde dominar el proceso de Fusión nuclear se podrán realizartambién cohetes a fusión. Los propulsores tomados enconsideración para alimentar un motor de cohete a fisiónnuclear son el hidrógeno líquido o, incluso, el agua; hechospasar a través de un radiador de calor, alimentado por lapequeña central nuclear en miniatura, son transformados engases y entonces expulsados, como en un motor de cohetequímico, a través de la tobera de descarga. Una concepcióndistinta de cohete nuclear apunta sobre un mecanismo deempuje que se basa en las acciones dinámicas y térmicasdesencadenadas por una pequeña sucesión de explosionesnucleares, precisamente como las producidas por un artefac-to bélico. Esta línea de investigación fue iniciada en losaños sesenta por un grupo de físicos americanos en el ámbi-to del proyecto Orión, pero no fue continuada. Aún hay queseñalar el proyecto desarrollado por la British InterplanetarySociety para cuando se alcance el objetivo de la fusión

nuclear controlada: un cohete movido por un chorro deplasma generado a través de este tipo de proceso nuclear.La propia British Interplanetary Society ha presentado elesquema de una misión de exploración de algunas estrellascercanas, por medio de una astronave a fisión nuclear bauti-zada Dédalo, que debería alcanzar una velocidad de 40.000km/s, es decir, casi el 14 % de la velocidad de la luz. Loscohetes nucleares, si bien los estudios y experimentos en elsector han comenzado a principios de los sesenta (ver Ner-va), todavía no han encontrado aplicación práctica, tanto acausa de su elevado costo, como por los problemas de carác-ter ambiental provocados por la diseminación de sustanciasradioactivas en la atmósfera terrestre. Es probable quemotores de este tipo operen en ambiente extraatmosférico.3) Cohete a iones. Aunque aún se encuentre en fase expe-rimental, el cohete a iones parece muy prometedor, sobretodo para los viajes de larga duración. El fenómeno físicosobre el que se basa es precisamente la ionización, es decir,la posibilidad de que los átomos se carguen eléctricamentedespués de haberles quitado los electrones. El propulsorutilizado para este tipo de cohete es un metal alcalino, porejemplo el cesio, cuyos átomos pueden ionizarse con facili-dad haciéndolos pasar a través de una rejilla sobrecalenta-da. Inmediatamente después, los iones así formados sonacelerados a alta velocidad por intensos campos eléctricos.Entonces, las partículas de cesio ionizadas y aceleradas sonexpulsadas por la tobera de descarga. Pequeños motoras deiones montados a bordo de satélites ya han sido experimen-tados con éxito, hasta el punto de que la NASA, a finales delos años setenta, proyectaba el envío de una sonda acciona-da por un motor de iones en un largo viaje hacia dos come-tas: el Halley y el Tempel 2. Sin embargo, la empresa haencontrado dificultades presupuestarias. Un sistema paradeterminar las prestaciones de un cohete, con relación alempleo que se pretende darle, es el de tomar en considera-ción dos parámetros fundamentales: su peso total y su im-pulso específico. El primer término no necesita ningunaexplicación; aun bastará con decir sólo que cuanto mayor esel peso complexivo, mayor es el empuje que debe ejercer elmotor para levantarlo de tierra. Por lo tanto, un requisitoimportante para un cohete consiste en recurrir a estructuras,motores y propulsores que sean lo más livianos posibles. Elimpulso específico es la fuerza de empuje en k que un k depropulsor está en condiciones de proporcionar por segundo.Tratándose de una relación k/k/s, se deduce fácilmente queel impulso se mide en segundos. Dicho esto, podemos com-parar los diferentes tipos de propulsión a cohete ilustrados.El cohete químico es lo mejor que, con la tecnología actual,se puede lograr con el fin de superar la gravedad terrestre.En efecto, proporciona impulsos específicos mediocres y,sin embargo, adecuados con respecto al peso total que debelevantar. Los propulsores líquidos proporcionan en prome-dio un impulso específico mayor que los sólidos y, por lotanto, son más utilizados para las secciones principales delos misiles que deben elevarse de tierra. Los mejores pro-pulsores líquidos alcanzan hoy un impulso específico deaproximadamente trescientos ochenta segundos; en cambio,los mejores propulsores sólidos sólo de doscientos cincuen-ta segundos Si bien en el futuro podrán experimentarsepropulsores químicos aún más eficientes, no parece en elactual estado de los conocimientos que pueda superarse elumbral de los cuatrocientos segundos de impulso específico.Sin embargo, la limitación más grave del motor químico, engeneral, es su escasa autonomía. Un cohete, tanto de pro-pulsión líquida como sólida, consume sus propulsores en elplazo de pocos minutos. Es adecuado por lo tanto paraescapar de la gravedad terrestre, pero después debe realizar

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su viaje por inercia con los motores apagados, aprovechandola velocidad ya adquirida y, eventualmente, los camposgravitacionales de otros cuerpos celestes. Este es el motivopor el cual, aún hoy, los viajes interplanetarios tienen unaduración de meses o de años. En cambio, si se pudieradisponer de un motor cohete que estuviera encendido duran-te largos periodos, los tiempos de vuelo entre un planeta yotro se reducirían drásticamente. Si se quisiera mantenerencendido un cohete químico durante períodos muy largos,sería necesario dotarlo de una reserva de propulsores tanpesada que el vehículo no lograría jamás despegar de Tie-rra. Podrían enviarse separadamente decenas de depósitos yponerlos en órbita terrestre, para después unir los todosjuntos en el espacio construyendo así la reserva necesariapara un encendido prolongado; sin embargo, los costos deuna operación de este tipo serían prohibitivos. El cohete depropulsión nuclear garantiza en cambio una larga autonomíade la principal fuente de calor (debe pensarse que, con unpequeño cartucho de material fisionable como el uranio, unreactor puede funcionar durante años) y también una trans-ferencia de calor al propulsor, tan eficiente como parahacerle alcanzar altas velocidades de expulsión de partícu-las gaseosas. Se calcula que llevando a unos 3.000 °C pro-pulsor del tipo del hidrógeno, se obtendría un impulsoespecífico de más de mil segundos. Por estas razones, elcohete a propulsión nuclear surge como una perspectivamuy prometedora tanto en EE.UU. como en la URSS, dondese trabaja en estos proyectos con mucho empeño y en gransecreto. El cohete de propulsión iónica, por último, es elque puede proporcionar el máximo de impulso específico -miles de segundos- y el mínimo de empuje. Las partículasalcanzan altísimas velocidades, pero son muy livianas. Estosignifica que un motor de iones no tendrá nunca la fuerza delevantar un cohete desde la Tierra y deberá emplearse apartir del espacio. Sin embargo, garantizando el funciona-miento del motor sin interrupción durante años, podrá iracelerando poco a poco hasta alcanzar las elevadas veloci-dades necesarias para los largos viajes interplanetarios ointerestelares La historia. Parece que el cohete fue inventa-do en China entre el primer y el segundo milenio despuésde Jesucristo En efecto, los chinos conocían la pólvora,como se desprende de la lectura de un antiguo manuscritofechado en el 1040 d. J.C., el Wu Cling Tsung Yao, dondeviene la fórmula. Los primeros cohetes no eran otra cosaque rudimentarios cilindros de cartón u otro material, cerra-dos por un extremo y llenos de pólvora. Eran encendidoscon una mecha y más que nada servían para sembrar elpánico en las filas de los adversarios. Dos siglos más tarde,en 1232, los historiadores comentan que durante el asediode Kai Fung Fu los chinos recurrieron a cohetes. Incendia-rios similares a fuegos de artificio. Casi al mismo tiempo,estas temibles flechas chinas, como se llamaban en Occi-dente, fueron introducidas en Europa, donde tuvieron ungran éxito tanto como fuegos artificiales como Instrumentosbélicos. Después de estos primeros, rudimentarios intentos,el empleo del cohete no conoció grandes progresos hastafinales del siglo XVII. En aquel periodo, en electo, los hin-dúes utilizaron con tal éxito baterías de pequeños cohetesde combustible sólido contra los Ingleses, que un oficial delImperio británico, William Congreve, decidió estudiarprofundamente las posibilidades de desarrollo de este Ins-trumento bélico. Experimentó entonces con cohetes depropulsión sólida de gran precisión y fiabilidad, que fueronadoptados por la artillería inglesa y tuvieron un amplioempleo durante las guerras napoleónicas Uno de los cohetesde Congreve estaba constituido por un tubo de hierro de unmetro de largo que llevaba una vara estabilizadora; esta lo

hacía desplazar en la dirección deseada logrando un alcancede 1.800 metros. En el transcurso del siglo XIX, el cohete sedifundió del ejército inglés a todas las fuerzas armadas delos otros países europeos. Los pioneros. Mientras tanto,aparte del uso bélico, la idea del cohete como medio depropulsión para los viajes más allá de nuestro planeta, seiba abriendo camino gracias a los estudios de los primerospioneros de la astronáutica. Konstantin E. TSIOLKOVSKY(1857-1935), ruso, se dedicó hacia finales del siglo XIX aestablecer las fórmulas fundamentales que gobiernan elfuncionamiento del motor a cohete; intuyó que los motoresde propulsión líquida serían más eficientes que los de pro-pulsión sólida, desarrollando la teoría de los transportado-res de varias secciones y previendo que el cohete se conver-tiría en el único vehículo con el cual el hombre podríavencer la fuerza de gravedad y abandonar la Tierra. Mástarde, en Alemania, Hermann OBERTH (1894) junto conotros apasionados fundaba la sociedad alemana para losviajes espaciales, continuando el desarrollo de los princi-pios teóricos del cohete y del vuelo espacial. En América,mientras tanto, el americano Robert H. GODDARD (1882-1945) hacía volar, en 1926, el primer misil alimentado conpropulsor líquido. Llegamos así a nuestros días y al hombreque constituye el puente entre los intentos de los primerospioneros del vuelo misilístico y la conquista espacial: Wer-ner VON BRAUN (1912-1977). Alumno de OBERTH, estejoven ingeniero alemán trabajó, en los años inmediatamenteanteriores a la segunda guerra mundial, en un polígonomilitar sobre la costa báltica, Peenemunde, donde eranexperimentadas las V-2, los mortíferos misiles que la Ale-mania nazi envió a millares sobre Londres. Caído en lasmanos de los americanos en el transcurso de los hechos queacompañaron la ocupación y la rendición alemana, VONBRAUN llevó a los EE.UU. la competencia y la tecnología dela misilística alemana. Trabajó de 1945 a 1950 en FortBliss, Texas; después en el Redstone Arsenal de Alabama,donde continuó construyendo misiles similares a la V2, perode dimensiones mayores, que se convertirían en los prime-ros ICBM americanos, es decir, en los primeros transporta-dores intercontinentales de cabezas nucleares. En aquellosaños, la obra más importante de VON BRAUN fue la construc-ción del misil Redstone y de un derivado de éste, el JúpiterC. Cuando VON BRAUN se dio cuenta que tenía a su disposi-ción transportadores de suficiente potencia, preguntó a lasautoridades políticas si podía emplearlos para poner enórbita un satélite artificial, pero la respuesta fue negativa.En el ínterin, se desarrollaba una historia paralela en laURSS. También en este país habían convergido cerebros ytecnologías alemanas, pero los rusos se encontraron enventaja, ya sea porque durante la guerra habían empleadoextensamente misiles a propulsor sólido, o porque en épo-cas sucesivas, desarrollando bombas atómicas de grandesdimensiones y peso (al contrario de los americanos quehabían logrado producir artefactos más livianos y compac-tos), habían sido forzados a producir misiles balísticosintercontinentales más potentes. Nacían así, por obra de ungrupo de expertos, constituido por Friedrich TSANDER,Sergei KOROLEV, Mikhail TIKHONRAVOV, los transportado-res del tipo A. El 4 de octubre de 1957 uno de estos misiles,gigantescos con respecto a los americanos, puso en órbita alSputnik, el primer satélite artificial. Los EEUU dieron deinmediato carta blanca a VON BRAUN que, superando laenvidia y competencia internas en la burocracia militaramericana, logró poner en órbita alrededor de la Tierra,gracias a un Jupiter C, el primer y pequeño Explorer: era el31 de enero de 1958. La relación de potencia entre losprimeros misiles americanos y soviéticos era, en aquellos

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tiempos, de uno a diez. Sin embargo la carrera había apenascomenzado y los americanos superarían rápidamente ladesventaja que llevaban. La US Air Force desarrollaba, enefecto, los más potentes Atlas, Thor y Titan, mientras laURSS continuaba asombrando al mundo con el lanzamientode grandes astronaves tripuladas, del tipo Vostok, Voskhody Soyuz, por medio de transportadores cada vez más poten-tes del tipo A1 y A2. En 1965 hizo su aparición el Proton,aún más potente que los A2, que transportó al satélite sovié-tico homónimo. Mientras esto ocurría, VON BRAUN trabajabaen la realización del gigantesco Saturno V de tres secciones,que llevaría los primeros hombres a la Luna. En condicio-nes de operar en 1957, tenía una potencia de empuje totalde 3.500.000 kg, más del doble que el Proton soviético: lasupremacía, diez años después, pasaba a los americanos.Los soviéticos realizaron después lo que en Occidente sellama convencionalmente Supermisil G-2, aún más potenteque el Saturno, serviría de transporte para las grandes esta-ciones espaciales orbitales. Después desapareció la exigen-cia de realizar gigantescos misiles. En efecto, en los añosochenta, se abrió camino una nueva concepción de transpor-te espacial, la de la lanzadera o Space Shuttle. Se trata deun verdadero transbordador espacial reutilizable que sepone en órbita por medio de un cohete convencional. Lasestaciones orbitales del futuro, en lugar de ser lanzadas deuna sola vez con grandes supermisiles, serán montadas enórbita con los materiales transportados por esta nave. Elfuturo. Ya se ha hablado de las prometedoras perspectivasde desarrollo del cohete nuclear y del de iones. Sin embargoexisten otros tipos de propulsión hoy en estudio. Algunospueden parecer de cien cia ficción, como parecían por otraparte los estudios de TSIOLKOVSKY en el siglo XIX, pero nodebe excluirse que de ellos nazca el sistema de propulsiónde un lejano mañana. Una posibilidad muy sugestiva laconstituye el cohete de fotones. En su motor se generaría unhaz de fotones, después expulsado en cierta dirección. Losfotones, o quantos de luz, son las partículas portadoras de laradiación electromagnética. Tienen una masa realmentepequeña, pero son las partículas más veloces del Universo(300.000 km/s) y en ellas hay una cierta cantidad de movi-miento. La expulsión de un haz concentrado de fotones deun motor a cohete determinaría un contraempuje y, enlargos periodos, una aceleración del vehículo hasta altísi-mas velocidades. El problema, que no es fácil de resolver,es el de encontrar un método eficaz de conversión de lamateria en energía fotónica. El Sol podría ser la fuenteprimaria para dos tipos diferentes de propulsión solar enestudio: uno consiste en convertir su energía en calor ycalentar así un fluido de trabajo que sea expulsado bajoforma gaseosa y proporcione el empuje necesario; otroconsiste en aprovechar la presión de la radiación solar paraim pulsar a la astronave en una determinada dirección. Eneste último caso, más que de un motor a cohete es conve-niente hablar de vela solar: en efecto, el vehículo se despla-zaría, ni más ni menos como un nave a vela empujada por elviento. Se han diseñado vehículos de vela solar con superfi-cies de 1.000 m2, capaces de ir de un planeta a otro entiempos relativamente cortos (del orden de algunos meses).Uno de estos había sido diseñado para un "rendez-vous" conel cometa Halley, que se llevaría a cabo en 1986, pero se hasuspendido porque el sistema aún no ofrece suficientesgarantías y parecía arriesgado confiarle un paquete de ins-trumentos de altísimo valor, como el requerido para unanálisis desde sus cercanías de un cometa; de todos modosserá estudiado por la sonda Giotto de la ESA.

Colonias espaciales. Una evolución de las grandesEstaciones espaciales que están en órbita alrededor de laTierra, y que se proyecta construir antes que finalice estesiglo, son las colonias espaciales, que se habrán de construiren órbita terrestre, las cuales podrían convertirse en unarealidad en el siglo XXI Según Gerard O'NEILL, el diseñadormás famoso de estas estructuras, una típica colonia espacialpodría estar constituida por un inmenso tubo rectilíneo de 6km de diámetro y 25 km de longitud. Con el fin de crearuna gravedad artificial, el tubo se haría rotar alrededor delpropio eje longitudinal. La arquitectura de esta ciudadflotante en el espacio, que según O'NEIL podría albergar acentenares de miles de habitantes, es muy singular. Supon-gamos que se secciona el tubo con un plano normal a su ejelongitudinal: encontraremos tres valles (que reproducen unpaisaje montañoso terrestre, ricos en vegetación y salpica-dos de casas), separados por tres espacios vacíos en loscuales las paredes del tubo son transparentes de manera quepueda entrar la luz del Sol. En el interior del tubo se crearíauna atmósfera similar a la terrestre, comprendiendo inclusonubes y vapores. Un habitante de uno de los valles vería supropia franja de tierra extenderse a lo largo de todo el tubo;a ambos lados surgiría el paisaje espacial, y sobre su cabe-za, las otras dos franjas de tierra con los habitantes que allíse encuentran suspendidos con la cabeza hacia abajo. Unade las peculiaridades de esta colonia radicaría en que, le-vantándose en el aire hacia el centro del tubo, la gravedadartificial disminuiría y por lo tanto un hombre provisto deun simple par de alas lograría volar. O'NEIL asegura que enel siglo XXI dispondremos de la tecnología adecuada paraconstruir colonias espaciales de este tipo y que los materia-les necesarios podrían ser transportados desde la Luna haciala zona del espacio que se ha elegido. Otro proyecto decolonia espacial orbital ha sido puesto a punto en 1975 porun grupo de científicos, técnicos y economistas, bajo losauspicios de la NASA y de la Stanford University de Cali-fornia. Se trata de una estructura en forma de rueda, o"toro", con un diámetro de 1,5 km, que gira sobre su ejecentral para crear un estado de gravedad artificial. La luznecesaria para la vida de los "colonos" y para sus activida-des sería proporcionada por un enorme espejo circularfluctuante sobre la estructura, el cual haría converger losrayos del Sol hacia otros espejos que, a su vez, los reflejarí-an en el interior a través de amplios vitrales de 30 metros.Además de casas, fábricas, escuelas, hospitales, negocios,etc., la colonia dispondría de una gran instalación automáti-ca para el tratamiento de los minerales extraídos del suelolunar.

Color (índice de). Las estrellas nos parecen azules, blancas,amarillas o rojas, según su temperatura superficial: lasprimeras de esta escala de colores son las más calientes, ylas últimas las menos. Nuestro Sol, por ejemplo, es unaestrella amarilla (temperatura media superficial de 6.000°C). Se define como índice de color de una estrella la dife-rencia entre su Magnitud visual y la fotográfica. En generallas dos medidas no se corresponden porque, a paridad demagnitud, los diversos colores de las estrellas impresionande manera diferente la emulsión fotográfica. Para las azulesel índice de color es negativo, porque el ojo humano valorasu magnitud como inferior con respecto a la medida en laemulsión fotográfica. Para las rojas, por último, el índice decolor es positivo, porque el ojo humano da una medida desu magnitud superior a la de la emulsión.

COLLINS, Michael. Ha sido el piloto del módulo de mando,bautizado Columbia, de la astronave Apolo 11, con la cual

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fue llevada a cabo, por los americanos, el 20 de julio de1969, la conquista de la Luna. COLLINS se quedó esperandoen órbita lunar, mientras sus compañeros ARMSTRONG yALDRIN efectuaban el primer alunizaje sobre nuestro satélitenatural. COLLINS se había convertido en astronauta en 1963y antes participó en la misión Géminis 10. Como los otrosdos protagonistas de la histórica empresa, después de lamisión abandonó el cuerpo de astronautas, dedicándose a lahistoria de las misiones espaciales y convirtiéndose endirector del Museo Smithsoniano del Aire y del Espacio deWashington.

Coma. Es un tipo de →aberración óptica que afecta tanto alas lentes como a los espejos. Hace que una imagen punti-forme, por ejemplo una estrella que se encuentra en losbordes del campo visual, aparezca distorsionada como unafigura en forma de cometa, de donde precisamente provienela definición de coma.

Cometas. Los cometas han sido, desde la antigüedad, uno delos fenómenos astronómicos más estudiados a causa de suespectacularidad. En las crónicas de los pasados siglos,están descritos como astros imprevisibles que tienen elaspecto de una estrella crinada, es decir, de una estrellarodeada por una tenue nebulosidad o cabellera y seguida poruna cola más o menos larga y mutable. Hasta el siglo XVIIcientíficos y astrónomos discutieron largamente sobre suverdadera naturaleza. Para ARISTÓTELES, que también eneste sector representa la opinión dominante, los cometaseran fenómenos atmosféricos; para Séneca, aunque se tratade una voz aislada, eran astros similares a los planetas; paraGALILEO estaban causados por fenómenos de refracción.Será preciso esperar a HALLEY y a NEWTON, en la segundamitad del siglo XVII para tener la demostración de que loscometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manerasimilar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alarga-das En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólodesde 1950 a hoy ha sido posible precisar la física y laquímica de los cometas: se trata de conglomerados de hielocon diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad delSol, a causa del calor absorbido, subliman (la sublimaciónes el paso del estado sólido al gaseoso) liberando en elespacio grandes cantidades de gas, con el que se forman losespectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera yla cola. En la antiguedad, cuando la astronomía estaba muyestrechamente relacionada con la →astrología y otrascreencias mágicas, los cometas eran considerados comopresagio de acontecimientos excepcionales como la muertede gobernantes, el estallido de una guerra o el advenimientode pestes. Hoy, que la ciencia ha logrado liberarse comple-tamente del lastre de las supersticiones, que ha debidosoportar durante tan largo tiempo, los cometas tienen sobretodo un interés cosmogónico. En efecto, se considera laposibilidad de que sean los primeros conglomerados degases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millonesde años, en los bordes de la nebulosa primordial que dioorigen al Sol y a los planetas. Figurarían, por lo tanto, entrelos objetos más antiguos de nuestro sistema solar, y undirecto análisis suyo podría revelarnos muchos misterios,aún sin resolver, sobre los hechos que acompañaron elnacimiento de los planetas. Por este motivo, en los próxi-mos años, se prepara una ex ploración de aproximación alos cometas mediante sondas espaciales automáticas. Elcometa Halley, que pasará por el perihelio (punto de míni-ma distancia del Sol) el 9 de febrero de 1986, después deuna larga vuelta de 76 años alrededor del Sol, será explora-do por cuatro sondas: una europea bautizada Giotto, dos

soviéticas Venera-Halley, y una japonesa «Planet A" Estruc-tura y composición. Puede decirse que un cometa está com-puesto de cuatro partes. 1) El núcleo. Es una parte perma-nente del cometa compuesta, de lo que se recaba por lasobservacio nes indirectas desde tierra, predominantementede agua (H2O), metano (CH4), amoniaco (NH3) y dióxidode carbono (CO2), todos en estado de hielo. Mezclado conlos hielos se encontrarían abundantes granos de polvo condimensiones de una milésima de milímetro. Según el astró-nomo americano Fred WHIPPLE, que es el principal autor deeste modelo, un núcleo cometario puede definirse como unabola de nieve sucia. 2) La cabellera. Es una parte efímeradel cometa. Sólo aparece cuando el núcleo se aproxima alSol a menos de 5 UA, es decir, cuando ha traspasado laórbita de Júpiter y el calor solar es suficiente para iniciarlos procesos de liberación de gases. Entonces, de los com-ponentes fundamentales del núcleo, ya enumerados y tam-bién llamados moléculas madres, se separan miríadas deátomos y moléculas en estado gaseoso los cuales, reaccio-nando químicamente entre sí, dan vida a una atmósfera demoléculas hijas que rodean al núcleo carbono biatómico(C2), nitrógeno molecular (N2), radical oxidrilo (OH),radical amonio (NH), cianógeno (CN), etc. Estas partículas,en el vacío absoluto del espacio se alejan rápidamente delnúcleo, a velocidades cercanas a los 0,5 km/s, llevandoconsigo los diminutos granos de polvo englobados en la bolade nieve sucia y formando una cabellera que puede alcanzardimensio nes de un millón de kilómetros de diámetro. Lacabellera resplandece, sobre todo, por un fenómeno deexcitación luminosa de los átomos que la componen porparte de la radiación solar ultravioleta (fluorescencia), y deeste modo esconde y vuelve invisible al pequeño núcleo dehielos. 3) La cola Las mismas moléculas hijas de la cabelle-ra son atrapadas, en parte, por el Viento solar, un flujo departículas a gran velocidad (400 km/s) que fluyen de mane-ra continua desde la atmósfera del Sol y son ionizadas(privadas de los electrones) y arrastradas lejos de aquél.Esta es la razón por la cual las colas aparecen siempre endirección opuesta al Sol. A veces es posible distinguir, enun mismo cometa, una cola de composición preponderante-mente gaseosa o cola de plasma, recta y extendida como unabufanda al viento, y una cola de composición preponderan-temente polvorosa o cola de polvo, arqueada como la hojade una cimitarra. Estas últimas, constituidas por granossólidos liberados por el núcleo, no son arrastradas en direc-ción opuesta al Sol por el viento solar (que estando formadopor protones y electrones, no los habría llevado), sino por lapresión de la luz solar. Las colas de los cometas tienen unalongitud de varios millones de kilómetros 4) El halo. Es unainmensa envoltura de hidrógeno formada por la disociacióndel agua que cubre cada elemento del cometa núcleo, cabe-llera y cola, extendiéndose por millones y millones de kiló-metros Es visible desde la Tierra, porque emite preferente-mente rayos ultravioletas que son absorbidos por nuestraatmósfera. Ha sido descubierto en los años 70 por los satéli-tes artificiales lanzados con fines científicos. Orbitas: Con-trariamente a los planetas que tienen órbitas casi circulares,o elípticas con una pequeña excentricidad, y cuyos planosorbitales son casi coplanares, los cometas recorren órbitasmuy elípticas o incluso parabólicas e hiperbólicas y conplanos orbitales inclinados. Del estudio estadístico de lasórbitas cometarias, el astrónomo holandés Jan OORT formu-ló en 1950 la hipótesis, hoy comúnmente aceptada, que losnúcleos de los cometas son recogidos en una cáscara esféri-ca de 2,4 AL de diámetro, que, como un enorme capullo,envuelve a nuestro sistema solar. De aquí, a causa del pasode alguna estrella próxima, algunos núcleos serían impulsa-

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dos, de tanto en tanto, en dirección al Sol, hacia el cual sedesplazarían viajando durante centenares de miles de años.Llegados a la proximidad de los planetas, los núcleos expe-rimentarían la influencia gravitacional de los gigantes Júpi-ter y Saturno y sus órbitas serían transformadas. De estamanera se formarían cometas de corto periodo, caracteriza-dos por periodos orbitales inferiores a 200 años, y cometasde largo periodo, con periodos orbitales superiores a 200años. Sin embargo, no todos los cometas provenientes de lanube de Oort se convierten necesariamente en cometasperiódicos: algunos pueden salir del sistema solar y perder-se para siempre en los espacios exteriores. Número y visibi-lidad. A partir del momento en que se tienen noticias histó-ricas hasta 1982, los cometas observados son poco más de1.000. Alrededor del 30 % de estas apariciones se refiere,sin embargo, a los retornos de cometas periódicos como elHalley. Los cometas descubiertos por primera vez en todoeste tiempo son, por lo tanto, poco más de 700. Las estadís-ticas dicen que, de los 1.000 cometas aparecidos hastaahora, uno cada tres años es visible a simple vista, pero sólouno cada 10 años alcanza luminosidad tal como para impo-nerse a la atención de todos los terrestres. Entre los cometasmás espectaculares de los últimos años recordemos el Ikeya-Seky de 1965 y el Bennet de 1970. Desde ahora se prevéque el próximo acercamiento del Halley en 1986, no serámuy favorable para la observación. Al contrario de lo suce-dido en 1910, el cometa podrá ser visto con dificultad desdelas latitudes europeas. En cambio será mucho más fácil suobservación desde el hemisferio Sur. Nomenclatura. Loscometas nuevos toman el nombre de sus descubridores, porlo general los primeros tres que demuestran haberlo avista-do. En las efemérides astronómicas también se indican conuna sigla provisional, formada por el año del descubrimien-to seguido de una letra que indica el orden del descubri-miento (por ejemplo el Bennet tenía 1969 i); o bien unasigla definitiva formada por el año del paso por el perihelioseguido de un número romano que indica el orden del pasopor el perihelio (por ejemplo: la sigla definitiva del Bennetse convirtió en 1970 II, porque fue el segundo cometa quepasó por el perihelio aquel año). Los descubridores decometas son, mayoritariamente, astrónomos aficionados querastrean cada noche el cielo a la búsqueda de nuevos come-tas. Entre los más famosos de nuestros tiempos están losjapone ses Tsutomu Seki y Minoru Honda, y el australianoJames BRADFIELD. Habitualmente están en contacto con unaorganización internacional, la Oficina de Telegramas de laInternational Astronomical Union, que tiene como funciónrecibir las indicaciones de un descubrimiento y verificarlo.Corresponderá pues a esta organización, una vez verificadoel descubrimiento, darle el nombre al nuevo cometa. Loscometas periódicos redescubiertos en un nuevo retorno,como el Halley, que ha sido nuevamente avistado mientrasse acercaba al Sol el 16 de octubre de 1982 antes de su pasopor el perihelio el 2 de febrero de 1986, obviamente conser-van el nombre de su primer descubridor. A este propósitorecordemos que el Halley fue el primer cometa del que secomprobó su periodicidad. La previsión fue formulada en1682 por el célebre astrónomo inglés quien, estudiando lasórbitas de antiguos cometas, se dio cuenta de que algunas seasemejaban y podían ser interpretadas como los sucesivospasos del mismo objeto celeste. Él previó el retorno deaquél para 1758. HALLEY murió en 1742 y su profecía secumplió puntualmente, el 25 de diciembre de 1758, cuandoel mismo cometa apareció en el cielo. En este caso, aunqueHALLEY no es el descubridor material, el cometa lleva igual-mente su nombre en honor de su gran contribución alestudio de estos astros.

Comsat (satélites). Sigla de la Communications SatelliteCorporation, una sociedad americana fundada en 1963 parala gestión comercial de los satélites de telecomunicacionesEntre estos, debe destacarse la famosa serie de los Intelsat:los satélites de telecomunicaciones internacionales queproporcionan conexiones comerciales a todos los países delmundo que lo requieren. Comsat es también una formaabreviada para indicar un satélite genérico de telecomunica-ciones.

Condritos. Constituyen el tipo de meteoritos más abundantescaídos en la Tierra y recuperados por los estudiosos. Paradar una referencia cuantitativa, bastará decir que poco másdel 90 % de los meteoritos en contrados son de tipo pétreo olitoideo y que, de estos, más del 90 % pertenece a la clasede los condritos. Se llaman así por la presencia, en el inter-ior del fragmento meteorítico, de pequeñas inclusionesesferoidales con un diámetro medio de un milímetro, llama-das cóndrulos, que están formados por minerales comoolivinos y piroxenos.

Cónica. Es una curva que se obtiene cortando un cono con unplano que no pasa por su vértice. El resultado consiste encuatro tipos de curvas o cónicas: el círculo, la elipse, laparábola y la hipérbole. Cualquier cuerpo que se mueva enel espacio bajo la influencia de la gravedad, recorre, comose ha demostrado analíticamente por medio de la ley degravitación universal de NEWTON, una trayectoria que tienela forma de una cónica.

Conjunción. Es un término adoptado para indicar la posiciónrelativa entre dos o más cuerpos celestes. Un planeta se diceen conjunción con una estrella cuando pasa delante de éstaen la inmediata aproximación. Naturalmente se trata de unefecto de perspectiva, puesto que las estrellas están muchomás distantes que los planetas del sistema solar con respec-to a la Tierra; y, sin embargo, el observador terrestre puedever los dos cuerpos superpuestos o el uno al lado del otro.Los planetas cuya órbita es interior con respecto a la de laTierra (Mercurio y Venus), pueden estar en conjuncióninferior cuando se encuentran entre el Sol y la Tierra, o enconjunción superior cuando se encuentran al otro lado delSol con respecto a la Tierra. En cambio, los planetas cuyasórbitas son externas con respecto a la de la Tierra (Marte,Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón), pueden encon-trarse, obviamente, sólo en conjunción superior. Cuando, enel caso de conjunción inferior, un planeta como Mercurio oVenus está perfectamente ali neado con el Sol y con laTierra, podemos verlo pasar como un pequeño punto negrosobre el disco del Sol. Este hecho se define tránsito. Y así,cuando cualquier planeta en conjunción superior se encuen-tra exactamente alineado con el Sol y con la Tierra, quieredecir que está escondido detrás del disco del Sol. El términoconjunción no significa, sin embargo, que necesariamente laTierra, el Sol y el planeta en cuestión deban estar exacta-mente alineados, sino que ocupan aproximadamente el tipode configura ción descrita. Recordemos que los planosorbitales de los planetas están ligeramente desfasados eluno con respecto al otro.

Conmensurabilidad. Dos períodos orbitales, cuya relaciónes igual a un número entero pequeño, son definidos comen-surables o en resonancia. Por lo tanto, la comensurabilidades una relación particular entre los períodos orbitales de doso más cuerpos celestes. Las consecuencias dinámicas que semanifiestan entre dos cuerpos con períodos orbitales con-

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mensurables son en realidad notables: de hecho llegarán aocupar periódicamente la misma posición relativa a lo largode sus propias órbitas, influyéndose recíprocamente desdeel punto de vista gravitacional. Situaciones de este tipo sehan encontrado en el cinturón de los Asteroides, dondetodos aquellos cuerpos que tenían períodos orbitales con-mensurables con Júpiter han sido expulsados, dando lugar avacíos llamados "lagunas de Kirkwood" por el nombre delastrónomo que las estudió. También la división de Cassini(→Cassini, división de) se debe a efectos de conmensura-bilidad entre las partículas que componen los anillos y elplaneta.

Constante solar. Es la cantidad de energía que una unidadde superficie colocada más allá de nuestra atmósfera recibedel Sol. El valor medio de la constante solar es de 2 caloríasal minuto por cm2 y equivale aproximadamente a 1,3 kilo-watios. La constante solar varía en algunos puntos un tantopor ciento, según el desarrollo de la actividad solar. Paramayor precisión →Sol.

Constelaciones. Son grupos de estrellas que no tienennecesariamente vínculos físicos o de proximidad y que sonconsideradas en conjunto para facilitar su reconocimiento.Desde la antiguedad, los pueblos orientales, los griegos, loslatinos, etc., atribuyeron a cada constelación semblanzashumanas o animales. Así tenemos la Osa Mayor, la OsaMenor, Hércules, Andrómeda, los Lebreles, etc. Se trata defiguras que no son completamente abstractas, pero quepueden lograrse, con un poco de imaginación, uniendoidealmente por medio de segmentos, las estrellas que for-man parte de la constelación. El primero en agrupar orgáni-camente las estrellas en las constelaciones fue el astrónomoClaudio TOLOMEO (90-168 d. J.C. aproximadamente) en suobra, el "Almagesto". Otros hombres famosos por clasificarconstelaciones han sido: Johann Bayer (1572-1625), Johan-nes Hevelius (1611-1687), Nicolas de la Caille (1713-1762)y Jerome de La Lande (1732-1807). En el siglo XX, entre1922 y 1928, todo este material fue ordenado por la UniónAstronómica Internacional (IAU), que ha subdividido atodas las estrellas de la esfera celeste en 88 constelaciones,estableciendo nombres y límites. Las denominaciones co-rresponden, en parte, a las definidas en la antiguedad. Enlas publicaciones científicas se ha convenido citar siempreel nombre latino en el nominativo o bien en el genitivo. Así,por ejemplo, se dirá que Sirio, la estrella más luminosa delcielo, se encuentra en la constelación del Canis Major (CanMayor) o bien, dado que por convención la estrella másluminosa de cada constelación se indica con la primera letradel alfabeto griego, se hará referencia a ella como a "αCanis Majoris" (α del Can Mayor). A causa del movimientode revolución de la Tierra alrededor del Sol, la posición delas constelaciones cambia ligeramente de noche en noche:por consiguiente, en lo que respecta a cada lugar de laTierra, existen constelaciones que son típicas de cada esta-ción. En la tabla de la página 263 se encuentran las defini-ciones en latín y en castellano de las 88 constelaciones; a lavez se proporcionan datos sumarios de la etimología de sunombre y de los objetos notables (estrellas, nebulosas, etc.)contenidos en cada una de ellas.

Coordenadas celestes. Así como la posición de un puntosobre la esfera terrestre puede determinarse por dos coorde-nadas, la "latitud" (o distancia angular del Ecuador) y la"longitud" (o distancia angular desde el meridiano de refe-rencia o de Greenwich), también la posición de un astro

puede determinarse por un par de coordenadas sobre laesfera celeste. Esta es la esfera ideal en la cual el observa-dor se imagina estén colocados los cuerpos celestes. Lossistemas más utilizados de coordenadas celestes son dos: 1)Sistema de coordenadas ecuatoriales. Para describir estesistema imaginemos la esfera celeste con la Tierra en elcentro. La proyección del Ecuador terrestre sobre ella tomael nombre de "ecuador celeste"; los polos Norte y Sur de laTierra, proyectados sobre la esfera celeste, toman el nombrede "polos celestes"; la proyección de la órbita de la Tierraalrededor del Sol toma el nombre de eclíptica (que coincide,obviamente, con la trayectoria aparente que el Sol realiza enun año sobre el paisaje de las constelaciones). El punto decruce de la eclíptica con el Ecuador celeste es llamado"Equinoccio de primavera" o "primer punto de Aries" ycorresponde al punto en el que se encuentra el Sol a co-mienzos de la primavera. El círculo máximo que pasa poreste punto y por los polos celestes Norte y Sur es tomadocomo círculo horario de referencia (como el meridiano deGreenwich en la Tierra). Definidos estos elementos dereferencia, las dos coordenadas del sistema ecuatorial son:la ascensión recta o "¡", que es la distancia angular entre elcírculo horario que pasa por el astro y el círculo horario dereferencia, y que se mide en horas, minutos y segundos ensentido horario (corresponde a la longitud terrestre), ladeclinación o "¡", es decir la distancia angular de un astrocon respecto al ecuador celeste. Esta es positiva para losastros al Norte del ecuador y negativa para los del Sur(corresponde a la latitud terrestre). En todos los catálogosestelares las posiciones de las estrellas se definen con estesistema de coordenadas que, prescindiendo de las mutacio-nes seculares debidas al movimiento propio de las estrellasy a las oscilaciones del eje terrestre, no varían en cortosplazos de tiempo. Sin embargo, para tener en cuenta lasvariaciones seculares de las coordenadas, los catálogosestelares también indican la época de las coordenadas. 2)Sistema horizontal. De comprensión más inmediata para unobservador terrestre, es este sistema el que proporciona lascoordenadas instantáneas de un astro. Sus puntos de refe-rencia son: el círculo máximo que coincide con el Horizontedel lugar de observación y que pasa por el Norte y el Sur ypor el Cenit, llamado meridiano celeste. Fijadas las referen-cias, las coordenadas del sistema horizontal son: la altura h,que es la distancia angular de una estrela sobre el horizonte(en la comparación con las coordenadas terrestres, corres-ponde a la latitud) y que se mide de 0.º a 90.º, el acimut,que es la distancia entre el círculo vertical que pasa por laestrella y el meridiano celeste. Habitualmente se mide de0.º a 360.º a partir del Norte en sentido horario. En estesistema, a causa de la rotación de la Tierra, las coordenadasno determinan permanentemente la posición de una estrella,como en el sistema precedente, sino que sólo se refieren ala posición que ocupa en un instante de tiempo determina-do.

COPÉRNICO, Nikolaus. 1473-1543 Astrónomo polaco a quiense debe la formulación de la teoría heliocéntrica, es decir elhaber desplazado el centro del Universo desde la Tierra alSol, encaminando esa revolución que, en el término de dossiglos, a través de la contribución de GALILEO, KEPLER yNEWTON, conducirá a una renovación total de las bases dela astronomía. La centralidad del Sol no es una idea originalde COPÉRNICO, ya fue adelantada por los antiguos filósofosgriegos desde el siglo III a. J. C. En la antiguedad, el másimportante sostenedor de un sistema heliocéntrico del Uni-verso fue ARISTARCO de Samos quien, tomando las concep-ciones de Heraclides del Ponto, afirmó que todos los plane-

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tas, comprendida la Tierra, giran alrededor del Sol. En laépoca de COPÉRNICO aún imperaba el sistema de ClaudioTOLOMEO quien negaba a la Tierra cualquier movimiento,tanto de revolución como de rotación alrededor de su propioeje, y la ponía en el centro de las rotaciones realizadas porlos planetas y el Sol a su alrededor. Para explicar el movi-miento de las estrellas, TOLOMEO las imaginaba fijas a unaesfera celeste que también estaba animada de un movimien-to rotatorio. El sistema tolomeico estaba complicado conotros mecanismos. Por ejemplo, para explicar el estaciona-miento y el movimiento retrógado de los planetas en deter-minados períodos del año, el astrónomo griego debió atri-buir a cada planeta dos movimientos: uno circular (epiciclo)alrededor de un punto; el otro, desde este punto sobre unaórbita circular, pero excéntrica, con respecto a la Tierrainmóvil (excéntrico). COPÉRNICO se dió cuenta que el mo-vimiento de los astros es una mera apariencia: en su obramás importante "De revolutionibus orbium coelestium",publicada en el año de su muerte, dice: " cuando un barconavega sin sacudidas, los viajeros ven moverse, a imagen desu movimiento, todas las cosas que les son externas y, a lainversa, creen estar inmóviles con todo lo que está conellos. Ahora, en lo referente al movimiento de la Tierra, demanera totalmente similar, se cree que es todo el Universoíntegro el que se mueve alrededor de ella " COPÉRNICO,contra lo que pueda pensarse, fue inducido a abandonar elsistema tolomeico, porque se dio cuenta que los resultadosde sus observaciones astronómicas diferían de las posicio-nes de los astros calculadas según aquél sistema. Por lotanto, desplazó el origen de las rotaciones del centro de laTierra al centro del Sol, sin renunciar sin embargo a losmovimientos circulares. Pero aún acercándose de esta ma-nera a la realidad, no logró encontrar la razón de los movi-mientos aparentes de los astros, por lo cual tuvo que recu-rrir a los epiciclos. Será mérito de KEPLER, algunos añosmás tarde, intuir la forma elíptica de las órbitas y archivarpara siempre los complicados esquemas epicicloidales. Labiografía de COPÉRNICO presenta muchas lagunas e incerti-dumbres, a partir de su nacionalidad que, según algunosestudiosos, no es polaca sino alemana. Nace probablementeen 1473 en la ciudad libre de Thorn, entonces en territoriopolaco, y después de haber realizado los estudios en launiversidad de Cracovia, fue a perfeccionarse a Italia, dondese quedó durante ocho años, entre 1496 y 1503, frecuentan-do los ateneos de Bolonia, Roma, Padua, y Ferrara. Típicoexponente de la cultura del renacimiento, se interesó enmuchas disciplinas: medicina, teología, derecho canónico yastronomía. Conocía perfectamente el latín y el griego yestudió a los clásicos directamente en las fuentes. En Bolo-nia realizó observaciones astronómicas junto con D.M.Novara, titular de aquella cátedra de astronomía. En 1505volvió a su patria donde obtuvo una canonjía en Frauem-burg. Algunos años más tarde heredó bienes de su tío obis-po y se aseguró una vida desahogada. Durante veinte años,desde 1509 a 1529, COPÉRNICO acumuló observacionesastronómicas y medidas para confirmar su teoría heliocén-trica. En 1533 circulaba un resumen de ésta con el título"Commentariolus", que llegó a las manos del Papa Clemen-te VII. Recibió, por parte de varios estudiosos, exhortacio-nes y estímulos para publicar su obra completa en seislibros y, después de muchas resistencias, se decidió a con-fiar el manuscrito a su amigo Tiedmann Giese, obispo deKulm, que encargó al pastor luterano Andre Osiander reali-zar la impresión en Nuremberg. Este, temiendo el impactode la nueva doctrina sobre la cultura de la época, escribiópor iniciativa propia un prefacio a la obra en el que advertíaal lector que las ideas del autor debían considerarse puras

hipótesis, no necesariamente verdaderas y ni siquiera vero-símiles. COPÉRNICO no leyó este prefacio, ahorrándose asíuna aflicción más; el libro fue publicado poco después de sumuerte el 24 de mayo de 1543. El "De revolutionibus" seconvertirá en el punto de partida sobre el que GalileoGALILEI basará su batalla para la reforma de la astronomía.

Copérnico (satélite). Es el nombre de un satélite artificial,el tercero de la serie OAO (Orbiting Astronomical Observa-tory), que ha llevado al espacio un telescopio reflector de 80cm de diámetro para estudiar objetos estelares y moléculasinterestelares con luz ultravioleta. Estas radiaciones, comoes sabido, son absorbidas por la atmósfera terrestre y resultapor lo tanto necesario situarse por encima de ella paraexaminarlas. El "Copérnico", lanzado en 1972, ha permitidodeterminar, con mayor precisión de cuanto es posible hacer-lo desde la Tierra, la energía emitida por los objetos celes-tes en las frecuencias más altas del espectro. Entre otrascosas, descubrió en 1978 el objeto celeste V 861 Scorpii.

Coriolis (fuerzas de). Son fuerzas aparentes, responsablesde la desviación de la trayectoria de un cuerpo que se mue-ve sobre una superficie que rota. En la Tierra, por ejemplo,la trayectoria de un objeto, como un hipotético proyectildisparado desde el Ecuador hacia el polo Norte, en lugar deir en línea recta, se desvía hacia el Este. Obviamente, si latrayectoria va desde el Ecuador hacia el polo Sur, la fuerzade Coriolis impulsa al cuerpo en dirección Oeste. Estefenómeno es debido al hecho de que la velocidad de rota-ción, con la que está animado un cuerpo en el Ecuador, esmayor que la que posee el propio cuerpo en proximidad delos polos. Las fuerzas de Coriolis tienen una notable impor-tancia en la circulación atmosférica y deben tenerse enconsideración en los cálculos sobre el movimiento de losmisiles. Su nombre se debe al físico francés Gaspard Gus-tave de Coriolis (1792-1843) que fue el primero enestudiarlas. Junto con Poncelet, Coriolis fue uno de loscientíficos que más contribuyeron en aquella rama de lamecánica racional hacia los estudios prácticos, de la queseguidamente nace la mecánica aplicada.

Corona solar. Es la parte más exterior de la etmósfera solar,constituida por gases a altísimas temperaturas, alrededor de2 millones de grados. Se extiende desde unos 16.000 kmsobre la Fotosfera (la superficie visible del Sol) hasta unoscuantos millones de km más arriba. Se trata de una verda-dera atmósfera rehirviente, que se extiende en direcciónradial dando vida a ese flujo de partículas, llamado Vientosolar, que inunda todo espacio interplanetario. La corona sehace visible a simple vista durante los eclipses totales deSol, apareciendo como una sugestiva luminosidad de colorblanco-perla alrededor del disco del Sol oculto por la Luna(→Sol).

Coronógrafo. Es un instrumento que sirve para el estudio dela Corona solar, incluso cuando no hay eclipse de Sol. Encondiciones normales, la luz emanada del disco solar es talcomo para sobrepasar la tenue luminosidad de la corona ypara impedir su observación tanto a simple vista como coninstrumentos ópticos. Está constituido por un pequeño discollamado "disco de ocultación", situado en el interior deltelescopio, que intercepta la imagen del Sol ocultándola. Enla práctica, el instrumento no hace otra cosa que producir uneclipse artificial, haciendo visible la corona. Por lo tanto elastrónomo puede observarla directamente, o bien fotogra-

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fiarla. El coronógrafo fue inventado en 1930 por el científi-co francés, Bernard Lyot (1897-1952).

Cósmicos (rayos). Son partículas atómicas que llegan a laTierra desde el espacio y cuyo origen, aunque aún no estáperfectamente determinado, puede encontrarse en la activi-dad de las estrellas y de objetos de tipo estelar. Alrededordel 90 % de los rayos cósmicos están formados por núcleosde hidrógeno, es decir de protones; un 90 por lO0 de nú-cleos de helio, o bien de partículas "¡" (→Alfa, particulas),como se suelen llamar los núcleos de helio; y apenas un 1 %de núcleos de otros elementos. Flujos de electrones libres,con alta energía, mezclados con ese tipo de partículas, sonclasificados también como rayos cósmicos. Sus característi-cas principales son: las altas velocidades a las que viajan enel espacio cercanas a las de la luz, y la alta energía de lacual están dotados. La energía de una partícula se mide enmúltiplos o submúltiplos del electronvoltio (eV). El eV esla energía de la que está dotado un electrón cuando es ace-lerado por un potencial eléctrico de un voltio. Para tener untérmino de comparación, decimos que la energía de lasmoléculas de aire a temperaturas normales es de 0,1 eV,mientras la energía de los rayos X de un equipo médico esde 10.000 eV. Los grandes aceleradores de partículas utili-zados por los físicos para romper los componentes del áto-mo, alcanzan energías de 100 mil millones de eV. Los rayoscósmicos pueden alcanzar energías máximas de 10 trillonesde eV (1919 eV). En lo que respecta al origen de los rayoscósmicos, una parte de ellos es seguramente emitida por elSol y se caracteriza por la baja energía. Su emisión, ade-más, está sujeta al ciclo de once años de la actividad solar(→Sol). Los flujos más imponentes de rayos cósmicosprovienen en cambio de las profundidades del espacio yparece que la alta energía de la que están dotados la adquie-ren durante acontecimientos como la explosión de superno-vas. En las fases que acompañan a estos hechos catastrófi-cos, las partículas son aceleradas por fuertes campos eléc-tricos y son lanzados al espacio circunstante. Tratándose departículas eléctricamente cargadas, los rayos cósmicos sondesviados por campos magnéticos generados por los diferen-tes cuerpos celestes. A veces permanecen interpolados entales campos magnéticos y, moviéndose en espiral a travésde ellos, generan emisiones electromagnéticas. Otras vecesla energía de la que están dotados es tal como para hacerloshuir de los potentes campos magnéticos estelares o galácti-cos, haciéndoles atravesar inmensas regiones espaciales.Los rayos cósmicos que llegan a la proximidad de la Tierratambién son desviados del campo magnético terrestre y sedirigen preferentemente hacia las regiones polares. Estosrayos cósmicos, llamados "primarios", no llegan habitual-mente a la superficie terrestre, sino que chocan contra lasmoléculas de la alta atmósfera, disociándolas y generandouna cascada de partículas llamadas radiación cósmica "se-cundaria", que llega a la superficie terrestre y puede captar-se y estudiarse con instrumentos. El estudio de la radiación"primaria" se realiza, en cambio, por medio de globos sondalanzados a gran altura y por los satélites artificiales. Losrayos cósmicos tienen una notable influencia sobre lascélulas vivas: producen mutaciones en la materia genética,hasta el punto de pensar que tienen un papel fundamentalen los procesos evolutivos de las especies. Algunos estudio-sos comparten la hipótesis que las grandes extincionesocurridas sobre la Tierra entre el Cretáceo y el Terciario,hace unos 65 millones de años, fueron causada por la explo-sión de una supernova cercana que lanzó hacia la Tierra unflujo mortífero de rayos cósmicos. A este acontecimientopodría deberse la desaparición de los dinosaurios que tantas

teorías ha suscitado y que, sin embargo, aún permaneceenvuelta en el misterio.

Cosmogonía. Es la rama de la Astronomia que estudia elorigen y evolución de los grandes sistemas como las Ga-laxias los Cúmulos estelares, etc., con el fin de determinarla edad del Universo. Se diferencia de la Cosmologia, aun-que luego converge en ella, porque esta segunda disciplinase ocupa del origen y evolución del Universo consideradoen su totalidad. Las principales teorías sobre el nacimientode nuestro Universo y sobre su futuro, hasta la estructuraque hoy conocemos, son tratados por la Cosmologia.

Cosmología. Es la ciencia que estudia la historia y laestructura del Universo en su totalidad. El nacimiento de lacosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipóte-sis que las estrellas de la Vía Láctea (la franja de luz blancavisible en las noches serenas de un extremo a otro de labóveda celeste), pertenecen a un sistema estelar de formadiscoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otroscuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemasestelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos. Estasconsideraciones, desarrolladas por los científicos del sigloXVIII como Thomas Wright de Durham (1711-1786), JohannLambert (1728-1777) y Emmanuel KANT (1742-1804),junto con las determinaciones de las paralajes estelares, ypor lo tanto de las distancias de las estrellas a nosotros,ampliaron enormemente los confines del Universo, que lascosmologías clásicas y medievales habían limitado a nuestrosistema solar. Correspondió al gran astrónomo Sir WilliamHERSCHEL (1738-1822) demostrar, a través de cálculosestelares, que la hipótesis de los cosmólogos más importan-tes del siglo XVII eran correctas. Alrededor de un siglodespués, otro gran avance a la comprensión de nuestrasituación en la Galaxia fue aportado por el astrónomo Har-low Sharpley quien, en 1918, pudo calcular que el Sol noocupa una posición central, sino periférica. Sólo haciamediados del siglo XX, en cambio, se han tenido las pruebasde que nuestra Galaxia tiene forma de espiral y que, unobservador externo, la vería como se nos aparece a nosotrosla nebulosa de Andrómeda. Un capítulo nuevo de la cosmo-logía se abre a comienzos de este siglo con la formulaciónpor parte de EINSTEIN (1879-1955) de la teoría general de larelatividad. Aplicando las ecuaciones de campo einstenia-nas, el físico Alexander Friedmann demostró que la materiadel Universo debía encontrarse en un estado de expansión ode contracción. Pocos años después, en 1929, el astrónomoEdwin HUBBLE descubrió un fenómeno que algunos cosmo-lógos interpretaron como una confirmación a la hipótesis deFriedmann. En efecto, HUBBLE, midiendo los desplazamien-tos hacia el rojo de lejanas galaxias, debido al efecto Dop-pler, se dió cuenta que éstos eran proporcionales a la dis-tancia del objeto observado, de lo cual dedujo que las ga-laxias se alejan tanto más rápidamente cuanto mayor es sudistancia. Si la materia del Universo está en rápida expan-sión, en el pasado debía estar concentrada en un espaciomuy restringido. De este tipo de consideraciones ha nacidola cosmología del Big-Bang, que hoy representa la teoría delnacimiento y de la evolución del Universo más acreditada.Según ella, en una época que se sitúa entre hace 15 y 20 milmillones de años (tiempo calculado en base al porcentaje deexpansión de las galaxias) tuvo lugar una gran explosión deenergía, a partir de la cual la materia en formación y evolu-ción fue lanzada en todas direcciones. El descubrimiento deuna Radiación cósmica de fondo, a 2,7º Kelvin, que repre-sentaría la "ceniza" de la gran explosión primordial, esinterpretada como una confirmación de este teoría, mientras

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ha sido prácticamente abandonada otra teoría formulada enlos años 40, llamada del Estado estacionario, según la cualel Universo siempre ha existido y siempre existirá.

Cosmos (satélites). Numerosa serie de satélites soviéticos,aún en pleno desarrollo, dedicados a los fines más variados:geofísica, reconocimiento de los recursos terrestres, usosmilitares entre los cuales se halla la intercepción y destruc-ción de otros satélites en órbita, comunicaciones, meteoro-logía y estudio de la atmósfera, biología, etcétera. El "Cos-mos 1" fue lanzado el 16 de marzo de 1962 y después si-guieron centenares de satélites de la misma serie. Algunos,a causa de desperfectos, han caído a tierra causando granpreocupación y alarma, ya que su dispositivo energético estáconstituído por una batería atómica. Un "Cosmos" típicoconsiste en un cilindro de 1 m de diámetro y 2 m de alto conun peso aproximado de 500 kg.

Cráteres. Son depresiones de forma circular o elíptica en lacostra sólida de los planetas, causadas por el impacto decuerpos celestes como los Asteroides, los Cometas y losMeteoritos. Todos los cuerpos del sistema solar caracteriza-dos por una costra sólida (los planetas Mercurio, Venus,Tierra, Marte y muchos satélites naturales de éstos), hansido intensamente bombardeados por los cuerpos menciona-dos en las primeras fases de formación del sistema solar. Enaquella época, alrededor de cuatro mil millones de añosatrás, el espacio alrededor del Sol estaba lleno de detritosde diversos tamaños y consistencia, representando el resi-duo de los procesos de condensación de la nebulosa solarprimordial. Atraidos por las fuerzas de gravedad de loscuerpos más grandes neo-formados, estos residuos se preci-pitaban con violencia sobre ellos excavando los cráteres.Los proyectiles más grandes lograban romper la costra,enfriada y consolidada desde hacía poco tiempo, provocandola salida de la lava subyacente; los más pequeños se limita-ban a excavar modestas depresiones. En épocas sucesivas elbombardeo mermó, pero hoy todavía es posible que frag-mentos residuales provoquen cráteres. En todos los cuerposcelestes carentes de una atmósfera consistente y de procesosgeológicos activos, los signos de los cráteres han quedadoinmutables aún cuando han transcurrido miles de millonesde años. En la Tierra y en los otros planetas dotados de unarica atmósfera y geológicamente activos, el complejo defenómenos dinámicos ha erosionado y borrado la mayorparte de estas antiguas cicatrices. Los pocos cráteres de losque aún quedan trazas sobre la Tierra se estudian con granatención desde mediados del siglo XX. Un balance realizadoa finales de los años 70 ha llevado a su subdivisión en tresgrupos: 1) Cráteres probados, con fragmentos de meteoritos.Se trata de 13 estructuras de pequeñas dimensiones (máxi-mo 1.200 m de diámetro) y de joven edad geológica (de dosmillones de años a esta parte). El más famoso de ellos es elBarringer Crater de Arizona, una cavidad de 1.200 m dediámetro, 180 m de profundidad y con un borde levantadoalrededor de 40 m con respecto al suelo circundante. Seencuentra entre las ciudades de Winslow y Flagstaff, en undesierto cuyo substrato está compuesto de elementos calcá-reos y arenosos. Fue producido algunos miles de años atráspor un meteorito metálico de 300 m de diámetro y algunosmillones de toneladas de peso. El cuerpo principal de estefragmento cósmico se pulverizó a causa de la tremendaenergía producida por el impacto, dejando sin embargonumerosos fragmentos esparcidos debajo y alrededor delcráter. La formación más reciente de este grupo de crátereses la de Sikhote-Alin, en Siberia; está constituida por 122pequeñas cavidades producidas por un meteorito fragmen-

tado en infinidad de partes y caído el 12 de febrero de 1947.2) Cráteres probables, sin fragmentos de meteoritos, pero enel que hay variedades de cuarzo que se generan como con-secuencia de altas temperaturas y presiones causadas porviolentos impactos. A este grupo pertenecen 78 cráteres degrandes dimensioes, de 1 a 140 km de diámetro, y de edadmuy variada. Los más antiguos se remontan a dos mil mi-llones de años y se encuentra en Vredefort, Sudáfrica, y enSadbury Canadá Ambos tienen un diámetio de 140 km y soncomparables a los cráteres más grandes de la Luna. 3)Cráteres posibles, carentes de fragmentos meteóricos, así,como también de minerales que demuestren un impacto,pero presentando una estructura geológica simlar a la de uncráter de impacto. Este grupo comprende 50 estructuras dehasta 50 km de diámetro y de diversas edades. El másantiguo se encuentra en Canadá, próximo al lago Quebec.La distribución sobre el mapa geográfico de los principalescráteres terrestres hasta ahora determlnados muestra suconcentración en el hemisferio Norte. Desde el momento enque no hay ninguna razón preferencial por la cual losimpactos deban haber afectado a este hemisferio, seconsidera que el fenómeno es atribuible a que lasinvestigaciones se han desarrollado con preferencia en loscontinentes norteamericano y europeo.

Crepúsculo. El crepúsculo genéricamente entendido es esaclaridad que precede la salida del Sol o sigue a su puesta.En cambio, se define como crepúsculo astronómico eseintervalo de tiempo que el Sol, antes de salir, emplea enpasar de la posición de 18° por debajo de la línea del hori-zonte a la propia línea del horizonte; o el intervalo de tiem-po que el Sol, después de la puesta, emplea en pasar de lalínea del horizonte a la posición de 18 por debajo de esalínea. Así como la inclinación del Sol varía con las estacio-nes y con la latitud, también la duración del crepúsculoastronómico varía. Los almanaques astronómicos propor-cionan las tablas para calcular la duración que es indispen-sable para conocer cuando se deben efectuar las observacio-nes astronómicas: inmediatamente después del ocaso o pocoantes de la salida del Sol. Efectivamente, el cielo está com-pletamente oscuro y todas las estrellas son perfectamentevisibles (sin contar con nieblas y nubes) sólo cuando el Solestá 180 por debajo del horizonte.

Crimea (observatorio astrofísico de). Es uno de losobservatorios soviéticos más importantes, situado en Simfe-ropol, en la península de Crimea, a una altura de 560 m. Suprincipal instrumento consiste en un reflector de 2,60 m dediámetro. También está dotado de un radiotelescopio tipoRT-22 con una gran antena parabólica de 22 m de diámetro.

Cromosfera. Es una capa de aproximadamente 16.000 kmque se extiende por encima de la superficie visible del Sol,o Fotosfera, y está limitada superiormente por la atmósferasolar, o Corona. No se puede ver en condiciones normales acausa de la débil luz que emite y sólo se evidencia durantelos eclipses de Sol, o bien con un instrumento apropiadollamado Coronógrafo. Las temperaturas de la cromosferavarían aproximadamente desde 6.000 °C, en el punto en quelimita con la subyacente fotosfera, a más de 1 000.000 °Cen las capas superiores lindantes con la corona. La cromos-fera no es una capa homogénea, sino que revela una estruc-tura híspida, una selva de lenguas de luces similares allamas (las llamadas espículas); su nombre se debe a la luzrosada y roja emitida por los átomos de hidrógeno que lacomponen (emisión de H a).

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Cuadrante. Antiguo instrumento astronómico consistente enun cuarto de círculo metálico graduado de 0° a 90°, queservía para medir la altura de los astros sobre el horizonte.A partir del siglo XVIII, con el fin de aumentar la precisiónde las medidas, en lugar de apoyar el cuadrante sobre untrípode se prefirió adosarlo a un muro vertical orientado endirección Norte-Sur. Este y otros instrumentos análogos, aveces de grandes dimensiones, constituían el equipo de losastrónomos antes del advenimiento de la astronomía óptica.

Cuadrántidas. Es una de las principales lluvias de meteorosanuales visible entre el 1 y el 4 de enero, con un máximo enla noche del 3 al 4 de enero. En el momento de máximafrecuencia se puede llegar a ver una o más trazas luminosaspor minuto. Este enjambre toma el nombre de una constela-ción ahora ya inexistente, el Cuadrante Mural (nombre deun antiguo instrumento astronómico).

Cuadratura. Es una posición astronómica particular de unplaneta o de la Luna, vistos desde la Tierra, que se logracuando uno de estos cuerpos se halla a 90° del Sol. Lacuadratura puede ser occidental u oriental. La Luna seencuentra en cuadratura en el Primero y Ultimo Cuarto.

Culminación. Es la máxima altura alcanzada por un cuerpoceleste sobre el horizonte. Esta coincide con el momento enque el cuerpo celeste en sí atraviesa el meridiano, es decir,el círculo máximo que pasa por el cenit y que une el Nortecon el Sur. Nuestro Sol, por ejemplo, culmina a mediodía.

Cúmulos estelares. Son condensaciones locales de estrellasunidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cieloco mo concentraciones de puntos luminosos o, incluso,comotenues nebulosidades. Según su estructura se subdividen encúmulos abiertos y cúmulos globulares. Los cúmulos abier-tos, también llamados por los astrónomos anglosajonescúmulos galácticos (Galactic Clusters), se encuentran en eldisco galáctico, es decir en el plano central de nuestra Ga-laxia, y están caracterizados por una densidad estelar uncentenar de veces más elevada que la que se encuentra enlas regiones que rodean al Sol; y sin embargo, las estrellasque las componen están relativamente dispersas. El diáme-tro medio de los cúmulos abiertos es de aproximadamente10 AL y el número de estrellas que contienen varía desdealgunas decenas a algunos miles. Se han observado y clasi-ficado aproximadamente unos 1.000, pero se piensa que ennuestra Galaxia debe haber por lo menos 15.000. Aquellosque se encuentran a una distancia superior a los 5.000 ALde nosotros (recordemos que el disco galáctico tiene undiámetro de 100.000 AL y que el Sol se encuentra aproxi-madamente a 30.000 AL del centro) no se alcanzan a ver nisiquiera con los más potentes telescopios, porque el polvogaláctico absorbe su tenue luz. (→absorción interestelar).Según el aspecto que presentan al telescopio, los cúmulosabiertos se dividen en cuatro clases: Clase l: fuerte densifi-cación central; resaltando netamente sobre el fondo delcielo estrellado. Clase II: débil densificación central; resal-tando sobre el fondo del cielo estrellado. Clase III: carentesde densificación central y sin embargo resaltan sobre elfondo de las otras estrellas Clase IV: leve densificación queno se distingue de las estrellas del fondo. Según el númerode estrellas que contienen los cúmulos abiertos se subdivi-den ulteriormente en: p (de "poor", pobre) = menos de 30estrellas; m (de "moderately", moderadamente) = entre 50 y100 estrellas; r (de "rich" rico) = más de 100 estrellas. Porúltimo, de acuerdo a la Magnitud de las estrellas que los

componen, los cúmulos abiertos se subdividen en: 1) conestrellas que tienen la misma magnitud aparente; 2) conestrellas que tienen una moderada variedad de magnitudes;3) con estrellas de magnitudes tanto elevadas como bajas.Un típico ejemplo de cúmulo abierto está representado porlas Pléyades, un grupo de más de 130 estrellas en la conste-lación del Toro, clasificada según los esquemas arribaindicados como II 3 r. De todas las estrellas del cúmulo,sólo 7 son visibles a simple vista. A poca distancia de lasPléyades hay otro famoso cúmulo abierto, las Híadas, quecomprende aproximadamente 150 estrellas, es el máspróximo a nuestroSol y está clasificado como IIl 3 m. Loscúmulos globulares (Globular clusters) están distribuidos enuna región con forma esferoidal, que encierra al disco denuestra Galaxia, con un diámetro aproximado de 160.000AL y denominado Halo galáctico. Fue del estudio de ladistribución de los cúmulos globulares que el astrofísicoHarlow SHAPLEY dedujo, en 1917, las dimensiones y laforma de nuestra Galaxia y la posición de nuestro Sol en suinterior. Los cúmulos globulares están caracterizados poruna elevada densidad estelar y por una alta concentraciónde estrellas en la parte central del cúmulo, hasta el puntoque en muchos casos resulta imposible, incluso con unpotente telescopio, distinguir cada estrella de las que apare-cen como una única fuente luminosa. Estos son menosnumerosos que los cúmulos abiertos, pero más grandes ymás ricos en estrellas. Se conocen alrededor de unos 125teniendo cada uno dimensiones medias de 100 AL y unnúmero de estrellas comprendido entre 100.000 y10.000.000. Según la concentración de estrellas en el centrodel cúmulo, se subdividen en doce clases. A la I pertenecenaquellos con la máxima concentración; a la Xll aquellos conla mínima. Los cúmulos globulares más conocidos y visiblesa simple vista son tres: M 13 en la constelación de Hércules(dimensión estelar 5m, 8, distancia del Sol, 23.000 AL,visible en el hemisferio norte); del Centauro (3m, 7, distancia16.400 AL, visible en el hemisferio austral); 47 del Tucán(4m, 0, distante 19.000 AL). Los cúmulos estelares en gene-ral, se han revelado como un crisol que contiene estrellas detodos los tipos y edades y, por tanto, son objeto de estudiofundamental para las investigaciones sobre la Evoluciónestelar. Los cúmulos abiertos, contienen estrellas de joven ymedia edad pertenecientes a la llamada Población I, simila-res a las estrellas que caracterizan las zonas circundantes denuestro Sol. En ellas, gracias a la presencia de gases ypolvos interestelares, se hallan en actividad aquellos proce-sos de condensación de la materia que conducen al naci-miento de nuevas estrellas. Los cúmulos globulares, encambio, son de antigua formación: unos diez mil millonesde años. Las estrellas contenidas en ellos son antiguas,pertenecen a la llamada Población ll y representan las pri-meras en haber nacido durante los procesos que llevaron ala formación de nuestra Galaxia. Sus edades son práctica-mente las mismas; lo que varía son sus masas, y, por tanto,resulta interesante estudiar la diferente evolución que expe-rimentaron elementos contemporáneos con relación a ladiversidad de su estructura física. En los cúmulos globula-res no hay gas interestelar y, por tanto, no existe la materiaprima para la condensación de nuevas estrellas. Algunoscúmulos abiertos también son llamados cúmulos en movi-miento, porque las estrellas que los componen están anima-das por un evidente movimiento hacia un ápice común. LasPléyades, por ejemplo, se dirigen hacia un punto próximo ala estrella Canopo (constelación de la Quilla) con una velo-cidad de 5 km/s. Los lados apuntan a 6° Este de Betelgeuse(Constelación de Orión). Así hay grupos de estrellas, queaun estando físicamente muy distantes y no teniendo carac-

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terísticas de cúmulo abierto, están animados por un movi-miento común y por ello constituyen un cúmulo en movi-miento. Un típico ejemplo está representado por 126 estre-llas conocidas como el cúmulo en movimiento de la OsaMayor; forman parte de ella cinco de las siete estrellas delgran Carro: (Merak), y (Phekda), (Megrez), (Alioth), y(Mizar), así como también del Can Mayor (Sirio), aunqueesta última se encuentra en la parte opuesta de la bóvedaceleste con respecto a las primeras. Nuestro sistema solarestá prácticamente en medio de este cúmulo en movimientoy sin embargo no pertenece a él. Las estrellas del cúmulo semueven hacia un punto entre Sagitario y Microscopio.

Cygnus X-1. Es una intensa fuente de radiaciones considera-da como la primera prueba de la existencia de un agujeronegro. Se encuentra en la constelación del Cisne y estácompuesta de una estrella visible que gira alrededor, de unacompañera invisible perdiendo materia. Se piensa que elagujero negro coincide precisamente con esta compañerainvisible, la cual succiona en su vórtice gravitacional lamateria de la estrella vecina, y que esta materia, calentán-dose y comprimiéndose, emite los rayos X observados. Seha calculado que la estrella compañera tiene una masaequivalente a diez veces la del Sol, pero un diámetro menorque una millonésima parte del de nuestra estrella.

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DDawes (límite). Es una fórmula empírica, determinada por el

astrónomo William Rutter DAWES, que da el Poder de reso-lución de un telescopio, es decir, su capacidad de separardos objetos muy próximos, como por ejemplo dos estrellasdobles. En la práctica, para conocer la mínima distanciaangular en segundos de arco a la cual dos objetos celestespueden estar separados o resueltos, como se suele decir, porun telescopio de una determinada apertura, basta dividir elnúmero 11 por el diámetro del objetivo expresado en milí-metros En la fórmula original de DAWES, el número es 4,56el diámetro del objetivo se mide en "inches", pulgadas (1inch = 2,5 cm). La fórmula, obviamente, es válida en condi-ciones buenas de Seeing.

DAWES, William Rutter. 1799-1868 Astrónomo inglés,pionero de las observaciones df estrellas dobles, inventor dela fórmula que da el llamado "límite de Dawes", para ladeterminación del poder de resolución de un telescopio.Desarrolló su actividad en el laboratorio privado de GeorgeBishop en el Regent's Park, Londres. Durante su carrerapublicó observaciones relativas a 2.800 estrellas dobles.

Dédalo (astronave). Nombre de una nave estelar a propul-sión nuclear (totalmente automatizada, sin tripulación,proyectada por la British Interplanetary Society en los anos70), que en el siglo XXI deberá explorar las estrellas máspróximas al Sol en tiempos parangonables a la vida humanay transmitir informaciones sobre la existencia de planetasmuy alejados de nosotros. El vehiculo Dédalo, con unaaltura total de 550 m y un peso de 54.000 toneladas, estáconstituido por las tres partes siguientes: 1) Una primerasección muy grande, consistente en un racimo de seis depó-sitos esféricos para combustible y una gran trompa de des-carga; 2) una segunda sección, mucho más pequeña, concuatro depósitos para el combustible; 3) un módulo para lacarga útil conteniendo: el cerebro electrónico de a bordo,veinte sondas automáticas interplanetarias, una serie detelescopios y otros instrumentos de observación. Según losdiseñadores deberá ser montado fuera de la Tierra, posi-blemente en las cercanías del planeta Júpiter, en la atmósfe-ra donde podrá abastecerse de deuterio y de helio 3, elcombustible nuclear necesario para alimentar el proceso defusión controlada, a partir del cual se obtendrá un flujo deplasma que impulsará al vehículo a una velocidad de hasta40.000 km/s, casi el 14 % de la velocidad de la luz. Elobjetivo propuesto para la primera misión del "Dédalo", noes, como podría pensarse, α Centauro, la estrella más cer-cana a nosotros (4,3 AL), sino la Estrella de Barnard, lasegunda en orden de proximidad (5,9 AL), que se consideradebe estar rodeada de planetas. La travesia duraría en total50 años, durante los cuales el vehículo sería integramentecontrolado por el cerebro electrónico de a bordo: un instru-mento sofisticado hasta el punto capaz de coordinar no sólolos hechos corrientes, sino también capaz de intervenir encaso de desperfectos o imprevistos. Desde Tierra, debido alas distancias, sería imposible intervenir en tiempo realsobre los mandos de la astronave, ya que las señales em-plearían años para llegar a los centros de control terrestres y

volver al vehículo. Para preservar al Dédalo de los posiblesinconvenientes, se han diseñado soluciones absolutamentefuturistas. El vehículo está dotado de un cierto número derobots automáticos, provistos de brazos manipuladores ydirigidos por el cerebro electrónico de a bordo, que serviránpara reparar los eventuales desperfectos en las estructurasde la astronave. Con el fin de evitar un catastrófico impactocon meteoritos y partículas sólidas encontradas por la astro-nave durante su velocísima carrera, el Dédalo generará unanube protectora que precederá en aproximadamente 200km. La cabeza de la astronave y que tendrá la función dedisgregar y vaporizar cualquier fragmento cósmico. Pocoantes de alcanzar su objetivo estelar, el Dédalo soltará unaveintena de sondas planetarias que se dirigirán autónoma-mente hacia la estrella principal y hacia los eventualesplanetas del sistema para fotografiarlos y analizarlos am-pliamente desde cerca. Todas las informaciones recogidaspor estos aparatos serán transmitidas al computador de abordo y éste, por último, las transmitirá a la Tierra. Despuésde haber realizado su misión, Dédalo no retornará hacia laTierra, sino que continuará viajando hacia otros eventualesobjetivos hasta agotar su energía y terminará errando pornuestra Galaxia: se trata, pues, de una astronave no recupe-rable. Los diseñadores aseguran que, desde el punto de vistatecnológico, el hombre estará en condiciones de producirastronaves del tipo Dédalo en el siglo XXI. Sin embargo,debido a los elevados costos de realización, programas deeste tipo sólo serán posibles en el ámbito de amplias coope-raciones internacionales.

Deimos. Es el más pequeño y distante de los dos satélites deMarte. El otro se llama Fobos. Sus características físicas seconocen bien desde noviembre de 1971, fecha en que lasonda automática americana Mariner 9 lo estudió de cerca.Tiene una forma irregular, que recuerda la de una patatacon picaduras, con dimensiones aproximadas de 15 x 12 x11 km. Su superficie está salpicada de pequeños cráteres.Está en órbita alrededor de Marte a una distancia de 23.500km, con un periodo de 30 h y 18 min. Tiene una masa de2·1015 kg y una densidad media dos veces la del agua.

Delta. Es un misil americano de tres secciones, utilizado paracolocar en órbita terrestre satélites de pequeñas y medianasdimensiones. Con una altura aproximada de 27 m, y undiámetro de 2,5 m, el Delta está compuesto por una primerasección consistente en un cohete Thorcon un empuje de77.000 kg; una segunda sección con combustible líquido yun empuje de 3.400 kg; una tercera sección con combustiblesólido de 2.000 kg En esta configuración, el misil Deltapuede colocar alrededor de 350 kg en una órbita terrestrebaja y ha tenido un amplio uso en el lanzamiento de lossatélites de las series Explorer, Echo, Tiros, etc., a partir de1960. Desde 1965 sus prestaciones han sido mejoradas conel agregado de tres pequeños "strapon-boosters" con com-bustible sólido en la primeraDelta (literalmente, "Delta conempuje aumentado"), y otras sucesivas versiones mejoradas.Una de éstas, llamada "Straight-Eight Delta", operativadesde 1974, tiene las siguientes prestaciones: primera sec-

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ción: 93.000 kg; segunda 4.450 kg; tercera 6.800 kg; tieneuna altura de 35 m y puede colocar una carga de 680 kg enuna órbita geoestacionaria, o bien 1.800 en una órbita baja.Con los «Delta» potenciados se ha lanzado la numerosaserie de satélites para telecomunicaciones Intel

Densidad. Es la cantidad de materia contenida en la unidaddevolumen de una determinada sustancia. Su valor absolutose mide en gramos por centímetro cúbico (g/cm3). Sin em-bargo, es mucho más usual indicar la densidad relativa deun cuerpo tomando como elemento de referencia el agua,cuya densidad, por convención, se establece igual a 1. Así,por ejemplo, se suele decir que el plomo tiene una densidadde 11,3, entendiendo con ello que es 11,3 veces más pesadoque un volumen equivalente de agua; el cobre tiene unadensidad de 8,95 (es decir 8,95 veces más pesado que unvolumen de agua igual), y así sucesivamente. Para los cuer-pos celestes la medida de la densidad es importante con elfin de establecer su constitución. En el ámbito del sistemasolar, por ejemplo, Saturno tiene una densidad media de0,69 (podría flotar en el agua), siendo el planeta menosdenso. La Tierra tiene una densidad media de 5,52 y es elplaneta más denso. Los cuerpos más densos del Universohasta ahora observados son los denominados objetos colap-sados: enanas blancas. estrellas de neutrones, pulsar, cuyasdensidades alcanzan centenares de miles de veces la delagua.

Diámetro angular. Es el diámetro aparente de un objetoceleste, medido en grados y fracciones de grado. Subraye-mos la palabra aparente, ya que el Sol y la Luna, por ejem-plo, vistos desde la Tierra tienen un diámetro angular igual,de aproximadamente medio grado, mientras su diámetroefectivo es, respectiva-mente, de 1.392.000 km y de 3.476km. El Sol, por lo tanto, es en realidad aproximadamente400 veces más grande que la Luna; sin embargo, tambiénestá 400 veces más alejado de la Luna con respecto a laTierra y ello hace aparecer su disco idéntico al lunar. Paralos objetos celestes muy alejados (galaxias, cúmulos estela-res, etc.) el diámetro angular permanece constante y esprácticamente nulo para las estrellas.

Dicotomía. Es el aspecto de un planeta cuando está ilumina-do exactamente por la mitad de la luz del Sol. Se dice, porejemplo, que la Luna está en dicotomía cuando se encuentraen el primer o último cuarto.

Difracción (retículo de). Es un instrumento formado poruna lámina transparente de vidrio o de otro material, quelleva trazadas un serie de finas líneas paralelas. Cuando esatravesad por la luz, cada línea provoca un fenómeno dedifracción de la luz y la dispersa en un Espectro (si se tratapor ejemplo, de luz blanca, el espectro resultará formadopor los siete colores del arco iris: rojo, anaranjado, amarillo,verde, azul, añil y violeta). El retículo de difracción puedeconvertirse así en un perfecto y más económico sustituto delprisma de un Espectroscopio, clásico. Cuanto mayor sea elnúmero de líneas por milímetro en un retículo (con lastécnicas modernas pueden trazarse millares), más definidoresultará espectro.

Difusión. Es un fenómeno que consiste en la desviación de laluz o de otra forma de radiación. Cuando, por ejemplo, unrayo de sol penetra en una habitación en la que hay partícu-las de polvo en suspensión, la luz es desviada en todasdirecciones o se hace difusa. Lo mismo sucede si se ilumina

un folio de papel blanco No obstante, existe difusión de laluz en elementos transparentes sin ninguna impureza. Porejemplo, si consideramos una porción de atmósfera terrestrecarente de partículas medianamente grandes, la difusión dela luz se produce por las propias moléculas del aire. En estecaso, por la ley de absorción de Raleigh, se constata que laluz más difundida es la azul, mientras que la roja es lamenos (absorción selectiva). También las moléculas de ungas pueden convertirse en centros de difusión y es esta larazón por la cual el cielo, en un día sereno, aparece azul.

Dione. Satélite de Saturno, el sexto en orden de distanciadesde el planeta, descubierto por el astrónomo Gian Dome-nico CASSINI en el año 1684. Sus caracterísricas físicas seconocen mejor desde que la sonda Voyager 2 realizó unaobservación de cerca. Tiene una superficie caracterizada porsu aspecto lunar, pero con un Albedo mucho más elevado(30 %-50 %). Su diámetro es de 1.120 km (aproximada-mente un tercio del de la Luna). Se encuentra en órbita auna distancia aproximadamente de 377.000 km del planeta,realizando una vuelta cada 2,7 días.

Dioptría. Es la medida de potencia de una lente. Se mide conun número que equivale a 1 dividido por la distancia focal,expresada en metros. De este modo, a manera de ejemplo,una lente biconvexa de un ocular con una distancia focal de20 cm, tiene una potencia de 5 dioptrías (1:0,20 = 5).

Directo (movimiento). Se dice que un cuerpo celeste sedesplaza con movimiento directo o antihorario, cuandorecorre su órbita de Oeste a Este. Todos los planetas y losa,teroides que giran alrededor del Sol, comprendida a Tie-rra, realizan un movimiento directo. Son excepción algunossatélites y parte de los cometas que se desplazan de Este aOeste, o bien, como se dice en el lenguaje astronómico, ensentido retrógrado (o más raramente, horario). En algunostextos astronómicos, el movimiento directo también sellama progrado. Los términos directo y retrógrado tambiénse aplican a los movimientos aparentes de los planetas que,en el curso del año, pueden ser directos (es decir, antihora-rios), estacionarios o retrógrados.

Discoverer (satélites). Extensa serie de satélites america-nos equipados y lanzados por la U.S. Air Force con fines dereconocimiento militar y de investigación científica. LosDiscoverer eran lanzados del polígono de Western TestRange, en California, por medio de los transportadoresThor-Agena y puestos en órbitas polares de manera que,girando alrededor de la Tierra, pudieran efectuar una cober-tura completa del globo. A bordo tenían un sofisticadoequipo fotográfico, que proporcionaba imágenes de una granresolución de la superficie terrestre. El primer Discovererfue lanzado el 28 de febrero de 1959. A partir del número13, lanzado el 10 de agosto de 1960, comenzaron los expe-rimentos de recuperación de un paquete con materiales que,después de un cierto número de órbitas, era soltado desde elsatélite, entraba en la atmósfera y descendía con paracaídas.Estos experimentos constituyeron una importante serie depruebas para la recuperación de las primeras cápsulas ame-ricanas tripuladas. Además, la experiencia de los Discove-rer llevó a la realización del satélite de foto-reconocimiento"Samos" y del satélite de alarma rápida (early warning,)"Midas". En los Discoverer se llevaron a cabo tambiénexperimentos de tipo biológico con pequeños cobayas.Después del número 38, lanzado el 27 de febrero de 1962,

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la serie fue íntegramente puesta bajo secreto militar y lasfunciones de los satélites no se divulgaron públicamente.

Distancia angular. Es una distancia aparente de dos objetoscelestes en el cielo. Es medida en grados y en fracciones degrado. También se suele hacer referencia a ella con el tér-mino separación, como en el caso de dos estrellas dobles,cuando se dice que su separación aparente es de un ciertovalor angular.

Distancia cenital. Es la distancia angular de un astro conrespecto al punto más alto del cielo: el cenit. Se mide de 0°a 90° desde el cenit al horizonte.

Docking. Operación de unión entre dos vehículos espaciales.

DOLLOND, John. 1706-1761 Óptico inglés a quien se debe lalente Acromática. Su hijo Peter (1730-1820) y su biznietose dedicaron al perfeccionamiento de las lentes acromáticas,por lo cual obtuvieron las patentes de fabricación.

DONATI, Giovanni Battista. 1826-1873 Astrónomo de Pisafamoso por sus estudios sobre la espectroscopia, la clasifi-cación espectral y los cometas. Entre 1854 y 1864 descubrióseis, uno de ellos el famoso y espectacular cometa del año1858 que adquirió su nombre. Nombrado en 1864 directordel Observatorio astronómico de Florencia, DONATI ordenóel inicio de la construcción de otro observatorio en la colinade Arcetri, donde hoy todavía se encuentra desde que fueinaugurado en 1872. DONATI murió de cólera el 19 de sep-tiembre de 1873, al regresar de Viena, donde había partici-pado en un congreso meteorológico internacional.

Doppler (efecto). Se define con este término la variaciónaparente de la longitud de onda de la luz o del sonido cau-sada por el movimiento. Típico es el ejemplo de la sirena deuna ambulancia, cuyo sonido se hace más agudo (y por lotanto aumenta de frecuencia) cuando el coche se acerca anosotros, y más grave (y por lo tanl:o desciende de frecuen-cia) cuando se aleja. En el caso de los objetos celestes, elefecto Doppler determina el desplazamiento de las bandasespectrales hacia el azul (o hacia el rojo) según el propioobjeto esté en fase de acercamiento o de alejamiento conrespecto a nosotros. Por la medida del efecto Doppler esposible determinar la velocidad de aproximación o aleja-miento de un objeto celeste con respecto a la Tierra. Desdeel momento en que todas las galaxias muestran un despla-zamiento hacia el rojo de las bandas espectrales ("red-shift"), es decir un alejamiento, este hecho es interpretadopor la mayoría de los astrónomos como una prueba de lateoría del Big Bang. La deFinición del efecto deriva delnombre del físico austríaco Christian J. DOPPLER (1803-1853), que fue el primero en descubrir y describir el fenó-meno en el año 1843.

DRAPER, Henry. 1 837-1 882 Químico americano y astrónomoaficionado pionero en los estudios de la astrofotografía. Yasu padre John William DRAPER (1811 -1882) había tomadoen 1842 las primeras fotografías de la Luna y, al año si-guiente, del espectro solar. A Henry le correspondió elhaber captado el primer espectro estelar, el de la estrellaVega de Lira, en el año 1872. A partir de ese momento,hasta el día de su muerte, continuó asiduamente y conpasión su obra de recopilación de los espectros estelares.Después de su muerte, la viuda de Henry DRAPER donó alobservatorio de Harvard, Massachusetts, todas las placas

realizadas por su marido e hizo publicar, entre 1918 y 1924,el Henry Draper Catalogue, un monumental catálogo quecontiene más de 225.000 estrellas hasta la octava magnitud,y las sucesivas ediciones con otros apéndices.

DREYER, Johann L. E. 1 852-1 926 Astrónomo danés famosopor haber recopilado el New General Catalogue of Nebulaeand Clusters of Stars, que contiene 7.840 nebulosas y cú-mulos estelares y fue publicado en 1888. La clasificaciónestablecida en este catálogo y en los sucesivos apéndices,todavía es utilizada hoy y resulta fácil encontrar en lostextos astronómicos una referencia a una determinada nebu-losa constituida por la sigla NGC (iniciales de New GeneralCatalogue), seguida de un número de orden. Johan DREYERfue director del Armagh Observatol desde 1882 a 1916.También se ocupó de la historia de la astronomía, publican-do biografías de Tycho BRAHE y William HERSCHEL, asícomo también de un clásico de la historia de la astronomíaantigua y del Renacimiento, aparecida en numerosísimasediciones hasta nuestros días: su título es Historia de laAstronomía de Thales a Kepler.

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EEarly Bird. Se trata del primer satélite de telecomunicaciones

puesto en órbita por una organización internacional deno-minada Intelsat (International Telecommunications SatelliteCorporation). "Early Bird" (literalmente pájaro tempranero)fue colocado en órbita geoestacionaria, a 36.000 km dealtura, el 6 de abril de 1965. Siendo su periodo orbitalidéntico al periodo de rotación de la Tierra (24 horas), elsatélite estaba como inmovilizado en una zona del Atlánti-co, a una longitud de 35° Oeste. De este modo pudo actuarcomo puente de radio entre América y Europa, teniendo unacapacidad de 240 canales telefónicos y de un canal de tele-visión. Permaneció en fase operativa durante tres años ymedio, debiéndose a él las primeras transmisiones televisi-vas en directo por mundovisión de grandes acontecimientospolíticos y sociales.

Eclipses. Del griego antiguo ekleipo, disminuir. Es unfenómeno que se produce cuando el disco del Sol desapare-ce en parte o completamente, debido a que el de la Lunapasa delante suyo (eclipses de Sol); o bien cuando la Lunase oscurece en parte o completamente, porque la Tierra seinterpone entre ella y el Sol cubriéndola con su sombra(eclipses de Luna). Si las órbitas recorridas por la Tierra yla Luna fueran exactamente coplanarias, se tendrían doseclipses cada mes: en cada Luna nueva (o Conjunción lunar)tendríamos un eclipse de Sol, y en cada Luna llena (Oposi-ción lunar) tendríamos un eclipse de Luna. Sin embargo,como los planos de las órbitas de la Tierra y de la Lunaestán inclinados alrededor de 5°, en realidad los eclipses seproducen cuando la Luna, en el novilunio o en el pleniluniose encuentra en uno de los dos puntos en los cuales suórbita intercepta la de la Tierra. A causa de estas limitacio-nes, el número de los eclipses que se puede producir en elcurso de un año varía de un mínimo de dos solares y ningu-no lunar, a un máximo de cinco solares y dos lunares, o biende cuatro solares y tres lunares. Los eclipses se observansistemáticamente desde la antigüedad. Algunas antiguasobservaciones grabadas en tablillas demuestran que lospueblos mesopotámicos, entre el tercer y segundo milenioantes de Cristo ya habían descubierto el denominado ciclode Saros. Este es un periodo de aproximadamente 18 años,transcurrido el cual la Luna vuelve a ocupar la misma posi-ción en su órbita con respecto al Sol, por lo cual los eclipsesse repiten aproximadamente con las mismas modalidades.Cada "ciclo de Saros" comprende un promedio de 71 eclip-ses, de los cuales 43 son solares y 28 lunares. Eclipses deSol. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrecha franjade la superficie de la Tierra. En efecto, cuando el disconegro de la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra, nues-tro globo es interceptado, en una determinada parte de susuperficie, desde el cono de sombra y desde el de penum-bra. Aquellos que se encuentran en la zona en la cual seproyecta el cono de sombra, verán el disco de la Luna su-perponerse íntegramente al del Sol: en este caso se tendráun "eclipse total de Sol". Aquellos que se encuentran en unazona interceptada por el cono de penumbra, verán el discode la Luna superponerse sólo en parte al del Sol: es el casodel "eclipse parcial de Sol". Se da también un tercer caso.

Cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una distan-cia mayor con respecto a la media, entonces su diámetroaparente es más pequeño con respecto al habitual y su discono alcanza a cubrir exactamente el del Sol. En estas circuns-tancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no elcono de sombra, sino la prolongación del cono de sombra yse tiene un "eclipse anular de Sol": alrededor del disconegro de la Luna1 queda visible un anillo luminoso. Segúnse produzca una de las situaciones arriba expuestas, sehabla de "zona de totalidad", de "zona de parcialidad" o de"zona de anularidad", haciendo referencia con ello a lafranja de la superficie terrestre desde la cual es posibleobservar el fenómeno. A causa del movimiento de la Lunaalrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrede-dor de sí misma, la sombra de la Luna sobre la superficieterrestre se mueve a unos 15 km/s. La fase de totalidad porlo tanto, para un determinado punto geográfico, no superalos 8 minutos. La zona de totalidad puede tener una anchuramáxima de 200 km y una longitud máxima de 15.000 km.Los eclipses de Sol no constituyen sólo un fenómeno espec-tacular, sino una ocasión de investigación científica para losestudiosos de nuestra estrella. Habitualmente, desde laTierra es posible observar en el Sol un disco de color amari-llo correspondiente a la fotosfera: un desarrollo de gas aunos 6.000 grados de temperatura. Sobre la fotosfera hayuna fina capa de gas a altísimas temperaturas, de hasta unmillón de grados, llamada cromosfera. Más arriba aún hayuna amplia región de gases ionizados, llamada corona,cuyas temperaturas alcanzan un máximo de 4 millones degrados. Cromosfera y corona, aunque más calientes que lafotosfera, están mucho más rarificadas y por lo tanto no sonvisibles desde la Tierra en luz blanca, porque su luminosi-dad es inferior no sólo a la de la fotosfera, sino también a lade la luz difusa del cielo. Durante los eclipses totales de Solse hace casi noche en pleno día, hasta el punto que es posi-ble ver las estrellas más luminosas; la luz difusa del cielodesaparece casi completamente y se ponen en evidenciacromosfera y corona. Los astrónomos pueden, por lo tanto,analizar durante algunos minutos estas dos capas superioresde la atmósfera solar, que tienen una enorme importanciapara los estudios sobre los mecanismos energéticos denuestra estrella. La cromosfera aparece, incluso si se obser-va con un modesto instrumento como puede ser un telesco-pio de aficionado, como un arco de color rosado, mientras lacorona se presenta como un espectacular halo de tonalidadmadreperla, visible a simple vista, que se extiende a lolargo de algunos grados alrededor del Sol. Con la ayuda deun telescopio es posible, durante la fase de totalidad, obser-var las protuberancias, enormes chorros de gas que se pro-yectan desde la cromosfera hacia la corona. Desde los años30, gracias a la invención del Coronógrafo, los astrónomoscrean eclipses artificiales, aunque persiste el problema de laluz atmosférica difusa y por lo tanto los eclipses naturalesconstituyen un fenómeno incomparable para el estudio delas capas más exteriores del Sol. Los eclipses parciales deSol, aunque menos interesantes para la investigación astro-nómica, ofrecen ocasiones de análisis y comprobación paraaquellos que se ocupan de la →astrometría. En este caso

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son registrados los momentos de los contactos entre el discode la Luna y el del Sol y verificadas con exactitud las previ-siones sobre el movimiento lunar: un movimiento complejoy de difícil descripción analítica y sin embargo importanteporque en él se basan las medidas de tiempo de las Efe-méndes astronómicas. Otro modo de utilizar los eclipses deSol, tanto totales como parciales, consiste en aprovechar elavance del disco de la Luna sobre el del Sol para determinarexactamente las dimensiones de estructuras como las man-chas, los gránulos, los flóculos, etc., que son ocultados pasoa paso. Por todos estos motivos los eclipses de Sol, sobretodo los totales, son observados asiduamente y se organizanexpediciones de astrónomos a los lugares afectados por lazona de totalidad. Desde hace algunos años, sin embargo,una buena parte de los estudilos satélites astronómicos. Enefecto, desde aquí, gracias a los coronógrafos, es posiblecrear eclipses artificiales sin el problema de la luz atmosfé-rica difusa. Experimentos de este tipo han sido realizadosdesde el laboratorio del Skylab y desde el satélite SolarMaximum Mission, aún en órbita pero ya fuera de uso. Porlo tanto es posible prever que la próxima generación desatélites sustituirá, tal vez casi completamente, la observa-ción científica de los eclipses desde la Tierra. No obstante,siempre permanecerá la belleza de un espectáculo que notermina de maravillar y fascinar al hombre. Eclipses deLuna. Al contrario de los de Sol, los eclipses de Luna pue-den ser observados desde amplias zonas de la superficieterrestre, particularmente de todo el hemisferio que no esiluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encimadel horizonte. También los eclipses de Luna pueden ser detres tipos. 1) Eclipses totales de Luna, cuando nuestro saté-lite natural se sumerge completamente en el cono de sombraproyectado por la Tierra en el espacio. La duración de unfenómeno de este tipo varía según la trayectoria de la Lunaa través del cono de sombra. Al máximo se pueden producireclipses totales de Luna de 3,5 horas. El oscurecimiento dela Luna por efecto de su entrada en el cono de sombra casinunca es completo, porque el cono de sombra no está total-mente oscuro, sino que conserva una tenue luz rojiza que leconfiere a nuestro satélite natural un color cobrizo. 2) Eclip-ses parciales de Luna, cuando nuestro satélite natural pene-tra en el cono de sombra sólo en parte. En este caso, mien-tras una parte de la superficie lunar es visiblemente oscure-cida, la otra conserva su luminosidad. 3) Eclipses de pe-numbra, cuando nuestro satélite natural, en lugar de pene-trar en el cono de sombra, pasa sólo a través del de penum-bra. En este caso la pérdida de luminosidad sobre el discode la Luna es imperceptible o apenas visible a simple vistay es más evidente a través de adecuadas técnicas fotográfi-cas. El estudio de los eclipses de Luna, además de pararealizar medidas astronómicas, como la verificación de losmomentos de contacto entre el disco de nuestro satélitenatural y el cono de sombra, sirve también para un análisisindirecto de las condiciones de la atmósfera terrestre. Ladensidad y la coloración de los conos de sombra y de pe-numbra están muy influidos por la presencia de ozono ypolvillo en suspensión en los diversos estratos de nuestraatmósfera. Previsiones. Desde el momento en que los mo-vimientos de la Tierra, de la Luna y del Sol pueden calcu-larse con buena precisión, también los eclipses futurospueden ser previstos por los astrónomos. El mayor trabajoen la previsión de los eclipses fue desarrollado en el sigloXIX por el astrónomo austriaco Theodor VON OPPOLZER(1841-1886), que en su importantísima obra Canon derFinsternisse (Canon de los eclipses) publicada en 1887,calculó las circunstancias de todos los eclipses solares ylunares producidos desde 1207 a. JC. al 2163 d. JC. Desde

un punto de vista estadístico, en un siglo se producen alre-dedor de 360 eclipses de distinto tipo, de los cuales 220 sonsolares y 140 lunares. A pesar del número de los solares,algo así como una vez y media el número de los lunares,para un observador fijo en un determinado lugar es muchomás raro asistir a un eclipse de Sol; y esto es debido alhecho, ya anotado, que este último fenómeno es sólo visibledesde una zona restringida de la Tierra, mientras un eclipsede Luna puede observarse desde una amplia zona terrestre.Se calcula que un habitante de un lugar puede ver en elcurso de su vida, siempre que las condiciones meteorológi-cas lo permitan, alrededor de 50 eclipses de Luna, 25 de loscuales son totales, y 30 eclipses de Sol, todos parciales.Resulta rara la circunstancia de asistir a un eclipse total deSol. Por ejemplo, el último eclipse total de Sol visible desdeuna restringida zona de Italia, se produjo el 15 de febrero de1961. Los habitantes de la misma zona deberán esperarhasta el 6 de julio de 2187 para ver el próximo eclipse totalde Sol. Para aquellos que quieran observar estos magníficosfenómenos astronómicos, he aquí dos tablas en las cuales seestablecen las características esenciales de los eclipses deSol y de Luna más importantes que se producirán en losúltimos años del siglo XX. La única advertencia que damospara la observación se refiere a los eclipses de Sol: nuestroluminoso astro nunca debe observarse a simple vista, sinoprotegiéndose los ojos con una lámina ennegrecida, comopor ejemplo un trozo de vidrio ahumado en una vela, o bienobservándolo a través de un instrumento óptico con el ade-cuado filtro solar, o de una película fotográfica blanco ynegro, velada y revelada.

Eclíptica. Es la proyección del plano orbital de la Tierrasobre la Esfera celeste. A veces se indica también con elnombre de eclíptica el recorrido aparente que el Sol realizaen un año a través de las estrellas: más precisamente, através de las doce bien conocidas constelaciones del Zodia-co. Desde el momento que el plano de la órbita terrestreestá inclinado aproximadamente 23o,50 con respecto alEcuador, la eclíptica está inclinada en el mismo valor conrespecto al ecuador celeste. La eclíptica debe su nombre alhecho de que todos los eclipses, de Sol y de Luna, se produ-cen cuando la Luna, recorriendo su órbita, atraviesa el planode la órbita terrestre.

Ecosfera. Esta es una palabra científica de reciente utiliza-ción. Se define como ecosfera, o incluso biosfera, una ima-ginaria cáscara esférica alrededor de una estrella, en elinterior de la cual existen temperaturas tales como parapermitir el nacimiento y la evolución de la vida. Obviamen-te cada estrella, según su Clase espectraly por lo tanto de sutemperatura superficial, tendrá su ecosfera. Un planeta quese encontrara muy hacia dentro de la ecosfera, tendría tem-peraturas demasiado altas y por lo tanto incompatibles conel fenómeno de la vida. Del mismo modo un planeta que seencontrara muy hacia fuera de la ecosfera, estaría inmersonuestro sistema solar, estos dos casos límites están repre-sentados por Mercurio, cuyas temperaturas superficialesllegan a la fusión del plomo, y Plutón, en el cual se suponereine una temperatura de –200 °C. La Tierra, en cambio, seencuentra exactamente en el medio de la envoltura ecosféri-ca. Según el ingeniero americano Stephen Dole, la exten-sión de la ecosfera en nuestro sistema solar va de 0,72 UA(aproximadamente desde el nivel de la órbita de Venus), a1,2 UA (a una distancia del Sol que está a medio caminoentre las órbitas de la Tierra y de Marte). Esto quiere decirque, a excepción de la Tierra y Venus, ningún otro planetade nuestro sistema recibe la exacta dosis de calor solar

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compatible con la vida. Sin embargo, como bien sabemos, lajusta dosis de calor solar representa una condición necesariapero no suficiente, para la presencia de la vida en un plane-ta. En el caso de Venus, por ejemplo, la atmósfera a base dedióxido de carbono estropea cualquier cosa, haciendo aaquel planeta tórrido, sofocante e inhóspito. Admitiendo,como ahora ya parece probable, que la mayor parte de lasestrellas que vemos brillar en el cielo estén acompañadas deun cortejo de planeta similares al nuestro, las dimensionesde la ecosfera de cada estrella varían en función de la claseespectral. Si un sol pertenece a una de las primeras claseespectrales y es muy luminoso, la ecosfera será mu grande;si pertenece a una clase espectral intermedi (como nuestroSol), tendrá una ecosfera de dimensiones medias; si perte-nece a una de las últimas clase espectrales, y tiene por lotanto una baja luminosidad,la ecosfera será pequeña. Estehecho implica que sólo las estrellas con elevada luminosi-dad o media pueden tener planetas en zona de habitalidad,cuando la luminosidad es pequeña el planeta para encon-trarse dentro de la ecosfera, debe estar en órbita muy cercadel propio sol. Sin embargo, en este caso tiende a instaurar-se una rotación sincrónica, por la cual el planeta muestra asu propio sol siempre la misma cara, con el resultado detener un hemisferio demasiado caliente (el preferentementeiluminado) y el otro demasiado frío. Según una recienteestadística realizada por el astrónomo Carl SAGAN, en nues-tra Galaxia podrían existir cien mil millones de soles pose-yendo por lo menos un planeta en ecosfera, y por lo tantohabitado por alguna forma de Vida.

Ecuación del tiempo. El Sol, a causa del hecho que laórbita de la Tierra es elíptica, tiene un movimiento aparentesobre el fondo de estrellas con velocidad variable según losperíodos del año. Los astrónomos, para simplificar suscálculos, recurren a un artificio llamado Sol medio, que esun Sol ficticio dotado de velocidad constante correspondien-te a la velocidad media que se mide en el movimiento apa-rente del Sol. La diferencia de tiempo entre la Culminacióndel Sol verdadero y la del Sol medio se llama ecuación deltiempo. Esta puede ser positiva, negativa o nula, según si elSol medio está adelantado, con retraso o en sincronía con elSol verdadero. La ecuación del tiempo es nula los días 16de abril, 14 de junio, 2 de septiembre y 26 de diciembre;alcanza los máximos positivos el 12 de febrero (+ 14' 23") yel 27 de julio (+ 6' 22"); y los máximos negativos el 4 denoviembre (-16' 22") y el 15 de mayo (-3' 47"). En el cursode los años estas fechas pueden también caer en diferentesdías de los indicados, ya que al comienzo del año civil nocoincide con el del astronómico.

Ecuador. Es la máxima circunferencia de un cuerpo celesteequidistante de los dos polos y conteniendo por definicióntodos los puntos de latitud cero. La proyeccion dei Ecuadorterrestre sobre la esfera celeste se define ecuador celeste yrepresenta la máxima circunferencia de referencia para ladeterminación de la declinación.

Ecuatorial (montura). Es una montura especial paratelescopios astronómicos, que tiene un eje paralelo al eje derotación de la Tierra y un segundo eje normal al primero. Eleje paralelo al terrestre, también llamado eje polar, o ejehorario, puede acoplarse a un motorcito que, haciéndole daruna vuelta completa en 24 horas. compensa exactamente elmovimiento de nuestro planeta, de manera que el telescopiosiga el desplazamiento aparente de las estrellas. El segundoeje es denominado a su vez eje de declinación. La monturaecuatorial es preferida por los astrónomos con respecto a la

altacimutal porque, gracias a ella, es posible efectuar foto-grafías astronómicas de larga exposición Para una detalladadescripción de los diversos tipos de soporte de un telescopioastronómico.

Ecuatoriales (coordenadas). Es el sistema de coordenadasmás utilizado entre los astrónomos; está definido por laascensión recta, correspondiente a la longitud terrestre, ypor la declinación, correspondiente a la latitud terrestre.

Echo. Nombre dado a dos famosos satélites americanos,consistentes en una enorme envoltura de plástico infladacomo un globo en órbita terrestre. Lanzados a comienzos delos años 60, fueron empleados para el estudio de la resis-tencia producida por las partículas rarificadas de la altaatmósfera sobre el movimiento de los cuerpos artificiales;para el estudio de la presión ejercida por la radiación solarsobre grandes superficies; y también como repetidorespasivos de señales de radio. "Echo 1" fue lanzado el 12 deagosto de 1960 a una órbita circular, a unos 1.500 km dealtura. Estaba hecho de fibra de poliéster con un grosor deapenas1/10 de mm y estaba recubierto exteriormente poruna superficie reflectora de aluminio. Inflado en órbitagracias a la liberación de pequeñas cantidades de gas, queen el vacío del espacio se expandían con mucha eficacia,adquirió la forma de una esfera de 30 m de diámetro. Du-rante casi 8 años, hasta mayo de 1968, permaneció en órbi-ta, proporcionando informaciones muy útiles. "Echo II",lanzado el 25 de enero de 1964, estaba hecho con una pelí-cula plástica aún más delgada, 1/20 de mm. Más grande queel anterior, 41 m, fue el primer satélite que se empleó, encolaboración con la Unión Soviética, para experimentos dereflexión de las ondas de radio. Permaneció en órbita hastajunio de 1969. Los dos "Echo" se hicieron famosos no sólopor sus investigaciones científicas, sino porque fueron losprimeros satélites perfectamente visibles a simple vistaincluso para los profanos. Tenían la apariencia de una estre-lla de primera magnitud que se desplazaba velozmente entrelas constelaciones. A veces era posible observarlos en dospasos consecutivos desde el mismo lugar. Uno de los fenó-menos más singulares que ofrecían era, en algunas circuns-tancias, la desaparición repentina en el centro de la bóvedaceleste por efecto de su ingreso en el cono de sombra de laTierra.

EDDINGTON, Sir Arthur S. 1882-1944 Astrofísico inglésconocido por sus estudios sobre la estructura interna de lasestrellas y por sus contribuciones a la comprensión de larelatividad y la moderna cosmología. EDDINGTON se ocupóde las Cefeidas y atribuyó su variabilidad a pulsaciones deestas estrellas, es decir, a una alternancia de fases de con-tracción y fases de dilatación. Demostró que en el interiorde las estrellas la temperatura es de algunos millones degrados y la materia se encuentra en estado de gases ioniza-dos. En el modelo que él elaboró del interior de una estre-lla, gravedad, presión gaseosa y presión de radiación estáninterrelacionadas y sus estudios teóricos le permitieroncalcular algunos diámetros de gigantes rojas, obteniendovalores confirmados por MICHELSON. Estableció la relacióntambién entre masa estelar y luminosidad, prediciendo parala enana blanca compañera de Sirio una densidad elevadí-sima, verificada después por W. S. ADAMS. EDDINGTON fuede los primeros en comprender el alcance de la relatividad yen difundirla entre la gente de habla inglesa. En 1919 orga-nizó una expedición a la isla Príncipe, en el Golfo de Gui-nea, para medir, aprovechando el eclipse total de Sol del 29de mayo, la desviación que experimentan los rayos lumino-

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sos de una estrella cuando atraviesan el campo gravitacionaldel Sol, y así verificar si el valor de la propia desviación erael previsto por la mecánica relativista. Ya en 1914 habíapropuesto que nuestra Galaxia no era más que una pequeñaparte de todo el Universo y, en 1927, identificó, en el des-plazamiento de las bandas espectrales hacia el rojo y en elespectro de nebulosas estragalácticas, un efecto Dopplerdebido a la expansión del Universo.

Efemérides. Tablas numéricas que contienen las coordena-das de los astros (planetas, satélites, pequeños planetas,cometas, etc.) y otros elementos referentes a los periodos detiempo regulares y sucesivos, gracias a los cuales es posiblecalcular las posiciones de los propios astros en el cielo. Elnombre de efemérides deriva del griego antiguo efemeris(cotidiano).

Effelsberg (radiotelescopio de). Localidad en la que seencuentra el radiotelescopio más grande del mundo ínte-gramente móvil (al contrario de otros, como el de Areciboen Puerto Rico, que son fijos). Tiene una antena en formade disco de un diámetro de 100 metros y se encuentra enuna zona montañosa de Alemania Occidental, a unos 40 kmal Oeste de Bonn. El radiotelescopio está a cargo del MaxPlanck Institute de radioastronomía y se halla en funciona-miento desde 1971.

EINSTEIN, Albert. 1879-1955 Científico de origen alemán,considerado como el máximo físico teórico de nuestro siglo.EINSTEIN es conocido, sobre todo, por su teoría de la retati-vidad, que consta de dos enunciados diferentes: el primeropublicado en 1905 y llamado de la relatividad especial y seocupa de sistemas que se mueven el uno con respecto alotro con velocidad constante (que incluso puede ser igual acero); el segundo de 1916, se ocupa de sistemas que semueven a velocidad variable. Los postulados de la relativi-dad especial son dos: el primero afirma que todo movimien-to es relativo y revelable precisamente como relativo acualquier otra cosa, y por lo tanto el éter, el famoso mediode propagación de la luz en cuya existencia se había firme-mente creído durante todo el siglo XIX no puede determinar-se por ningún experimento. En efecto, esta sería la únicacosa del Universo absolutamente firme, según la descrip-ción que se venía dando, por lo que su movimiento seríaabsoluto y como tal no determinable. De este modo,EINSTEIN liberó a la física del misterioso éter, mostrandoante todo que no se tenía necesidad de un concepto seme-jante. El segundo postulado afirma que la velocidad de laluz es siempre constante con respecto a cualquier observa-dor. De la serie de ecuaciones obtenidas de tales premisasteóricas, surgen consecuencias muy importantes e inclusodesconcertantes: el aumento de la masa con la velocidad; laequivalencia entre masa y energía según la conocida fórmu-la E = m c2, en la que c es la velocidad de la luz y E repre-senta la energía obtenible por un cuerpo de masa m cuandotoda su masa sea convertida en energía; el efecto de con-tracción, por el cual a dos observadores en movimiento eluno con respecto al otro toda cosa inherente al otro parececontraerse en el sentido del movimiento; la dilatación deltiempo que se verifica en un sistema en movimiento conrespecto a un observador (la famosa paradoja de los geme-los ilustra precisamente este efecto: imaginemos que de dosgemelos de veinte años, uno permanezca en la Tierra y elotro parta en una astronave tan veloz como la luz hacia unameta distante 30 AL de la Tierra; al volver la astronave,para el gemelo que se quedó en la Tierra, habrían pasadosesenta años, en cambio para el otro sólo unos pocos días).

Ahora ya se han acumulado las comprobaciones experimen-tales de la relatividad especial: tenemos ejemplos clarísimosde incrementos de masa obtenidos en los aceleradores departículas; la equivalencia entre masa y energía, después dehaber sido probada en laboratorio en 1932, ha dado lugar aimpresionantes aplicaciones concretas (tanto la fisión comola fusión nucleares son procesos en los que una parte de lamasa de los átomos se transforma en energía); por último,incluso el hecho de que el tiempo hace más lento su propiocurso a altas velocidaddes ha sido comprobado muchasveces. La teoría de la relatividad general se refiere al casode movimientos que se producen con velocidad variable ytiene como postulado funamental el principio de equivalen-cia, según el cual los efectos producidos por un campogravitacional equivalen a los producidos por el movimientoacelerado. La primera conclusión importante a que llegóEINSTEIN al desarrollar esta premisa fue que las órbitas delos planetas no son fijas, como había creído NEWTON, sinoque rotan lentamente (en la mayor parte de los planetas casiimperceptiblemente) en el espacio. Así fue explicada larotación de la órbita de Mercurio, equivalente a 43° de arcopor siglo, que hasta ese momento era un enigma. La segun-da conclusión es que los rayos luminosos deben ser desvia-dos por un campo gravitacional, lo que fue comprobadomidiendo el desplazamiento aparente de una estrella, conrespecto a un grupo de estrellas tomadas como referencia,cuando los rayos luminosos provenientes de ella rozan elSol. Sin embargo, como el hecho de que la luz de la estrellaroce la superficie solar impide al observador verla, porquees deslumbrado por la propia luz del Sol, la verificación seefectúa aprovechando un eclipse total de Sol. La estrella esfotografiada dos veces, una vez en ausencia y otra en elcurso del eclipse; de la medida del desplazamiento aparentede ella con respecto a las estrellas de referencia se puedellegar al ángulo de desviación, que ha resultado casi siem-pre, en el transcurso de las diferentes pruebas, muy cercanoa las previsiones de EINSTEIN. Según la relatividad general,también las masas gravitacionales tienen efecto sobre elfluir del tiempo: todos los procesos temporales serán máslentos en proximidad de una gran masa que de una pequeña.La cosmología relativista hipotiza un Universo ilimitado, esdecir carente de límites o barreras, pero finito, cerrado en símismo; siguiendo esta teoría el espacio es curvo, no en elsentido físico del término, sino en el de que contiene masasgravitacionales que determinan en su proximidad la curva-tura de los rayos luminosos. Sin embargo en el año 1922Friedmann demostró que era posible elegir por las ecuacio-nes relativistas la solución que da un modelo de Universoen expansión, incluso estático como el que establecíaEINSTEIN en sus hipótesis. Albert EINSTEIN fue galardonadocon el premio Nobel de física en el año 1921.

Eje de rotación. En un cuerpo animado sólo por el movi-miento de rotación, es el lugar de los puntos que permane-cen inmóviles. En el caso de la Tierra, el eje de rotaciónestá inclinado 66° 33' 8" con respecto al plano de la órbita,o bien 23° 26' 52" con respecto al eje de la órbita. El eje derotación terrestre, también denominado eje celeste o ejehorario, determina la dirección Norte-Sur y en el Norte estádirigido hacia la Estrella polar (α Ursae Minoris). Sinembargo está animado por pequeños movimientos que, conel tiempo, le hacen cambiar de dirección.

Elara. Nombre del séptimo satélite de Júpiter en orden dedistancia, fue descubiero en el año 1905 por el astrónomoC. D. PERRINE. Está en órbita a una distancia media del

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planeta de 11.737.000 km, con un período de doscientascincuenta y nueve días. Tiene un radio de apenas 12 km.

Eldo. Siglas de la European Launcher Development Organiza-tion (Organización para el desarrollo de un lanzador euro-peo), fundada en 1964 por un consorcio de naciones euro-peas que incluía a Bélgica, Francia, Alemania Federal,Inglaterra, Italia y Holanda, con el objetivo primordial derealizar un misil europeo de tres secciones que se basaba enel misil estratégico inglés "Blue Streak", adoptado comoprimera sección y que serviría para poner en órbita satélitesartificiales Se construyeron dos cohetes, "Europa 1" y "Eu-ropa II", ambos lanzados desde el polígono de Woomera enAustralia, que fracasaron. El programa fue entonces aban-donado y las actividades espaciales del consorcio de paíseseuropeos se refundió con la ESA (European Space Agency[Agencia Especial Euro pea]) en el año de 1975.

Elektron (satélites). Serie de satélites científicos soviéticospuestos en órbita para el estudio de los cinturones de radia-ción, o de Van Allen, que rodean la Tierra. Los "Elektron"fueron cuatro: los dos primeros fueron lanzados en enero de1964 y se programaron para analizar uno la cara interior y elotro la cara exterior. Los dos siguientes fueron lanzados conel mismo fin en el mes de julio del mismo año.

Electrón. Pequeña partícula atómica portadora de la carganegativa. En un átomo estable los electrones están en órbitaalrededor del núcleo y su número es igual al de los protones(partículas positivas) contenidos en el propio núcleo. Lamasa de un electrón es 1/1.840 con respecto a la de unprotón. Su carga negativa, que es la más pe queña jamásdeterminada en la naturaleza, es tomada, por convención,igual a la unidad.

Elemento químo. Se define como elemento químico a unasustancia homogénea que no puede dividirse en sustanciasmás simples. Los elementos químicos existentes en la natu-raleza son 92 y pueden presentarse en estado gaseoso, lí-quido o sólido. De su unión está formada toda la materiaque observamos en el Universo. Elementos químicos sonpor ejemplo: el hidrógeno, el helio, el oxígeno, el hierro, eluranio. Una substancia formada por la unión de dos o máselementos químicos se llama compuesto. El agua, por ejem-plo, es un compuesto formado por hidrógeno y oxígeno. LaAstrofisica ha podido determinar que en todo el Universovisible los elementos químicos se presentan con la mismaAbundancia relativa.

Elementos (origen de los). Una de las interrogantes másapremiantes de la astronomía es cómo se han originado loselementos químicos que se encuentran en todo el Universovisible. Hasta hace poco tiempo se consideraba que estosmás que ser el producto de reacciones nucleares internas delas estrellas que actualmente observamos, ya estaban pre-sentes en los comienzos del Universo. Sin embargo, deacuerdo con los estudios más recientes de cosmología y deastrofísica, la formación de los elementos ha sido lenta ygradual, de tal manera que primeramente sólo se han origi-nado los más livianos y en un segundo momento, a través deprocesos nucleares que han involucrado a sucesivas genera-ciones de estrellas, los más pesados. De acuerdo con íateoría del Big Bang, que hoy representa el punto de vistamás acreditado sobre el origen del Universo1 los procesosde fusión nuclear que se llevaron a cabo después de la granexplosión primordial, sólo produjeron hidrógeno y helio.

Después, a causa de la expansión, las temperaturas descen-dieron rápidamente y estos procesos se interrumpieron sindar vida a elementos más pesados. Fue necesario esperar elagregado de hidrógeno y helio primordiales en estrellas (lasprimeras estrellas del Universo neonato) para ver instaurar,en su interior, nuevos y más duraderos procesos de fusiónnuclear y para asistir, por consiguiente, al nacimiento deelementos cada vez más pesados: berilio, carbono, oxígeno,neón, magnesio, silicio, hierro, etc. Se piensa que.la pro-ducción fue gradual, limitándose cada generación estelar aproducir elementos de complejidad creciente y a diseminar-los en el espacio, proporcionando una materia elaboradaque, a su vez, constituyó el punto de partida para sucesivosagregados estelares y otras elaboraciones. Estas teorías, másque basarse en los conocimientos de la física nuclear ysubnuclear, se fundamentan en observaciones. En efecto,cuanto más lejos se mira el Universo, cuanto más antiguasson las estrellas que se analizan, apareciendo más pobres enelementos pesados, más se confirma la hipótesis de que loselementos se han construido "ladrillo sobre ladrillo", desdelos más livianos a los más pesados, gracias al trabajo desucesivas generaciones estelares. Al final de la disemina-ción de los elementos más pesados en el espacio, se hapodido observar que el papel fundamental es desempeñadopor las estrellas que estallan (las llamadas Supernovas)lanzando a su alrededor materia altamente elaborada. Seconsidera que el propio nacimiento de sistemas planetarioscomo el nuestro, ricos en elementos pesados con los que seformaron los planetas, sea la consecuencia de la explosiónde una supernova.

Elipse. Es una curva que forma parte de la familia de lasCónicas. La elipse tiene la forma de un óvalo más o menosachatado y es la órbita típica de los objetos que giran alre-dedor de un centro de gravedad como lo hacen, por ejemplo,los planetas con el Sol. Los planetas del sistema solar tie-nen órbitas elípticas con una excentricidad muy pequeña.

Elongación. Es la distancia angular de un planeta al Sol, obien el ángulo entre el Sol y el planeta visto desde la Tierra.Para los planetas internos (Mercurio y Venus) se distingueuna elongación oriental, cuando el planeta visto desde laTierra se encuentra al Este con respecto al Sol, y una occi-dental cuando se encuentra al Oeste.

Enanas (estrellas). De acuerdo con sus dimensiones, lasestrellas son clasificadas en enanas, gigantes y supergigan-tes. Nuestro Sol, por ejemplo, con sus 697.000 km de radio,es considerado una eatrella enana. Antares, una estrella dela constelación de Escorpión, que tiene un diámetro equiva-lente a 285 veces el del Sol (es tan grande que puesto en sulugar ocuparía el espacio hasta la órbita de Marte), es unasupergigante. Las estrellas como el Sol, en las primerasetapas de su evolución, cuando están aún "frías" y no tienensuficiente energía para emitir, son denominadas enanasrojas; mientras las estrellas como nuestro Sol, que al llegaral final de su existencia estallan y después se contraenemitiendo grandes cantidades de energía, son llamadasenanas blancas.

Encélado. Tercer satélite de Saturno en orden de distanciadesde el planeta y sexto en orden de tamaño. Está en órbitaalrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km.Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de500 km.

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ENCKE, Johann Franz. 1 791-1 865 Uno de los astrónomosalemanes más importantes del siglo XIX, cuyo nombre estáunido, sobre todo, al cometa con más corto periodo que seconoce. Fue discípulo del gran matemático y astrónomoalemán Carl Friedrich GAUSS (1777-1865) y se le nombródirector del Observatorio de Berlín en 1825. Después dehaber calculado, en 1818, los elementos orbitales del come-ta que después fue llamado con su nombre, pudo calcular lamasa de Mercurio y de Júpiter por los efectos ejercidos porestos dos planetas sobre la órbita del propio cometa. ENCKEse dedicó también a la recopilación de un nuevo atlas este-lar, que hizo posible a J. G. GALLE (1812-1910) descubrirNeptuno. En el año 1837 descubrió, además, una nuevadivisión en los anillos de Saturno.

Encke (cometa de). Es el cometa periódico con el periodomás corto conocido hasta ahora. Realiza un giro alrededordel Sol cada 3,3 años (3 años y 106 días), con un perihelio(punto más próximo al Sol) en torno a 51 millones de km yun afelio (punto más distante del Sol) de aproximadamente611 millones de km. Esto significa que el cometa se acercaal Sol casi tanto como Mercurio y se aleja de él casi comoJúpiter, desde el momento que se caracteriza por una órbitarelativamente excéntrica (e = 0,85). El cometa de Enckepertenece a la llamada "familia de Júpiter": ese numerosogrupo de cometas de corto periodo (alrededor de 1 semana),cuyas órbitas están altamente influidas por el paso cercano aJúpiter. Estos, en épocas pasadas, han experimentado unfenómeno llamado de captura por parte del planeta gigantedel sistema solar, que los vincula así arrastrando el afelio alas proximidades de su órbita. El Encke es un elementoastronómico de gran interés por diversos motivos. En él seha notado, con el pasar de los años, una progresiva reduc-ción de la capacidad de rodearse de cabellera y cola: signode que los repetidos pasos junto al Sol lo han ido despojan-do, poco a poco, de los elementos volátiles, reduciéndolo aun núcleo preponderantemente rocoso e inerte. Por estemotivo, algunos astrónomos consideran que el Encke repre-senta el estado final de ese proceso que llevaría a los come-tas nuevos a transformarse, con el tiempo, en asteroides deltipo Apolo. Según el astrónomo checoslovaco LuborKRESAK, un fragmento se separó del Encke y penetró en laatmósfera terrestre el 30 de junio de 1908, cayendo en elaltiplano siberiano junto al río Tunguska Medio, provocan-do la destrucción de 2.000 km2 de bosque y una explosióncomparable a 20.000 toneladas de trilita. Los pequeñosfragmentos de polvo que a continuación se separaron delEncke se han considerado como los responsables de lalluvia anual de estrellas fugaces, llamados Táuridas, quealcanza el máximo de intensidad el 13 de noviembre decada año. Este importante cometa se conoce desde tiemposrelativamente recientes. Fue observado por primera vez porlos franceses Mechain y Messier en 1786 y sucesivamenteperdido de vista. En 1818 fue observado nuevamente porPons y entonces Johan ENCKE calculó sus elementos orbita-les, dándose cuenta que se trataba del mismo cometa apare-cido anteriormente. La NASA y la ESA proyectan desdehace tiempo la observación cercana del cometa de Enckemediante sondas espaciales automáticas, pero hasta ahoraestos proyectos no se han podido llevar a cabo, sobre todopor la dificultad de presupuestos de las agencias espaciales.

Encke (división de). Con este término se indica un vacíoaparente existente en la parte externa del anillo A de Satur-no. Como es sabido, este planeta se caracteriza por unaserie de anillos -constituidos por partículas de hielo- losmás evidentes de los cuales, a partir del exterior, son lla-

mados con las letras A, B, C y D. Mientras A y B estánseparados con una división bien marcada, llamada de Cas-sini, por el nombre de su descubridor, el A está surcado poruna fina división llamada de Encke, del nombre del astro-nomo alemán que la descubrió en el año 1837; la división,debido a su extrema finura, también es denominada trazo delápiz. Las recientes observaciones cercanas del mundosaturniano, efectuadas por las dos sondas americanas Voya-ger, han demostrado que esta división, como también la deCassini, está caracterizada por una relativa ausencia departículas con respecto a otras regiones de los ani los, y nopor un vacío absoluto de materia como parecían indicar lasprimeras e imprecisas observaciones desde la Tierra.

Epiciclo. Es un elemento, que no tiene ninguna relación conla realidad, al cual recurrían los antiguos astrónomos paraexplicar los movimientos de los planetas. Hasta los tiemposen que J. KEPLER (1571-1630) descubrió las tres leyes sobrelos movimientos planetarios, con el fin de conciliar losdatos resultantes de las observaciones con la teoría geocén-trica o tolomeica, se pensaba que cada planeta estaba ani-mado por un doble movimiento: uno alrededor de la Tierraen un gran círculo, llamado deferente, y uno alrededor de unpunto móvil sobre el deferente mismo, llamado epiciclo. Dela combinación de estos dos movimientos se lograba, aúncon alguna aproximación, explicar los movimientos retró-grados y estacionarios de los planetas. Con el descubrimien-to kepleriano de que los planetas realizan órbitas elípticas,en las cuales el Sol ocupa uno de los dos focos, la astrono-mía pudo desembarazarse de estos complejos y artificiososmecanismos.

Época. Se define como época, o a veces incluso época de lascoordenadas, una fecha precisa a la cual hacen referencialas Coordenadas celestes de las estrellas. A causa de losmovimientos de la Tierra conocidos con el nombre de Pre-cesión y Nutación, las coordenadas de las estrellas cambian,aunque imperceptiblemente, de año en año. Por lo tantoresulta oportuno referirse a un preciso instante de tiempopara su cómputo. La época de las coordenadas más en usoen los actuales atlas celestes y en las Efemérides es el de1950, pero en algunas publicaciones puestas al día, ya sehan introducido las coordenadas que hacen re ferencia alaño 2000.

Equinoccio. Es el momento en que el Sol, a lo largo de sumovimiento aparente anual, atraviesa el plano del ecuadorceleste. Esto sucede dos veces al año: el 21 de marzo, Equi-noccio de primavera y el 23 de septiembre Equinoccio deotoño en el hemisferio Norte y a la irversa en el Sur. Enestas dos fechas, la duración del día es igual al de la nochepara todos los lugares de la Tierra. La situación equinoccialsería perpetua si plano de la órbita terrestre coincidiera conel del Ecuador; sin embargo, como es conocido, hay undesfase de 23° 27'. El Equinoccio de primavera también esconocido como "primer punto de Aries", y el de otoño "pri-mer punto de Libra".

ERATÓSTENES. 276-194 a J.C. Matemático, astrónomo ygeógrafo griego nacido en Cirene. Fue el primero en medir,con un error muy pequeño, la circunferencia terrestre. Sabíaque cuando en Siene, la actual Assuan, en Egipto el Sol seencontraba en la vertical del observador, sus rayos formabanen Alejandría, ciudad situada a una latitud mayor, un ángu-lo de aproximadamente 7° con la vertical. Este ángulo esigual al formado en el centro de la Tierra por la prolonga-

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ción de las dos verticales de Siene y de Alejandria, tratán-dose de ángulos correspondientes a dos paralelas cortadaspor una transversal. En este punto, conocida la distancialineal entre Siene y Alejandría, ERATÓSTENES dedujo fácil-mente la medida de la circunferencia terrestre mediante unacualificada ecuación. ERATÓSTENES obtuvo el valor de250.000 estadios, equivalentes a 40.000 km, que se aproxi-ma muchísimo al determinado en nuestros días: 40.009,88km.

Eros. Singular Asteroide del "grupo Amor", que tiene laforma de un cigarro. Eros realiza una vuelta completa alre-dedor del Sol en 1,8 años y su órbita está comprendida entre1,13 y 1,8 UA. Periódicamente se aproxima mucho a laTierra, pero sin llegar a cruzar su órbita. En enero de 1975pasó a unos 22 millones de km de nosotros y se pudo obser-var incluso con un telescopio de aficionado, como un estre-llita de séptima magnitud. Su estructura es la de un cuerpooblongo, con un eje mayor de aproximadamente 35 km delargo y uno menor que apenas alcanza los 6 km. Se conside-ra que Eros es un fragmento rocoso proveniente de unacolisión entre dos asteroides de dimensiones mayores.

ERTS (satélites). Abreviatura de la frase Earth ResourcesTechnology Satellite es decir: satélite tecnológico para losrecursos terrestres. La sigla ERTS, adoptada para el lanza-miento del primer satélite de esta serie en el año 1972, fueinmediatamente abandonada y sustituida por la de "Land-sat", palabra compuesta de los términos ingleses land (tie-rra) y sat (satélite). Estos vehículos espaciales, colocados enórbitas polares, son también llamados "los agricultores delcielo", porque observan sistemáticamente nuestro globoproporcionando preciosas imágenes en varias longitudes deonda, con las cuales es posible controlar no sólo el desarro-llo de los cultivos, sino también la fauna marina y situacio-nes geológicas.

ESA. Sigla de la European Space Agency, la agencia espacialeuropea fundada en 1975 después de la disolución de dosorganizaciones espaciales europeas: ESRO y ELDO. LaESA recoge, en diversas proporciones, las contribuciones de11 países europeos: Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania,Inglaterra, Irlanda, Italia, Holanda, Suecia, Suiza y España.Su función primordial es desarrollar investigaciones espa-ciales, tanto científicas como de aplicación directa, creandolos cohetes de lanzamiento necesarios e independizándosede este modo totalmente de la tecnología americana. Para1980, el presupuesto del organismo preveía un gasto totalde aproximadamente 763 millones de unidades de cuenta (1unidad de cuenta = 1,34 dólares americanos). Uno de losprimeros objetivos de la ESA ha sido desarrollar el coheteAriane y encontrar una base de lanzamiento. Con este fin,propuesta por Francia, fue aceptada la situada en Kourou,en la Guayana francesa. El primer satélite de la ESA fuelanzado el 9 de agosto de 1975, se llamaba Cos B, y sirviópara el estudio de los rayos γ. Fue seguido de otros satélites,unos científicos como los Geos, otros aplicativos como elMeteosat. La ESA tiene programada, para los próximosaños, numerosas misiones, algunas de las cuales en colabo-ración con la NASA. Entre las más importantes se puedenrecorcar: la construcción del Spacelab, un laboratorio orbitaltripulado por astronautas tanto europeos como americanos;la realización de la sonda automática interplanetaria Giottopara la exploración de cerca del cometa Halley la realiza-ción de satélites aplicativos para telecomunicaciones, comoMarecs y L-Sat; la participación en el Space Telescope de laNASA a través de la construcción de una Faint Object

Camera. En la base de muchos de estos proyectos está elposterior desarrollo del Ariane: se pretende convertirlo enun cohete fiable para misiones tanto en órbita terrestrecomo interplanetaria, no sólo para utilizarlo en los progra-mas de la ESA sino también de otros países que lo soliciten.A este propósito se ha comenzado un programa de comer-cialización del propio cohete.

Esfera celeste. Es una esfera imaginaria sobre cuyasuperficie se proyectan los astros visibles a simple vista. Elconcepto de esfera celeste fue introducido en las épocas dela astronomía antigua (→Astronomia) y puede compren-derse perfectamente cuando uno se encuentra dispuesto aobservar, en una noche serena, el cielo en un lugar con elhorizonte libre. Entonces parece que los astros se encuen-tran todos sobre una superficie esférica de radio infinitoque, con el paso de las horas, gira de Este a Oeste. Se trataobviamente de una mera apariencia: en realidad los cuerposcelestes ocupan distancias diferentes con respecto al obser-vador; mientras que el movimiento de la esfera celeste no esotro que el de la Tierra, que gira alrededor de su propio ejede Oeste a Este. Una rotación completa de la esfera celeste,es decir, un retorno de la misma estrella al mismo punto, serealiza en 23h 56 m 04 s (día sideral). Un observador situa-do en uno de los dos polos, vería rotar la esfera celestealrededor del eje vertical, que en este caso coincide con elpolar; un observador situado en cualquier otro punto de laTierra lo ve rotar alrededor del eje polar, que está inclinadocon respecto al horizonte en un ángulo equivalente a lalatitud del lugar.

ESO (observatorio). Sigla del "European Southern Obser-vatory", el observatorio europeo del Sur que se levanta enCerro La Silla, en los Andes chilenos, unos 100 km al Nor-deste de la ciudad de La Serena. No lejos de este lugar,caracterizado por un cielo sereno con buen Seeing durantela mayor parte del año, los americanos también han cons-truido su observatorio, precisamente en Cerro Tololo. Lacúpula del observatorio se encuentra a 2.500 metros dealtura y alberga un reflector con un espejo de 3,6 metros dediámetro. Sin embargo existen numerosos instrumentosmenores, entre los cuales hay un Schmidt de 1,5 m pararealizar espectrografía. El observatorio del ESO fue puestoen funcionamiento en 1969 por iniciativa de un consorcio depaíses europeos al cual se han adherido Bélgica, Dinamar-ca, Francia, Alemania, Holanda y Suecia. Desde el año1982, también Italia ha entrado a formar parte del consor-cio.

Espectro. Si se hace pasar la luz del Sol a través de unprisma ésta se descompone en una gama de colores simila-res a los que pueden observarse en un arco iris (rojo, ana-ranjado, amarillo, verde, azul, añil y violeta). A esta gamade colores se le da el nombre de espectro de la luz visible.Pero, en términos generales, el espectro es toda la gama deradiaciones electromagnéticas, que va desde los rayos γ alas ondas radio.

Espectroscopía. En astronomía, la espectroscopía es elestudio de los espectros emitidos por los cuerpos celestes.Cuando por medio del espectroscopio se descompone la luzproveniente de un cuerpo celeste, se obtienen tres tiposfundamentales de espectros: 1) el espectro continuo, típicode los sólidos, los líquidos y los gases llevados a la incan-descencia y a altas temperaturas y presiones. Está caracteri-zado por una emisión continua en todas las longitudes de

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onda y no presenta líneas; 2) el espectro de emisión, típicode los gases luminosos a baja presión y temperatura. Estáconstituido por líneas de longitud de onda definida, caracte-rística de cada especie atómica y molecular; 3) el espectrode absorción, que es una combinación de los dos primerostipos. Se obtiene cuando se hace pasar a través de un gas laluz de un cuerpo llevado a la incandescencia y está caracte-rizado por líneas negras, llamadas líneas de absorción, queacompañan al espectro en la misma posición en la que elpropio gas habría producido las líneas de emisión. El Sol ylas estrellas presentan espectros de absorción y por lasposición de las líneas se pueden esta blecer cuáles son loselementos presentes en el astro. Por ejemplo el Sol, en laparte amarilla del espectro, presenta dos líneas que ocupanla misma posición de las que aparecerían en el espectroproducido por vapores de sodio llevados a la incandescen-cia. De esta manera se puede establecer que el sodio es unode los elementos presentes en nuestra estrella. Los planetasy los cuerpos opacos en general, no emiten luz propia sinoque reflejan la del Sol, presentando un espectro de absor-ción idéntico al solar, que no nos da informaciones particu-lares sobre la naturaleza del planeta. Sin embargo, en losplanetas con envolturas gaseosas consistentes, el análisisespectroscópico puede proporcionar informaciones a cercade su composición química.

Espectroscopio. Es un instrumento adecuado para descom-poner la luz en su espectro, por medio de un prisma o de unretículo de difracción. Antes el análisis en el espectroscopiose hacía a simple vista, pero con la introducción de la foto-grafía los espectros son captados sobre una emulsión. Unespectroscopio dotado de un equipo EEUU financiará en un30 % los vuelos futuros.

ESRO. Sigla de la European Space Research Organisation,que puede considerarse como el primer esbozo de coopera-ción entre los países europeos en el campo espacial. Funda-da en el año 1964 con el fin de desarrollar investigacionesen el espacio que rodea a la Tierra, el ESRO realizó en elperiodo de un decenio siete satélites científicos que fueronlanzados con cohetes y desde bases americanas; lanzó tam-bién alrededor de doscientos pequeños cohetes sonda parael estudio de la alta atmósfera. Los países que formabanparte de este organismo eran Bélgica, Dinamarca, Francia,Alemania, Inglaterra, Italia, Holanda, España, Suecia ySuiza. En 1975, la ESRO y otra organización europea simi-lar que se ocupaba de la realización de un cohete de lanza-miento, ELDO, se fusionaron dando vida a la EuropeanSpace Agency (ESA), que representa la actual agenciaespacial europea, sostenida económicamente por once paí-ses.

ESSA. Sigla de la Environmental Science Service Administra-tion, organización creada a comienzos de los años sesentaen los Estados Unidos para realizar los primeros satélitesartificiales meteorológicos. Los satélites ESSA recorríanórbitas polares de tal manera que podían tener bajo controla toda la Tierra. Llevaban a bordo telecámaras y sensoresmultiespectrales para el estudio de los fenómenos meteoro-lógicos en varias longitudes de onda. En 1970 las funcionesde la "ESSA" fueron transferidas a la National Oceanic andAtmospheric Administration (NOAA).

Estacionamiento (órbita de). Es una técnica utilizada enlos vuelos espaciales muy largos para mejorar la precisiónen el alcance de objetivo. Habitualmente se aplica para las

sondas destinadas a los planetas. En un primer momento lacarga útil, comprendida la última sección del misil, escolocada en una órbita alrededor de la Tierra, cuyo perigeoestá comprendido entre 150 y 200 km. Más tarde, cuando elvehículo llega a un punto preciso de la órbita, son encendi-dos los motores de la última sección y se le imprime elempuje necesario para el vuelo interplanetario. La órbita deestacionamiento h asido utilizada también como escalónintermedio antes de que un satélite artificial fuese puesto enórbita geoestacionaria a 36.000 km de altura. También paralas misiones lunares de la serie Apolo, la órbita de estacio-namiento alrededor de la Tierra era un paso obligado antesdel salto hacia nuestro satélite natural.

Estaciones espaciales. Grandes construcciones espacialesque deberán ser colocados en órbita alrededor de la Tierraentre finales del siglo XX y comienzos del siguiente, con elfin de desarrollar actividades de investigaciones por partede tripulaciones humanas permanentes o semipermanentes.En el vacío del espacio que rodea a la Tierra, en efecto, esposible efectuar observaciones de nuestro planeta, de losotros planetas y de las estrellas, de gran valor geológico,geofísico y cosmológico; por otra parte, en ausencia de pesoy en vacío absoluto, pueden experimentarse tanto trabajosindustriales como químico-farmacéuticos imposibles dellevar a cabo en suelo terrestre. La primera idea de construirestaciones en el espacio fue adelantada en 1923 por elpionero alemán de la astronáutica Hermann OBERTH. Peroel primer proyecto concreto de estación espacial es el des-arrollado por la US Air Force en 1960, que preveía la cons-trucción de un MOL (manned Orbiting Laboratory), condu-cido por astronaves del tipo Géminis, que habría servidopara observaciones de caracter militar. El proyecto nunca sedesarrolló y fue abandonado definitivamente en 1 969. Sinembargo, en aquel mismo año, la NASA desarrolló unnuevo proyecto de estación espacial a partir de las astrona-ves Apolo, que se desarrollaría en los años 70 después deconcluido el programa lunar. La primera estación orbitalhabía debido albergar a 12 hombres; una sucesiva versiónmejorada habría podido contener hasta 50 astronautas. Perotambién este proyecto, a causa de cortes en los presupuestosde la NASA, es abandonado. Mientras tanto, la UniónSoviética pone en órbita, el 19 de abril de 1971, la Salyut,que puede considerarse como la primera estación espacialrealizada por el hombre. Entonces los americanos pusieronen marcha el programa Skylab, el laboratorio orbital que eslanzado el 14 de mayo de 1973. A la Salyut soviética lasucedieron otras estaciones; en cambio el Skylab, ha queda-do como el único intento americano en este sentido. Detodos modos, ambos no son más que realizaciones rudimen-tarias de una estación espacial, habiéndose desarrollado apartir de las etapas superiores de misiles. La primera esta-ción espacial auténtica será el laboratorio europeo Spacelab,que será lanzado por medio de una lanzadera espacial SpaceShuttle. Y es a este transbordador espacial reutilizable alque se ha confiado la relización de las futuras estacionesespaciales orbitales americanas, construidas con elementosmodulares llevados a su órbita correspondiente en vuelossucesivos.

Estado estacionario (teoría). Es una teoría cosmológicaformulada en 1948 por Hermann BONDI y Thomas GOLD, ysucesivamente ampliada por Fred HOYLE, según la cual elUniverso siempre ha existito y siempre existirá. Puntobásico de esta teoría es el hecho de que el Universo, a pesarde su proceso de expansión. siempre mantiene la mismadensidad gracias a la creación continua de nueva materia.

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Esta teoría, que estuvo en auge durante los años 50, ha sidosucesivamente rechazada por la mayoría de los astrónomosquienes apoyan ahora la teoría del Big Bang.

ESTEC. Sigla de la European Space Research and TechnologyCentre, un centro de investigaciones espaciales pertenecien-te a la Agencia espacial europea (ESA) y que tiene su sedeen Noordwijk, en los Países Bajos. En la ESTEC se realizala gestión del prestigioso programa Spacelab, el gran labo-ratorio espacial europeo que será transportado por el SpaceShuttle americano y puesto en órbita alrededor de la Tierra.

Estrella. Es un cuerpo celeste que brilla emitiendo luz propia.En términos generales, una estrella está formada por unaesfera de gas que se mantiene a elevadísimas temperaturasen virtud de los procesos termonucleares que se desarrollanen su interior. Nuestro Sol es una típica estrella de media-nas dimensiones. Observando a simple vista, en una nocheserena, podemos distinguir alrededor de tres mil estrellas.Sin embargo, ya en uno de los más gigantescos catálogosestelares, el Palomar Sky suzuey realizado con el telescopioSchmidt de 122 cm de Monte Palomar, pueden contarsemás de 800 millones de estrellas. El número de estrellasexistente en el Universo es enorme: sólo en nuestra Galaxiase encuentran 100 mil millones. Las estrellas se formancomo consecuencia de la condensación de grandes nubes degases y polvos existentes en el Universo. Acontecimientoscomo una colisión entre dos de estas nubes o va-riacionesde temperatura y presión en el interior de una de ellas,inducidas por la actividad de estrellas cercanas, provocanfenómenos de colapso gravitacional: las partículas de gaspolvo, entonces, caen hacia un centro de gravedad. Una grannube puede fragmentarse en muchos pedazos, cada uno delos cuales entra en colapso hacia un centro propio: en estecaso, cada parte de la nube puede darle vida a una estrella.Por efecto del colapso la temperatura de la nube aumentagradualmente, hasta alcanzar valores de una decena demillones de grados: en este punto se desencadenan esasreacciones nucleares que dan vida a una estrella y le pro-porcionan energía durante toda su existencia.

Estrella Doble. Si observamos las estrellas en una nocheserena, muchas de ellas se nos aparecerán aisladas, peropróximas a otra estrella. Este hecho puede estar determina-do simplemente por un efecto de perspectiva, por el cualdos estrellas, en realidad muy alejadas entre sí, y que sinembargo se encuentran en nuestra línea visual, se nos mues-tran una al lado de la otra. En este caso se habla de doblesópticas. En cambio, cuando las dos estrellas están unidasfísicamente, en el sentido que rotan la una alrededor de laotra, se habla de dobles físicas. En muchos casos las estre-llas mantenidas juntas por fuerzas gravitacionales son másde dos, y entonces se llaman sistemas múltiples. Un típicosistema múltiple es el de Ursae Maioris, estrella del GranCarro conocido también con el nombre de Mizar. En estecaso junto a Mizar, que tiene una magnitud de 2m, 1, esposible ver a simple vista, y aproximadamente a 11" dedistancia, otra pequeña estrella denominada Alcor. Unatercera compañera, aproximadamente de la misma lumino-sidad de Alcor, pero mucho más próxima, es apreciable sóloa través de un binocular o un telescopio. Pero esto no estodo: el sistema tiene otras componentes invisibles, cuyapresencia ha sido establecida por pequeñas oscilaciones delas estrellas visibles. Otro sistema típico es el de α Centau-ri. Las dobles físicas no son en absoluto una rareza, ya querepresentan la gran mayoría de las estrellas. Se-gún recien-tes estadísticas, el 46 % de las estrellas está constituido por

dos componentes unidas gravitacionalmente; el 39 % porsistemas múltiples y el 15 % por estrellas simples comonuestro Sol. Según las modalidades de observación, lasestrellas dobles físicas se subdividen en varios tipos: 1)Dobles visuales, cuando las componentes pueden observarsedirectamente con un instrumento óptico. 2) Dobles astromé-tricas, cuando una componente es demasiado débil para servista directamente y su presencia se presume por medidasastrométricas, es decir por pequeños movimientos que laestrella principal, apreciable a simple vista, realiza comoconsecuencia de su unión gravitacional con la compañera asu vez invisible. 3) Dobles espectroscópicas, cuando por lapresencia de dos o más componentes rotantes se determinandesplazamientos periódicos de las longitudes de onda de lasbandas espectrales, a causa del efecto Doppler. 4) Doblesde eclipse, cuando la duplicidad se revela por las variacio-nes regulares de luminosidad de una estrella a causa delpaso periódico de la compañera delante de ella. En estecaso, se habla también de variable a eclipse. El ejemplomás famoso de una estrella de este tipo es Algol. Las estre-llas dobles tienen una notable importancia astrofísica, por-que del análisis de sus órbitas se puede determinar la masa,las dimensiones y, por lo tanto, profundizar en los estudiossobre la evolución estelar. En otros casos, a causa de laproximidad de las dos componentes, se observa un fluir delgas atmosférico de una estrella hacia la otra, acompanadopor fenómenos de emisión electromagnética muy llamati-vos. Las estrellas dobles son uno de los objetos más obser-vados por los astrónomos, tanto por su belleza como porrepresentar una óptima prueba para establecer la calidad desu equipo óptico. En muchos textos de astronomía se hadifundido el uso de referirse a las estrellas dobles con eltérmino de "estrellas binarias": las dos maneras son perfec-tamente equivalentes.

Éter. Hacia finales del siglo XVIII, con el descubrimiento de lanaturaleza ondulatoria de la luz, se pensó que así como lasondas sonoras necesitan de un medio, el aire, para propa-garse, también las ondas luminosas se transmitirían graciasa un medio que fue denominado "éter cósmico". Comonadie había logrado demostrar su existencia, se le atribuíapropiedades excepcionales: llena todo el espacio, es absolu-tamente transparente a la vista, carente de peso y de roce(condición esta última necesaria porque, de lo contrario, loscuerpos celestes habrían sufrido impedimentos al moverse através del éter). Correspondió al genio de EINSTEIN "tirarpor la ventana al viejo y superado éter", como escribió elfísico George Gamow, y sustituirlo con el concepto másamplio de campo electromagnético, al cual atribuyó unarealidad física. La luz, como las otras radiaciones del espec-tro, no es otra cosa que una vibración del campo electro-magnético y no hay necesidad de recurrir a ningún mediopara explicar su propagación. La palabra éter ha permane-cido, sin embargo, en uso. Aún hoy se suele leer, por ejem-plo, transmisiones por cable y transmisiones por éter: setrata de un uso inadecuado, útil sólo para distinguir dostipos diferentes de canalización de una señal.

EUDOXIO de Cnido. 408-355 a. J.C. aprox. Astrónomo griego,alumno del gran filósofo Platón, a quien se debe uno de losprimeros sistemas geocéntricos, después adoptado y am-pliado por ARISTÓTELES (384-322 a. J.C.). En el sistema deEUDOXIO, llamado también de las esferas homocéntricas(con un centro común), nuestro planeta era colocado en elcentro del Universo y los siete cuerpos celestes conocidosen aquella época, fijados a siete grupos de esferas de di-mensiones crecientes. El primer grupo, formado por tres

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esferas, pertenecía a la Luna; el segundo, formado por otrastres esferas, al Sol; los otros planetas entonces conocidos(Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) ocupaban cadauno un grupo de cuatro esferas. Cada cuerpo celeste seimaginaba fijado a la esfera más interna del propio grupo ylas esferas de cada grupo estaban conectadas entre sí me-diante un sistema de ejes polares desfasados. Todo estecomplicado mecanismo era necesario para justificar losmovimientos aparentes de los planetas que, como es sabido,según los periodos del año, parecían tener movimientodirecto, retrógrado o estacionario.

EULER, Leonardo. 1707-1783 Célebre sobre todo comomatemático, el suizo EULER se ocupó también de la física,pasando de los fenómenos magnéticos y eléctricos a laóptica y a la acústica (en la que contribuyó con estudiossobre la velocidad de propagación del sonido). En 1747,después de varios experimentos, publicó una obra en la cualdemostraba matemáticamente la posibilidad de realizarobjetivos acromáticos. en los que resultarían corregidas lasaberraciones cromáticas. NEWTON, considerando imposibleesta corrección, había inventado el telescopio astronómicopor reflexión (también llamado newtoniano), donde en lugarde una lente hay un espejo parabólico que envía los rayosluminosos al mismo foco, evitando el fenómeno de la abe-rración cromática Precisamente a causa de la gran autoridadde NEWTON, las afirmaciones de EULER no lograron seraceptadas y las primeras lentobra de J. DOLLOND (1706-1761). En el campo astronómico. EULER estudió las pertur-baciones de Júpiter y de Saturno. Los cometas, las irregula-ridades del movimiento de la Luna y la precesión de losequinoccios.

Europa. Es el más pequeño de los cuatro principales satélitesde Júpiter, llamados también galileanos porque fuerondescubiertos por el gran científico italiano en el año 1610,inmediatamente después de haber inventado el telescopio.Está en órbita a una distancia media de 671.000 km delplaneta, con un periodo de 3,5 días; tiene un diámetro de3.125 km, una masa de aproximadamente 2/3 con respecto ala de la Luna y una densidad tres veces la del agua. Ha sidoexplorado por primera vez en 1979 por el Voyager 1, ypresenta una costra helada con una red de evidentes surcos.

Evolución estelar. Ningún astrónomo ha podido seguirnunca la vida de una estrella desde su nacimiento hasta sumuerte. Los tiempos en los que se desarrolla este ciclo sondel orden de miles de millones de años. Sin embargo, ob-servando en el cielo estrellas recién nacidas, jóvenes, enedad madura y próximas a su fin, ha sido posible tener unaidea de las diversas etapas de la evolución estelar. De estemodo, sobre todo a partir de finales del siglo XIX y en eltranscurso del XX, se han formulado diversas teorías a estepropósito y con los nuevos datos que de vez en cuandosurgen, ha sido posible trazar un cuadro del ciclo existencialde las estrellas que exponemos a continuación. Nacimiento.Ahora ya parece cierto que toda estrella tiene su origen enla materia estelar, bajo forma de gases y polvos, el cual seencuentra esparcido un poco por todo el Universo. Cuandose producen fenómenos físicos que afectan la dinámica deesta materia, se puede condensar bajo forma de glóbulos,que constituyen el embrión de una estrella. Un fenómeno deeste tipo se habría producido en uno de los brazos en espiralde nuestra Galaxia, donde una gran nube interestelar sefraccionó en tantos glóbulos que dieron vida a otras tantasestrellas: una de ellas es el Sol. En cada glóbulo se formaun núcleo de atracción central, que actúa como reclamo

sobre la materia que está alrededor. La progresiva concen-tración genera calor y el núcleo pasa de una temperatura dealgunas decenas de Kelvin (alrededor de –250 °C) a 1.000K. En esta fase la protoestrella comienza a irradiar en elinfrarrojo y puede percibirse instrumentalmente. Fenóme-nos de este tipo se observan en algunas nebulosas lejanasInfancia. Esta fase de la vida de una estrella, como toda laduración de su ciclo evolutivo, se desarrolla en tiempos quedependen de la cantidad del material en el que el astro tienesu origen: cuanto mayor es la masa de la nebulosa protoeste-lar, más rápida es la vida de la estrella. La infancia de unaestrella es un periodo caracterizado por gran turbulencia einestabilidad. Continuando el proceso de agregado de lamateria en torno al centro de atracción, la temperaturacrece. Cuando alcanza valores de algunos millones de Kel-vin, se inician las primeras reacciones de fusión nuclear ycomienza la emisión de radiaciones luminosas: la estrella seenciende. Sin embargo, la condición para que las reaccionesnucleares tengan lugar es que la masa de la protoestrella nosea inferior en un décimo con respecto a la del Sol. En lasestrellas de mediana magnitud el ciclo nuclear fundamentalque se instaura es el llamado protón-protón, que lleva a latransformación de hidrógeno en helio, con la liberación degrandes cantidades de energía con temperaturas que nosuperan los 15·106 K. En las estrellas más sólidas, másmacizas, se llevan a cabo reacciones termonucleares máseficientes: el llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, contemperaturas superiores a los 15·106 K. Madurez. Tambiénesta fase es diferente según se tomen en consideraciónestrellas de peso medio como el Sol, o bien más macizasque él. En el primer caso la madurez es un periodo largo, deaproximadamente diez mil millones de años, en el que laestrella emite energía de manera estable a través de lareacción nuclear protón-protón. En el caso de estrellas mámacizas, por ejemplo una decena de veces más que el Sol,la fase de madurez apenas dura 10 millones de años, en elcurso de los cuales el astro tiene una luminosidad diez milveces mayor que el Sol. Vejez. El fin del combustible nu-clear marca también la conclusión del periodo de estabili-dad de una estrella y el comienzo de periodos más comple-jos, que llevan al astro a cambiar radicalmente sus caracte-rísticas físicas. El núcleo se contrae, la temperatura centralsigue aumentando, las capas externas se expanden desme-suradamente y la estrella se convierte en una de las llama-das gigantes rojas. En el caso del Sol, se prevé que experi-mentará una dilatación hasta tragarse la Tierra. En cuanto alos procesos de fusión nuclear, estos continuarán afectandoprogresivamente a elementos cada vez más pesados. Muer-te. Llegada a la etapa de gigante roja, una estrella continúatomando energía a través de sucesivas contracciones delnúcleo. Sin embargo las elevadas temperaturas que se des-arrollan determinan destructoras expulsiones de las capasmás externas; la estrella disipa hacia el espacio su materia,dando origen a una nebulosa planetaria como aquella, típi-ca, que se observa en la constelación de la Lira. Después deestos fenómenos, no queda del astro más que un pequeñonúcleo inerte en progresivo enfriamiento. El Sol terminarásu existencia convirtiéndose en una enana blanca. Diferentees, una vez más, la agonía de las estrellas más macizas queel Sol. Ponen fin a su vida con una gran explosión, convir-tiéndose en eso que los astrónomos llaman supernova, sonlos astros que por un breve tiempo emiten enormes cantida-des de luz y radiaciones, para después apagarse definitiva-mente. En algunos casos el núcleo residual de estas estrellases involucrado en un proceso de colapso de la materia, quetransforma los despojos cósmicos en un objeto paradójico:de él nacen astros superdensos como las estrellas de neutro-

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nes, en las cuales un solo cm de materia pesa tanto como laTierra, o incluso astros tan macizos que la fuerza de atrac-ción gravitacional no deja escapar ni siquiera la luz. Se tratade los llamados agujeros negros. Las principales evolucio-nes físicas que acompañan el ciclo vital de una estrella, esdecir las variaciones de temperatura y luminosidad del astroen las diversas edades, son representadas por los astróno-mos en un gráfico muy famoso llamado diagrama Hertzs-prung-Russell del nombre de los dos estudiosos que, inde-pendientemente el uno del otro, lo construyeron a comien-zos del siglo XX.

Excentricidad. Es una medida del aplanamiento de unaCónica. Cuanto más se separa la órbita de un cuerpo celestede la circunferencia para adquirir la forma ovalada, mayores su excentricidad. Se mide con un número comprendidoentre 0 y 1.

Expansión del Universo. Con este término se indica lafuga aparente de las lejanas galaxias, determinada gracias alefecto Doppler desde finales de los años 20. Fue en 1929cuando el astrónomo E. HUBBLE (1889-1953) se dio cuentaque las velocidades de alejamiento o recesión, como se dicecon el vocablo más apropiado, de las galaxias aumentabancon el crecimiento de sus distancias. Este descubrimiento daorigen a la teoría cosmológica del Big Bang. Ia hipótesis deque toda la materia del Universo, en una época que se haceremontar a 15 - 18 mil millones de años, estaba concentradaen una esfera y que, como consecuencia de la explosión deésta, comenzó a expandirse. La expansión continuaría ac-tualmente y es la que los astrónomos miden bajo la formade desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales delas lejanas fuentes galácticas.

Explorer. Larga serie de satélites científicos americanoslanzados para el estudio del espacio interplanetario, parainvestigaciones geofísicas y astronómicas. El Explorer 1,puesto en órbita el 1 de febrero de 1958, fue también elprimer satélite lanzado por los Estados Unidos, después deque los soviéticos hubieran ya lanzado dos Sputnik, elsegundo de los cuales llevaba a bordo una perra de nombreLaika. Sin embargo, el primer Explorer americano obtuvoun impor tante logro científico con el descubrimiento de loscinturones de Van Allen que rodean la Tierra. Otros nota-bles resultados obtenidos por los sucesivos Explorer fueronlos siguientes: el análisis de la ionosfera terrestre (Explorer20, 24, 27); medida de la composición, densidad, presión yotras propiedades de la alta atmósfera (Explorer 32); medi-da del campo magnético terrestre (Explorer 33, 34, 35);investigación readioastronómica de la órbita terrestre (Ex-plorer 38, 49); análisis de las partículas meteóricas (Explo-rer 46); medida de los rayos cósmicos (Explorer 48). Apartir de 1965, la serie de satélites científicos es continua-da, pero se empiezan a denominar los satélites con una siglaparticular que indica la función específica desarrollada porel propio satélite: por ejemplo ISEE (International Sun-Earth Explorer).

Extraterrestre. Esta palabra puede tener dos significados:referido a un objeto indica cualquier cuerpo o situaciónfísica que se encuentra fuera de nuestro planeta; referida ala biología, cualquier forma vital (o uno de sus elementosde base) desarrollada fuera de nuestro planeta. Uno de losproblemas más debatidos por la Astrobiologia es la existen-cia de seres vivos y de formas inteligentes en otros planetas.La Astrofísica ha contribuido a la resolución de este pro-

blema demostrando que en todo el Universo exploradopredominan las mismas leyes naturales y la misma química.Por lo tanto, la mayor parte de los astrónomos actuales creeque la repetición de condiciones análogas a las que se veri-fican en la joven Tierra pueda haber llevado, en eventualesplanetas de otras estrellas, al desarrollo de formas vivassimilares a las de nuestro planeta. Los extraterrestres, en elsentido de seres inteligentes que podrían vivir en otrossitios, se han convertido así, de personajes exclusivos denovelas de ciencia ficción, en una hipótesis formulada sobrebases científicas. En lo relativo a los intentos de contactocon eventuales civilizaciones extraterrestres.

Extra vehicular (actividad). Es el trabajo que realizan losastronautas saliendo al exterior de la cabina presurizada conla finalidad de realizar experimentos científicos, o bien deconstruir estructuras en el espacio. Para desarrollar la acti-vidad extra-vehicular se han estudiado y fabricado trajesespeciales que aseguran al cuerpo del astronauta la atmósfe-ra y la presión necesarias para vivir y protección contra lasradiaciones nocivas, así como sistemas de propulsión, quepermiten al astronauta realizar movimientos en las condi-ciones de ausencia de peso y de fricción en que se encuen-tra. El primer hombre en realizar una actividad extravehicu-lar, allanando así el camino para sucesivos experimentos,fue el astronauta soviético Aleksei LEONOV. El 18 de marzode 1965, durante el vuelo a bordo de la Voskhod 2, salió dela astronave y permaneció fuera, sujeto con un cordón umbi-lical, durante diez minutos. Sucesivos intentos fueron lleva-dos a buen fin por los astronautas americanos del proyectoGéminis. Larga y fructífera ha sido la actividad extra-vehicular llevada a cabo por los astronautas del Apolo sobrela superficie lunar.

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FFácula. Es una mancha blanca, con unas dimensiones de

varios miles de kilómetros, que aparece sobre la superficiefotosférica del Sol cerca de las manchas solares. Se piensaque las fáculas corresponden a regiones en las que se mani-fiestan elevados campos magnéticos y temperaturas máselevadas que las de la fotosfera. El mayor brillo de lasfáculas sería por lo tanto debido a su temperatura más alta.Las fáculas pueden verse fácilmente con un telescopiocomún de aficionado, obser'vando, el disco solar con elmétodo de la proyección, haciendo salir el cono de luz fueradel ocular y recogiendo la imagen en una pequeña pantalla,incluso de papel. Estos fenómenos se evidencian mejorsobre el borde del Sol. El primero en estudiar las fáculas ydarles este nombre, fue GALILEO alrededor de 1610.

Fase. Es la porción de un cuerpo celeste iluminada por el Sol,que varía con la posición relativa de los dos astros conrespecto al observador. La Luna y dos planetas interiores,Mercurio y Venus, muestran un ciclo completo de fases: eloscurecimiento total (o Luna nueva en el caso de nuestrosatélite natural), que corresponde a la situación en que elhemisferio iluminado por el Sol no es visible; la dicotomía oprimer cuarto, cuando sólo es visible medio hemisferioiluminado; la iluminación total (Luna llena en el caso denuestro satélite natural); el último cuarto. Los planetasexteriores no muestran a la órbita de la Tierra un efecto defase, como puede intuirse, porque siempre dirigen hacia elobservador terrestre el hemisferio iluminado por el Sol.

Febe. Es el satélite más lejano de Saturno. Se encuentra a unadistancia media del planeta de 12.930.000 km, y realiza unavuelta alrededor del planeta en 550 días, desplazándose ensentido retrógrado (es decir horario). Descubierto en 1898por el astrónomo americano William H. PICKERING, Febetiene un diámetro de aproximadamente de 140 km.

FERMI, Enrico. 1901-1954 Universalmente conocido como elrealizador de la primera fisión nuclear en el mundo, queentró en funcionamiento en Chicago el 2 de diciembre de1943, abriendo al hombre el camino para el aprovechamien-to de la energía nuclear. Premio Nobel 1938 por sus inves-tigaciones sobre la radioactividad y por el descubrimientode reacciones nucleares mediante el bombardeo con neutro-nes lentos, Enrico FERMI ha tenido un papel importante enalgunas investigaciones de astrofísica. En el campo de losrayos cósmicos explicó las altísimas energías a las quellegan los componentes primarios con un efecto de acelera-ción por parte de los campos magnéticos existentes en elespacio interestelar. Junto con el astrofísico S. Chandrase-khar (nacido en 1910), desarrolló una teoría que explica laestabilidad de los brazos en espiral de nuestra Galaxia conla acción del campo magnético interestelar. Otro estudiosuyo considera los mecanismos de emisión de la radiacióndel sincrotrón. El último periodo de su actividad científica,a partir de 1949, estuvo dedicado a una amplia serie deinvestigaciones experimentales sobre las propiedades dedifusión de los mesones por parte de los protones. En 1953,un año antes de su muerte, FERMI fue elegido presidente de

la American Physical Society. Entre sus numerosas publica-ciones, recordemos In troducción a la física atómica y Partí-culas elementales.

Filtro. Es un dispositivo óptico que sirve para modificar tantola cualidad como la cantidad de las radiaciones luminosasemitidas por un astro. Un filtro, en general, está constituidopor una lámina de caras planas y paralelas coloreada. Pues-to en el trayecto óptico de un telescopio, tiene la función dedejar pasar sólo algunas longitudes de onda de la luz. Unfiltro amarillo, por ejemplo, que es uno de los que más seemplean en astronomía, absorbe las longitudes de ondacomprendidas entre el ultravioleta y el verde, y deja pasarlac amarillas, anaranjadas y rojas. Su efecto sobre la.imagende un planeta o de la Luna, es por lo tanto, el de reducir lareverberación debida al exceso de brillo y aumentar elcontraste. En caso de que se quiera reducir la luminosidadde un astro en todas las longitudes de onda que emite. seutilizan los denominados filtros neutros. En cambio, si sequiere aislar un estrecho intervalo de longitudes de ondapara el estudio de fenómenos visibles sólo en luz monocro-mática (por ejemplo, algunos detalles de la superficie solarque se hacen bien visibles a las longitudes de onda emitidaspor el hidrógeno), se utilizan filtros llamados interferencia-les, porque usufructúan el fenómeo de la interferencia de laluz para dejar pasar sólo las radiaciones de una estrechabanda del espectro.

Fisión. Proceso por el cual el núcleo de un elemento pesadose divide en dos partes con emisión de neutrones y libera-ción de energía. La fisión es el proceso empleado por pri-mera vez por Enrico FERMI para hacer funcionar la primerapila atómica. Los productos fisibles típicos son el uranio yel plutonio.

FIZEAU, Armand. 1819-1896 Amigo y colaborador deFOUCAULT (1819-1868), realizó junto con él, entre 1845 y1849, las experiencias fundamentales que llevaron a ladeterminación de la velocidad de la luz. A él se debenestudios teóricos y experimentales sobre diversos fenóme-nos ópticos, entre los cuales está la correcta interpretacióndel efecto Doppler.

FLAMSTEED, John. 1646-1719 Astrónomo inglés, nombradoprimer astrónomo real por Carlos II en 1675. Al año si-guiente comenzó a trabajar en el Observatorio de Green-wich, construido por él, para llevar a término el encargo derecopilar tablas del movimiento lunar alrededor de la Tierray un catálogo estelar. El más arduo problema de navegaciónera, en esta época, la determinación de la longitud, quepodía hallarse calculando la diferencia entre la hora localobtenida mediante la observación del Sol o de las estrellas,y una hora de referencia. Esta referencia podía estar consti-tuida, por ejemplo, por la posición de la Luna con respectoa las estrellas durante su recorrido alrededor de la Tierra,pero como los objetos celestes aún no habían sido localiza-dos con suficiente exactitud, FLAMSTEED se dispuso a lograreste objetivo. En su Historia Coelestis Britannica, el primer

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gran catálogo estelar recopilado con ayuda del telescopio,están determinadas con gran precisión las posiciones de2.935 estrellas dispuestas, en cada constelación, en ordende ascensión recta creciente. FLAMSTEED llevó también acabo observaciones sobre planetas y calculó, basándose enlas manchas solares, el periodo de rotación del Sol.

Flare (estrellas). Estrellas variables que aumentan de unaforma imprevista centenares de veces su luminosidad paravolver después a las condiciones iniciales. Se considera queeste comportamiento suyo se debe a fenómenos de inestabi-lidad energética unidos a su joven edad. El prototipo de lasestrellas flare es la variable UV CETI.

Flare solar. Imprevisto aumento de luminosidad de lacrosmosfera solar. En castellano se dice Relumbrón.

Flóculos. Se trata de detalles característicos de la superficiesolar, no visibles con un telescopio corriente y sí con elespectroheliógrafo. Observaciones de la cromosfera enlongitudes de onda muy estrechas, correspondientes a lasemisiones del hidrógeno y del calcio, han revelado unaverdadera red formada por manchas claras y oscuras, que sepiensa se deba a flujos de gas incandescente sujetos a losfuertes campos magnéticos. Los flóculos claros están com-puestos, predominantemente, de calcio; los oscuros dehidrógeno.

Fobos. Es el mayor de los dos satélites de Marte, orbita a9.380 km del planeta realizando alrededor suyo una vueltacompleta en 7 horas y 39 minutos. Su periodo de rotación esidéntico al de revolución, y por lo tanto este cuerpo, comonuestra Luna, dirige a su planeta siempre la misma cara.Fobos tiene la forma de una patata alargada y con picaduras,con dimensiones de apenas 27 x 21 x 19 km; está conside-rada por lo tanto, como su más pequeño hermano Deimos,un asteroide capturado por el planeta. Su masa es de9,6·1015 kg y su densidad de 1,9 g/cm3. Las propiedadesfísicas de Fobos se conocen desde hace relativamente pocotiempo, cuando la sonda espacial Mariner 9 la fotografió decerca de 1971. Antes de esa fecha el satélite de Marte habíahecho fantasear a muchos astrónomos. Especulando sobre elhecho de que su movimiento alrededor del planeta está enleve pero constante aceleración, y atribuyendo este fenóme-no a una diferencia de órbita debida al frenamiento (y por lotanto al descenso hacia una órbita más baja y veloz) porparte de la rarificada atmósfera marciana, Carl SAGAN yotros habían avanzado la hipótesis de que sólo un cuerpohueco en su interior y de baja densidad, como un satéliteartificial, había podido experimentar este singular fenóme-no Un astrónomo ruso, F. ZIGEL, incluso había llegado aafirmar que, habiendo sido descubierto por Asaph HALL en1877 y por J HERSCHEL, que lo había observado con uninstrumento mayor y en condiciones mucho más favorablesdurante la oposición de Marte en 1862, el satélite artificialFobos habría sido lanzado por los marcianos precisamenteentre 1862 y 1877. Para demostrar cómo el mito de que elplaneta Marte estaba habitado, alimentado por LOWELL enlos primeros años del siglo XX, estaba aún vivo durante losaños 60, se lanzó la hipótesis de que una civilización mar-ciana en vías de extinción, había sido obligada a poner enórbita grandes estaciones espaciales para estar a salvo decualquier tipo de catástrofe natural. Las exploracionesdesde cerca de Marte y sus satélites efectuadas por losMariner, echaron por tierra muchas suposiciones y todo loextraño que puede decirse ahora de Fobos es que parece una

patata comida por una langosta, como lo ha definido CarlSAGAN después de haberse desengañado. Sobre las fantásti-cas especulaciones concernientes a la existencia de habitan-tes en el planeto rojo se habla en la voz Marte.

Focal (distancia). Es la distancia entre el objetivo de uninstrumento óptico, ya sea una lente o un espejo, y el puntoen el que se forma la imagen de un objeto situado en elinfinito. Desde este punto de vista, cualquier objeto astro-nómico se considera situado en el infinito, aunque en reali-dad se encuentre a una distancia finita. La distancia focaldepende de cómo haya sido construida la lente o el espejo.Cuanto mayor es la distancia focal, más grandes son lasdimensiones de la imagen que se forma en el foco.

Focal (relación). Es la relación entre la distancia focal de unobjetivo y su diámetro. Por ejemplo, en el caso de un teles-copio con un objetivo de 100 cm de distancia focal y 10 cmde diámetro, la relación focal es equivalente a 10. Esto seindica con el símbolo f/10. El significado de la relaciónfocal de un telescopio es completamente similar a la rela-ción focal de un objetivo fotográfico. Cuanto más pequeñoes el valor de f, mayores serán su luminosidad y el campovisual que abarque en profundidad. De este modo, un teles-copio que se utilice preferentemente para el estudio deobjetos estelares débiles, es conveniente que tenga unarelación focal comprendida entre f/5 y f/8; en cambio si elinstrumento es empleado para la observación planetaria,donde la cantidad de luz a disposición es mayor y se tieneinterés en obtener imágenes más grandes, conviene adoptartelescopios con f/12 y más aún.

Foco. Punto en que el objetivo de un telescopio hace corverger los rayos de una fuente celeste situada a un distanciainfinita. →Focal, distancia.

Fotometría. Es el estudio de las variaciones luminosas de unobjeto celeste. Es clásico el caso del estudio de las fluctua-ciones luminosas de las estrellas Variables, con el fin dedeterminar la curva de luz y las causas de tales variaciones.Sin embargo la fotometría se aplica también al estudio deobjetos que pueblan nuestro sistema solar, para extraerindicios indirectos sobre su constituición física y sus carac-terísticas dinámicas. En una época, la fotometría se realiza-ba a simple vista, sin el auxilio de instrumentos, y las me-didas de luminosidad de un cuerpo celeste se efectuaban porcomparación con estrellas de magnitud bien conocida. Hoyse recurre, en cambio, a sofisticados instrumentos llamadosFotómetros, que aseguran una mayor precisión y fiabilidadde las determinaciones.

Fotómetro. Los fotómetros modernos, llamados fotómetrosfotoeléctricos, son instrumentos capaces de captar variacio-nes de luminosidad de un objeto celeste equivalentes a uncentésimo de Magnitud y, por lo tanto, son empleados enlos estudios de fotometría. Se basan en circuitos electróni-cos que comprenden células fotoeléctricas (que transformanun impulso luminoso er una variación de corriente eléctrica)y en tubos fotoamplificadores (que amplifican muchísimo laseñal que reciben). Estos instrumentos ya no son de usoexclusivo de los más avanzados observadores astronómicossino que gracias a la enorme difusión de la microelectrónicase encuentran también en el mercado de la astronomíaamateur, de tal forma que los aficionados, y en particularlos observadores de estrellas variables, pueden emplearlosen sus estudios.

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Fotón. Los físicos han podido establecer que cuando un rayode luz es absorbido por la materia, la energía que ésta retie-ne son cantidades finitas, o quantos. Un quanto de luz esllamado fotón. El fotón puede definirse también como lapartícula de luz más pequeña.

Fotosfera. Literalmente, esfera de luz, la fotosfera es lasuperficie visible del Sol. Debe precisarse que cuando sedice superficie no se hace referencia, en este caso, a unasuperficie sólida, ya que la fotosfera está formada por unacapa de gas. Casi toda la luz que nosotros recibimos del Solproviene de la fotosfera, aunque la fuente de energía seencuentre mucho más abajo, en el núcleo solar. La fotosferatiene un espesor de aproximadamente 300 km y temperatu-ras medias de 6.000 grados.

FOUCAULT, Jean Bernard. 1819-1868 Físico y óptico, hizouna gran contribución a la astronomía en diversos camposde investigación. En 1851, con el célebre experimento delpéndulo, demostró la rotación de la Tierra. Como es sabido,una masa oscilante tiende a mantener inmutable su plano deoscilación. FOUCAULT, basándose en este principio, suspen-dió un alambre de acero de 67 m de largo en una cúpula enel interior del Pantheon en París. En la extremidad inferiordel alambre había una esfera de acero con una punta quetrazaba, en cada oscilación, surcos sobre una capa de arenacolocada en el pavimento. Si la Tierra gira alrededor de supropio eje, dice FOUCAULT, la direccción de los surcostrazados cada vez, debe cambiar con el transcurrir de lashoras. Su cálculo se mostró exacto y el movimiento rotatoriode nuestro planeta fue así, por primera vez, demostrado demanera experimental. Algunos años antes, con la colabora-ción de FIZEAU (1819-1896), había determinado la veloci-dad de la Luz. Sin embargo su mayor contribución a laastronomía observativa consiste, sin lugar a dudas, en lainvención del método para construir espejos parabólicos,abriendo así el camino al desarrollo de los modernos teles-copios de reflexión. En 1857, FOUCAULT fue el primero enponer a punto, gracias a este método suyo, una superficiereflectora de vidrio plateado en lugar de las metálicas utili-zadas hasta ese momento. Esta tenía una apertura de 10 cmy una distancia focal de 50 cm: comparable al modestísimoinstrumento que hoy emplearía un apasionado de la astro-nomía.

Fraunhofer, Joseph. 1787-1826 Óptico, físico y astrónomoalemán cuyo nombre está unido a las bandas o rayas oscurasdel espectro solar (precisamente las llamadas bandas deFRAUNHOFER). Mientras medía el índice de refracción de laslentes que debía utilizar en sus instrumentos, FRAUNHOFERnotó que el espectro derivado de la descomposición de laluz solar no era continuo, sino surcado por numerosas líneasoscuras (de las cuales él identificó muchas, llamándolas conlas primeras letras del alfabeto). La posición de las líneasno cambiaba aunque se tratase de luz solar directa o fueseluz solar reflejada por los planetas o por la Luna; pero sianalizaba la luz proveniente de alguna otra estrella, laslíneas mostraban una localización diferente. FRAUNHOFER,que era un excelente constructor de instrumentos ópticos,construyó el primer espectroscopio, compuesto de un coli-mador, un prisma y un anteojo, y abrió el camino a losestudios sobre la composición química de las estrellas.Cada línea oscura, como hoy sabemos gracias a los sucesi-vos trabajos de KIRCHOFF y von Bunsen, representa unelemento químico, presente alrededor de la estrella, el cualintercepta, absorbiéndola. parte de la luz emitida por lapropia estrella.

Frecuencia. La trecuencla de una oscilación es el número deveces que la propia oscilaclón se repite en un periodo detiempo unitario. En el caso de radiaciones como la luz y lasondas de radio, que son ambas oscilacionec electromagnéti-cas, la frecuencia se mide en ciclos por segundo o en Hertz(Hz): 1 Hz = un ciclo por segundo.

Fuga (velocidad de). Es la mínima velocidad con la quedebe animarse a un cuerpo, por ejemplo un misil, paraalejarse de la superficie de un planeta o de cualquier otrocuerpo celeste. Depende, obviamente, de la fuerza de gra-vedad que el cuerpo celeste ejerce sobre su superficie. Parala Tierra, por ejemplo, la velocidad de fuga es de 11,2 km/s.Si un misil imprime a un satélite la velocidad de fuga de laTierra, el satélite se iría siguiendo una orbita parabólica. Encambio, si se quiere que el satélite permanezca girandoalrededo de la Tierra, la velocidad que se le imprima debeser inferior a la de fuga. La tabla señala, con fines compara-tivos, las velocidades de fuga necesarias para alejarse de losotros cuerpos del sistema solar poniendo, como elemento decomparación, la fuerza de gravedad ejercida por la Tierraigual a 1.

Fusión. Es el proceso nuclear que mantiene encendidas atodas las estrellas comprendido nuestro Sol. A las altastemperaturas y presiones que se determinan en estos astros.los núcleos de los elementos livianos tienden a fundirsedando lugar a núcleos de elementos más pesados y liberan-do grandes cantidades de energía El hombre, desde hacealgunos años se está tratando de realizar en la Tierra elproceso nuclear de fusión con el fin de obtener energíalimpia y a costos limitados. Por este motivo están en avan-zada fase de experimentación las máquinas especiales en1as cualcs se puede realizar la denominada "fusión nuclearcontrolada". En la práctica se lleva a elevadísimas tempera-turas, del orden de 50-100 millones de grados, una mezclade gas llamada plasma, formada por deuterio y tricio, dosisótopos del hidrógeno. El hidrógeno, que es el átomo mássimple, está formado por un núcleo con un solo protón(positivo) y por un electrón (negativo) que gira a su alrede-dor; el deuterio tiene un núcleo con un protón y un neutrón(neutro) y un electrón que gira a su alrededor; el tricio tieneun núcleo con un protón y dos neutrones y un electrón quegira alrededor. Cuando el plasma es sometido a altísimastemperaturas, los núcleos del deuterio y del tricio se despo-jan de sus electrones y se unen entre sí formando un núcleode helio (constituido por dos protones y dos neutrones) yliberando a un neutrón. Esta última partícula, frenada conlos métodos adecuados, cede su energía bajo forma de calor.El calor es empleado para calentar el agua, y esta últimapara poner en movimiento una turbina que genera energíaeléctrica Los científicos han resuelto el problema de lasujeción de un plasma incandescente realizando rosquillasmagnéticas en las que la mezcla gaseosa a altísimas tempe-raturas es mantenida en suspensión, sin contacto con partesmetálicas que, por otra parte, se fundirían. Máquinas deeste tipo son llamadas tokamak, una palabra rusa que quieredecir "máquina magnétDe todos modos, cuando el primerreactor a fusión nuclear haya entrado en funcionamiento, lacivilización humana se verá libre para siempre de los pro-blemas energéticos, porque el deuterio y el tricio, al contra-rio de los combustibles fósiles o del uranio (que alimenta elproceso de Fisión nuclear), son fáciles de encontrar en laTierra.

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GGAGARIN, Juri Aleksejevic. 1934-1968 Fue el primer

astronauta de la historia, el primer hombre que realizó unvuelo espacial alrededor de la Tierra. Su misión, no anun-ciada previamente como la mayoría de las empresas espa-ciales soviéticas, se llevó a cabo el 12 de abril de 1961.GAGARIN es lanzado a las 9,07, hora de Moscú, desde elcosmódromo de Baikonur en el interior de la astronaveVostok 1, con un peso de 4,7 t. Entró normalmente enórbita, realizando alrededor de la Tierra una vuelta y alcan-zando una distancia máxima de 344 km (apogeo) y mínimade 190 km (perigeo). Fue el primer hombre en experimentarel estado de imponderabilidad y de efectuar observacionesde nuestro planeta desde el espacio exterior. Después de 78minutos de vuelo encendió los retro-cohetes, que frenaron elcurso de la Vostok y la llevaron a su trayectoria de regreso.Los soviéticos sostuvieron que el astronauta permaneció enel interior de la cápsula, que descendió suavemente pormedio de paracaídas sobre tierra firme; sin embargo, fuen-tes americanas, en cambio dijeron que el astronauta fuecatapultado a 7.000 metros de altura y descendió con supropio paracaídas. El aterrizaje se produjo a las 10,55. Laempresa de GAGARIN fue fundamental, porque demostró queel hombre puede resistir a los tremendos apremios de lapartida y de la entrada en el ámbito hostil del espacio extra-terrestre. GAGARIN murió prematuramente cuando sólocontaba 34 años de edad: el hombre que había superado lasincógnitas del primer viaje espacial. se estrelló, durante unvuelo normal de adiestramiento con un avión el 27 de marzode 1 968. En la Unión Soviética se le ha dedicado a JuriGAGARIN el centro de adiestramiento donde se preparan loscosmonautas preseleccionados para las diversas misionesespaciales.

Galaxia. La galaxia por excelencia es el sistema de estrellasdel que forma parte nuestro Sol; está descrita detalladamen-te en la voz Via Láctea. Las galaxias en general son siste-mas de miles de millones de estrellas mantenidas juntas porla fuerza de atracción gravitacional. Vistos desde la Tierra,estos sistemas aparecen como minúsculas nebulosidades deforma esférica o elíptica, o bien como girándulas o nubesirregulares. Hasta el siglo XIX no estaban claras ni susestructuras ni su situación con respecto a nuestra Galaxia.Sólo a principios del siglo XX se pudo determinar con certe-za que esas tenues y pequeñas nubes son sistemas de estre-llas completamente similares a nuestra Galaxia, pero muchomás lejanos, y se pudieron medir con diversos métodos susdistancias y su distribución en el espacio. De todas lasgalaxias exteriores (o nebulosas extragalácticas, comotambién se llaman) sólo tres son visibles a simple vista: setrata de la famosa nebulosa de Andrómeda, situada en lahomónima constelación, catalogada con el número M 31 enel catálogo Messier; de la Pequeña y Gran Nube de Maga-llanes. Estas dos últimas son bien visibles sólo en el hemis-ferio Sur, desde latitudes mayores de 200 y se llaman asíporque fueron por primera vez descritas por el naveganteportugués Fernando de Magallanes. Clasificación. Siguien-do un esquema establecido por E. HUBBLE (1889-1953), lasgalaxias exteriores se clasifican en tres tipos principales

según su aspecto: 1) Nebulosas "elípticas". Representanalrededor del 18 % de todas las observadas. Consisten engrupos de estrellas viejas (llamadas de la Población ll) sinapreciables cantidades de materia interestelar. A este tipode galaxias se atribuye una sigla que describe su forma,constituida por la letra E (abreviatura de elíptica), seguidade un número de 0 a 7. E 0 es una nebulosa casi esférica y E7 una nebulosa elíptica muy aplanada. 2) Nebulosas enespiral. Representan el grupo más consistente. con alrede-dor del 78 % de todas las galaxias observables. Estas pre-sentan, en general, un núcleo central luminoso y un granhalo esférico compuesto de estrellas viejas (Población ll).Las estrellas jóvenes (Población 1) están presentes, reuni-das por lo general en un disco que rodea al núcleo y en elque se encuentran también gases y polvos interestelares. Alcontrario de lo que sucede en las nebulosas elípticas, lasestrellas forman aquí una característica estructura en espi-ral, de donde surgió el nombre dado a estas galaxias. Susdimensiones medias son de 100.000 años luz de diámetro y2.000 anos luz de espesor. Los brazos de la espiral, habi-tualmente dos, salen del núcleo y se envuelven a su alrede-dor como una girándula. Algunas galaxias, en vez de tenerun núcleo perfectamente circular, presentan una estructuraen forma de barra; son denominadas de espirales barradas.También las galaxias de este grupo se indican con la siglaque sirve para describir su aspecto aparente. Las espiralessimples se indican con S; las espirales barradas con SB. Alas letras mayúsculas les siguen las minúsculas a, b, o c,según que el núcleo sea muy pronunciado, medianamentemarcado o muy poco evidente. Nuestra Galaxia pertenece aeste tipo de sistemas, estando caracterizada por un núcleocentral, dos bra zos que se envuelven en espiral, un discogaláctic (correspondiente, de manera aproximada, al planecuatorial de la estructura en espiral) formado por es trellasjóvenes mezcladas en gas y polvo, y un grar halo esféricocon estrellas viejas. 3) Nebulosas irregulares. Se definencon este término a pequeñas galaxias que no presentan niuna forma particular ni una simetría. Contienen estrellastanto jóvenes como viejas y se piensa sean los restos degalaxias elípticas o espirales deshechas por una singularcatástrofe. Desde un punto de vista estadístico, las galaxiasirregulares corresponden apenas al 4 % de todas las obser-vadas A caballo entre las galaxias espirales y las elípticas,pueden situarse las llamadas galaxias de Seyfert, cuyosnúcleos son tan brillantes, no sólo a la luz visible, sinotambién en el dominio de las ondas de radio y de los infra-rrojos, como para hacer pensar que allí se están llevando acabo grandes explosiones. Formación. Desde el punto devista genético se considera que las galaxias son el resultadodel colapso gravitacional de una gran nube de hidrógeno.Mientras los gases precipitan alrededor de miles de millo-nes de puntos de condensación. se forman otras tantasestrellas (y probablemente junto a ellas los planetas), y lagalaxia comienza a tomar forma como siproceso determina-ría también la estructura y. por lo tanto, la forma aparentede las galaxias. En una época se pensaba en un procesoevolutivo según el cual las galaxias de elípticas se convertí-an en irregulares. Más recientemente se prefiere a ésta la

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hipótesis señalada poco antes: la estructura de la galaxiaestaría determinada desde el comienzo de los procesos formativos. Distribución. También las galaxias se agrupan ensistemas. Nuestra Galaxia forma parte de un Grupo localformado por una treintena de galaxias, todas bastantepróximas, astronómicamente hablando, comprendidas de-ntro de un radio de tres millones de años luz. Sin embargo,también hay grupos de galaxias muy numerosos y distantes,como el de Virgo, formado por 2.500 miembros a unos 36millones de AL, o el del Boyero, formado por 150 galaxias amás de 1,2 mil millones de AL El estudio de la distribucióny de la velocidad de alejamiento de las galaxias, medida através del efecto Doppler, ha sido de fundamental importan-cia para el desarrollo de la cosmología moderna, por cuantoha permitido formular la bien conocida hipótesis del Uni-verso en expansión (→Big-Bang) y establecer la presuntaedad del Universo. Con un pequeño telescopio resulta im-posible determinar una galaxia. aunque esté muy próxima,en cada una de las estrellas que la componen, pero coninstrumentos más grandes puede hacerse. En general, conlos instrumentos terrestres más potentes de los que se dis-pone actualmente. Ias galaxias pueden analizarse en cadauno de sus componentes hasta una distancia de 60 millonesde AL. La determinación de la distancia de una galaxia sehace a través de diversos métodos: los que se basan en lacomparación entre magnitud aparente y magnitud absoluta(→Módulo de distancia); los que se basan en el estudio delas Cefeidas, de las Variables, de la Nova y de la Superno-va, y naturalmente, dado que existe una relación entredistancia y velocidad radial de los objetos estelares, tam-bién a través de la medida de esta última magnitud deter-minada por medio del efecto Doppler. El efecto Dopplersirve también para establecer la velocidad de rotación deuna galaxia y para deducir, por lo tanto, una característicafundamental como la masa. Por último, para quien quisieraidentificar en el cielo las galaxias más fácilmente visiblescon un pequeño instrumento de aficionado, he aquí una listadonde se hallan las coordenadas astronómicas y una brevedescripción de algunos sistemas estelares.

GALILEI, Galileo. 1564-1642 Matemático, físico y astrónomoitaliano, nacido en Pisa, realizó estudios primero en Floren-cia y después en su ciudad natal. Abandonados los estudiosde medicina que había iniciado en un primer momento. sededicó a investigaciones personales en el campo de la fisicay de las matemáticas, convirtiéndose en 1589 en profesor dematemáticas de la Universidad de Pisa Aquí, entre otrascosas, demostró experimentalmente que la caída de doscuerpos de forma y volumen iguales pero de diferente peso,dejados caer desde la misma altura, se produce en tiemposiguales. Otros importantes descubrimientos de GALILEO enaquellos años son las leyes del movimiento pendular (sobreel cual habría connenzado a pensar, según la conocida anéc-dota, observando una lámpara que oscilaba en la catedral dePisa) y las leyes del movimiento acelerado, que estableciódespués de trasladarse a enseñar en la Universidad de Pa-dua en 1592. En Padua, sin embargo, y después en Floren-cia, GALILEO se ocupa sobre todo en astronomía y lo haráintensamente hasta 1633 año de la condena eclesiástica;después de ese penoso suceso se retirará a su domicilioobligado en Arcetri, cerca de Florencia (donde morirá nueveaños después) y reiniciará sus investigaciones en este cam-po en la obra titulada Discorsi e dimostrazioni matematicheintorno a due nuove scienze attinenti la meccanica (Trata-dos y demostraciones matemáticas sobre dos nuevas cien-cias relativas a la mecánica), escrita con la ayuda de sudiscípulo TORRICELLI. En astronomía el nombre de GALILEO

permanece indisolublemente unido al de COPÉRNICO. Este,en 1543, en su obra De revolutlonibus orbium coelestium,había afirmado que el Sol, y no la Tierra, se encuentra en elcentro del Universo y que la Tierra se mueve alrededor delSol como todos los otros planetas Profundamente convenci-do de la exactitud de este modelo, GALILEO siguió adelantehasta que entabló una difícil batalla en favor de esta afrma-ción verdaderamente revolucionaria. que destruía el sistemageocéntrico de TOLOMEO. acogido y tenazmente sostenidopor la ciencia oficial y sobre todo por la Iglesia La obra enla que, con un tono que quiere ser imparcial, sostiene másorgánicamente el modelo copernicano es el célebre Diálogosobre los máximos sistemas del mundo, obra maestra deGALILEO. Fue este trabajo, publicado en Florencia en 1632,el que le ocasionaría la condena de la Iglesia y la prohibi-ción de dedicarse a la astronomía. Sin embargo, la contro-versia con la autoridades eclesiásticas se había manifestadomuchos años antes: cuando, primero con el Sidereu nunciusy después con otras obras, GALILEO, gracias a los descubri-mientos que estaba realizando, había comenzado a destruirla concepción geocéntrica del Universo. Conviene recordarque la primera amonestación que GALILEO recibió del SantoOficio data del año 1616. En 1609, después de haber oídohablar de los instrumentos de ampliación que se fabricabanen Holanda construyó el primer anteojo, constituido por unobjetivo convexo acoplado a un ocular cóncavo, un instru-mento capaz de ampliar objetos unas quince veces. Con él,la noche del 7 de enero de 1610, GALILEO descubrió loscuatro mayores satélites de Júpiter, bautizados por él "pla-netas mediceos" en honor de la ilustre familia florentina quelo protegía. Júpiter y sus lunas le parecieron como un siste-ma solar en miniatura y el movimiento de los satélitesalrededor de su planeta, que también se movía, le propor-cionó la prueba de que existía para un planeta la posibilidadde moverse llevando consigo a sus satélites; por lo tanto, laTierra podría hacer lo mismo con la Luna (según los tolo-meicos no era posible que la Tierra se moviera alrededordel Sol porque de lo contrario dejaría la Luna atrás). A eseprimer descubrimiento siguieron muchos otros: vio lasmontañas lunares, las manchas solares, las estrellas queconstituían la Vía Láctea y, sobre todo, pudo observar lasfases de Venus previstas por el sistema copernicano y nega-das por sus opositores. Las observaciones de GALILEO revo-lucionaron la astronomía, induciendo a un notable númerode sus seguidores a procurarse un anteojo (muchos de elloslos construía y regalaba el propio GALILEO) para verificarpersonalmente sus comprobaciones. Naturalmente, ademásde las verificaciones también nacieron de tal fervor deobservaciones numerosos descubrimientos. Por lo tanto,GALILEO puede considerarse, con todo derecho, como elfundador de la astronomía moderna y más en general elintroductor del método experimental en la investigacióncientífica. El comprendió la diferencia que existe entre unaobservación pasiva de los fenómenos naturales, que fácil-mente puede conducir a conclusiones erróneas, y un expe-rimento construido sobre precisas premisas, con la finalidadde confirmar o rechazar una determinada tesis, realizado encircunstancias bien definidas y reproducibles por otrosinvestigadores. Además de sus extraordinarios resultadoscomo físico y astrónomo, la importancia de GALILEO estáprecisamente en haber creado una mentalidad científicanueva, cuyas bases son aún las nuestras.

Galileo (misión). Es el nombre de una sonda automática queserá enviada en la primavera de 1986 hacia Júpiter y que,por primera vez, soltará una pequeña sonda destinada adescender en la atmósfera del mayor planeta. La misión se

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establece tres objetivos principales: la determinación de lacomposición química y estado físico de la atmósfera jupite-riana; la determinación de la composición química y estadofísico de los satélites de Júpiter; el estudio de la estructura yde las características del campo magnético (o magnetosfera)que rodea a Júpiter. Para satisfacer todas estas interrogan-tes, a las que anteriores misiones, Pioneery Voyager, sólohan dado respuestas parciales, la NASA pensó, en 1975,proyectar una sonda interplanetaria compuesta de dos par-tes: un orbiter que deberá aproximarse a los cuatro principa-les satélites de Júpiter -Io, Europa, Ganímedes y Calisto(los descubiertos por GALILEO en 1610)- y una "probe"(sonda), que deberá introducirse dentro de la órbita jupite-riana. La instalación de la sonda Galileo en órbita terrestrese realizará gracias a la nave espacial. Desde la órbita lasonda será empujada hacia Júpiter por una sección superiordel misil Centauro. El viaje hasta la órbita de Júpiter tendráuna duración de 18 meses, al cabo de los cuales, cuandoGalileo se encuentre a cerca de 150 millones de kilómetrosde Júpiter, orbiten y probe, que habían realizado el viajejuntos, se separarán. Cinco meses más tarde se iniciará laparte culminante de la misión. El orbiter realizará unasucesión de encuentros de aproximación con los cuatrosatélites mayores, a partir de lo, que surgirá pasándole aunos 1.000 km de distancia (veinte veces más cerca de loque le pasó el Voyager 1 en enero de 1979). Al mismotiempo, el probe iniciará su vertiginoso descenso hacia lasnubes de amoníaco e hidrógeno sulfurado que caracterizanla atmósfera jupiteriana. Cuando llegue a las capas superio-res de esta atmósfera la sonda viajará a una velocidad de173.000 km/h. A causa de la fricción con la atmósferajupiteriana se producirá una fuerte desaceleración, hastaaproximadamente 400 g: lo que quiere decir que si fuera unhombre dentro de la sonda, sería aplastado por una fuerza400 veces mayor que la ejercida por la gravedad terrestre.El escudo térmico de la sonda se pondrá incandescentehasta unos 3.500 °C. No bien la desaceleración haya frena-do la caída de la sonda, se abrirá un paracaídas y comenza-rán los análisis químicos y físicos de la atmósfera. Todo eldescenso de la probe durará unos 60 minutos y se deberíaconcluir a una altura en la que la presión atmosférica alcan-za valores de aproximadamente 10 bar, es decir, 10 vecesmayor que la presión que se mide en la Tierra a nivel delmar. Los datos no serán tramsmitidos directamente por laprobe a las estaciones de escucha terrestres, sino al orbiter,cuyas potentes antenas reenviarán las preciosas señaleshacia nuestro planeta. El orbiter, a su vez, después delencuentro ultraaproximado con lo, comenzará una complejadanza alrededor de los cuatro satélites mayores, encontrán-dose con ellos repetidamente y captando imágenes bajodiferentes perspectivas. Gracias a esta misión, a finales deldecenio de los ochenta, se tendrán excepcionales revelacio-nes sobre Júpiter y su sistema.

Galle, Johann Gottfried. 1812-1910 Astrónomo alemánque se hizo famoso por el descubrimiento de Neptuno, eloctavo planeta del sistema solar en orden de distancia apartir del Sol. El descubrimiento de Neptuno muestra laimportancia de la mecánica celeste en el desarrollo de laastronomia del siglo XIX. En 1846 el matemático francésUrbain LEVERRIER (1811 1877), por el estudio de las per-turbaciones gravitacionales determinadas sobre Urano,había deducido la presencia de un octavo planeta y, calcula-das sus coordenadas, las había enviado a J. G. GALLE con elrequerimiento de efectuar la investigación a través deltelescopio del observatorio de Berlín, donde GALLE trabaja-ba. El astrónomo alemán procedió de inmediato a la bús-

queda del planeta con la ayuda de su colega Louis d'Arrest(1822-1875) y en una sola noche, siguiendo las indicacionesde LEVERRIER, descubrió aquel lejano mundo al que, mástarde, se le dio el nombre de Neptuno. GALLE, que en sujuventud había estudiado bajo la supervisión de JohanENCKE (1791-1865), también descubrió cometas y asteroi-des.

Gamma (rayos). Son radiaciones electromagnéticas defrecuencia más alta que los rayos X, emitidas en el curso defenómenos tales como explosiones estelares o colisionesentre cuerpos celestes. Los flujos de rayos γ que atraviesanel espacio interplanetario no llegan hasta el suelo de nuestroplaneta, porque son absorbidos por la atmósfera terrestre.Su presencia en el espacio extraterrestre fue descubiertagracias a los instrumentos colocados sobre satélites artificia-les en los años 60. Desde entonces ha nacido la astronomíade los rayos γ, que estudia algunos tipos de fenómenoscelestes responsables de estas emisiones.

Gamow, George. 1904 Astrofísico ruso, nacido en 1904,establecido en los Estados Unidos, famoso por haber pro-puesto a comienzos de los años 20 la teoría cosmológica quese hizo famosa con el nombre de Big-Bang. Más tardeGamow predijo también la existencia de una radiación defondo a 3 K que representa la ceniza, todavía determinable,de la gran explosión primordial y que efectivamente fuedescubierta en 1965 por los físicos americanos ArnoPENZIAS (nacido en 1933) y Robert W. WILSON (nacido en1936).

Ganímedes. Es el satélite más grande de Júpiter y probable-mente el más grande de todo el sistema solar. Tiene undiámetro de 5.276 km (el diámetro de nuestra Luna es de3.476 km), una masa de aproximadamente el doble de lalunar y una densidad de 1,9. Está en órbita a una distanciade poco más de un millón de km de Júpiter. Según losestudiosos americanos, que lo han analizado de cerca gra-cias a las misiones de los dos Voyager, Ganímedes seríauna inmensa bola de fango recubierta por un espeso estratode hielo.

GASSENDI, Pierre. (1592-1655) Matemático y astrónomofrancés, fue de los primeros en luchar en su país contra lacultura aristotélica y en pro de la afirmación del métodocientífico galileano. Fue un devoto admirador y seguidor deGALILEO, de quien obtuvo como obsequio un telescopioconstruido por él mismo. Siguiendo las indicaciones deKEPLER, el 7 de noviembre de 1631 GASSENDI pudo obser-var el paso de Mercurio a través del disco solar. Fue la primera vez que un fenómeno de ese tipo, hoy visible con unmodesto instrumento, pudo ser previsto y observado. Unaobservación astronómica de ese tipo tenía, en aquellostiempos, importantes consecuencias cosmológicas porqueservía para apoyar la teoría heliocéntrica, según la cual elSol está en el centro del sistema solar y los planetas giran asu alrededor.

GAUSS, Karl Friedrich. 1777-1855 Matemático y astrónomoalemán, contribuyó ampliamente a los estudios de mecánicaceleste que, en su época, estaban apenas en los comienzosdespués de la enunciación de las leyes keplerianas y, suce-sivamente, de la teoría de la gravitación universal de IsaacNEWTON. GAUSS pudo demostrar el poder del cálculo analí-tico en las previsiones de las órbitas planetarias cuando, en1801, el astrónomo Giuseppe PIAZZI, director del Observa-

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torio astronómico de Palermo, descubrió Ceres, el primerode los asteroides, pero perdiéndolo de vista inmediatamentedespués. Basándose en las observaciones de PIAZZI, GAUSSpudo calcular las efemérides de este pequeño planeta apli-cando un nuevo método de determinación de las órbitasideado por él mismo. Gracias a estas efemérides, algunosmeses después, otro astrónomo, F. S. Zach, volvió a encon-trar en el cielo el débil objeto celeste.

Gegenschein. Es una palabra alemana que sirve para indicarun débil resplandor visible en el cielo nocturno en la parteopuesta a aquella en que se encuentra el Sol y a lo largo dela línea de la eclíptica. De manera análoga a la luz Zodia-cal, se considera que este fenómeno se debe a la difusión dela luz solar por parte de granos de polvo que tienden ahacerse más densos en el plano de la órbita terrestre. Elgegenschein fue observado por primera vez y así denomina-do por el astrónomo danés Theodor Brorsen en el año 1854.

Gemínidas. Es una de las lluvias anuales de Meteoros másimportantes, que se puede observar a principios de diciem-bre. Toma este nombre porque, por un efecto de perspecti-va, las trazas luminosas dejadas por los meteoros parecensurgir de la constelación de Géminis. En algunos añosfavorables, es posible observar varias decenas de meteorospor hora. El fenómeno se debe a que la Tierra, cada año, ensu trayectoria alrededor del Sol se cruza con una nube deminúsculas partículas cósmicas que, penetrando en la at-mósfera, se queman produciendo una estrella fugaz.

Géminis (proyecto). Famoso programa espacial americanodesarrollado a mediados de los años 60 por la NASA con lafinalidad de experimentar una astronave biplaza para vuelosde larga duración en el espacio, practicar las técnicas deRendez-vous y de Docking entre dos vehículos espaciales yrealizar actividad extra-vehicular: todo con el fin de allanarel camino al programa Apolo para la exploración de la Lunay ganar a los soviéticos la supremacía de la exploraciónhumana en el espacio. En el ámbito de este programa serealizaron 12 vuelos con la astronave Géminis, los primerosde los cuales no llevaban hombres a bordo. El proyectoGéminis nace oficialmente en 1961, mientras se desarrolla-ban todavía los primeros vuelos del proyecto Mercury. Entres años fue puesta a punto la astronave constituda por trespartes esenciales: 1) el módulo de retorno conteniendo lacabina para dos astronautas, de forma cónica con una basede 2,3 m de diámetro y una altura de 1,8 m; 2) el módulo deadaptación puesto en la base del de retorno, con retro cohe-tes, los generadores de electricidad y los cohetes para elcontrol de vuelo; 3) una sección de rendez-vous, constituidapor un cilindro colocado en la cima del módulo de retornoque contenía un radar para la aproximación a otra nave, asícomo mecanismos para el acoplamiento rígido con otrovehículo En su configuración completa, la astronave Gémi-nis pesaba 3.600 kg. El acceso a la cabina se realizaba através de dos portezuelas ambas situadas por encima de losdos asientos de los astronautas. El lanza miento se hacía conlos misiles Titán II. El programa cumplió plenamente susobjetivos y, aparte de algún hecho demasiado teatral, fuecoronado por el éxito. Los dos primeros astronautas ameri-canos en volar a bordo de la Géminis fueron Virgil IGRISSOM y John W. YOUNG, que efectuaron tres órbitasalrededor de la Tierra, el 23 de marzo de 1965. La misiónsiguiente se caracterizó por la primera salida de un ameri-cano, Edward H. White, al espacio, fuera de la cabina. Unimportante primado logrado por el programa Géminis fue,en marzo de 1966, el primer amarre entre una astronave y

otro vehículo: una de las secciones del misil Agena. Sinembargo, inmediatamente después se vivieron momentosdramáticos: la Géminis 8, llevando a bordo a NeilARMSTRONG y David Scotte, después de haberse amarradoal Agena, empezó a girar vertiginosamente sobre sí mismacorriendo el riesgo de destrozarse en órbita. Afortunada-mente, los dos hombres lograron separar ambos vehículos yretomar el control de la astronave que fue llevada precipita-damente a Tierra. La maniobra de docking, después delsegundo fracaso registrado por la Géminis 9, se logró per-fectamente con la Géminis 10, en julio de 1966. Todo elprograma se concluyó felizmente en el mes de noviembredel mismo año con el vuelo de la Géminis 12. La tablaindica todos los datos esenciales relativos a las doce misiones del programa Géminis.

Geocéntrico. Literalmente significa con la Tierra en elcentro. En el caso de un sistema de coordenadas quieredecir que éstas tienen el origen en el centro de la Tierra. Elvocablo también tiene un significado histórico, porque comosistema geocéntrico se entiende ese sistema del mundo quesobrevivió hasta los tiempos de COPÉRNICO, según el cual laTierra estaba inmóvil en el centro del Universo y todos losotros cuerpos celestes giraban a su alrededor.

Geoestacionario. Se dice que un satélite es geoestacionario,o bien que recorre una órbita geoestacionaria, cuando per-manece inmóvil sobre un determinado punto de nuestroglobo. Para obtener este efecto son necesarias dos condicio-nes: que la órbita del satélite se encuentre sobre el plano delEcuador terrestre, y que el periodo orbital sea sincrónicocon la rotación de la Tierra. En otros términos, que el satéli-te realice una vuelta alrededor de nuestro planeta al mismotiempo que éste efectúa una rotación completa alrededor desu propio eje. Una órbita realizada de esta manera tiene unaal tura con respecto al suelo de 35.900 km. Las órbitasgeoestacionarias son muy útiles para los satélites de teleco-municaciones. Permaneciendo suspendido y quieto entredos continentes, un satélite puede actuar de puente radiopara comunicaciones telefónicas, para transmisiones dadaso para la difu sión mundial de señales de televisión. Sonsuficientes tres satélites geoestacionarios, colocados a unadistancia de 120° el uno del otro, para cubrir todo el globo yasegurar un sistema de comunicaciones mundial. El primersatélite geoestacionario fue el americano conocido con lasigla Syncom 3, y se lanzó en agosto de 1964. En realidad, acausa de las influencias gravitacionales de la Luna y delSol, el satélite no se queda exactamente fijo en un puntogeográfico sobre la Tierra, sino que tiende a desplazarse.Para volver a la posición deseada, el satélite está provistode pequeños motores a chorro que le hacen realizar lasmaniobras de corrección de posición a través de la ordenenviada desde la Tierra. La idea de los satélites geoestacio-narios fue formulada por primera vez en la British Interpla-netary Societ (Sociedad Interplanetaria Inglesa) por el escri-tor y di vulgador científico Arthur C. Clarke en el año 1945.

Gigante (estrella). Se dice gigante a una estrella muyluminosa, caracterizada por una masa que puede ser cente-nares de veces mayor que la del Sol. Hay estrellas gigantesazules, como la joven Spica que podemos admirar er laconstelación de Virgo y que es aproximadamente ochoveces más grande que el Sol, y gigantes rojas, viejas comoBetelgeuse en la constelación de Orión que es tan grandecomo para albergar la íntegra órbita de Marte. Su diámetroes unas 400 veces el del Sol. Estas estrellas se llaman gi-gantes en oposición a otras, muy pequeñas con respecto al

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Sol, llamadas Enanas. El Sol, como se ha dicho en otrasocasiones, es una estrella de dimensiones medianas conrespecto a la generalidad de los casos.

Glenn, John H. 1921 Primer americano que estuvo en órbitaalrededor de la Tierra. Fue el 20 de febrero de 1962, unosdiez meses después de la empresa de Juri GAGARIN. Lacápsula que lo llevó al espacio se llamaba Friendship 7 yera la tercera en ser lanzada al espacio en el ámbito delprograma Mercury. La habían precedido la Freedom 7,llevando a bordo a Alan SHEPARD el 5 de mayo de 1961 y laLiberty Bell 7, llevando a bordo a Virgil GRISSOM el 29 dejulio de 1961; sin embargo, estos dos astronautas habíanrealizado sólo un vuelo suborbital (una parábola con elvértice en el espacio) y no una órbita completa alrededor dela Tierra. Por estos motivos el vuelo de John Glenn fueconsiderado como el verdadero primer paso hacia la explo-ración humana del espacio realizada por los Estados Unidosy allanó el camino a las otras misiones del programa Mercu-ry y las del sucesivo programa Géminis. Glenn dio tresvueltas alrededor de la Tierra alcanzando una distanciamáxima de la superficie de nuestro planeta de 262 km y unamínima de 161 km. Su vuelo duró en total 4 horas y 55minutos y se concluyó con una zambullida en el océano,donde la flota americana a la espera, recuperó la nave.Durante el vuelo se produjeron situaciones de emergenciaque hicieron temer por el buen resultado de la misión:primero se bloqueó uno de los cohetes para el control de latrayectoria de la astronave, obligando a Glenn a hacersecargo de los controles manualmente; después, un indicadorluminoso señaló que el escudo térmico del Mercury habíasido expulsado anticipadamente. Si este último hecho sehubiera producido realmente, hubiera sido el fin para elastronauta ya que la cabina se habría incendiado al retornara la atmósfera por las altas temperaturas de fricción. Porfortuna, se determinó rápidamente que se trataba de unafalsa alarma causada por un mal contacto y la maniobra deregreso pudo realizarse normalmente. Indudablemente, latecnología de la Mercury era aún muy rudimentaria y notenía ese grado de fiabilidad que se alcanzó algunos añosdespués por los Estados Unidos con las astronaves delprograma Apolo. Dos años después de su empresa, JohnGlenn, que había entrado en el cuerpo de astronautas en1959 dejó los programas espaciales y se dedicó con éxito ala vida política. En 1974 fue elegido senador por el estadode Ohio dentro del partido demócrata.

Glóbulos de Bok. Concentraciones de polvos con formacircular o elíptica que se destacan como zonas oscuras sobreel fondo de estrellas o de una nebulosa. Según las hipótesismás acreditadas, estas formaciones, que poseen una masade hasta centenares de veces la de nuestro Sol, son nubes depolvos en fase de colapso antes de la formación de nuevasestrellas. Toman el nombre del astrónomo alemán (despuésciudadano americano) Bart Jan Bok, nacido en 1906, quelos estudió por primera vez hacia finales de los años 40.Hasta ahora se han individualizado poco más de un centenarde estos glóbulos y son estudiados atentamente con la espe-ranza de confirmar la hipótesis antes dicha y documentar loshechos que preceden al nacimiento de un sistema estelar.

GODDARD. 1882-1945 Pionero de la misilística americana,estudioso teórico y experimental, a GODDARD se debe lainvención y construcción del primer cohete a combustiblelíquido de la historia. Graduado en física en 1911 en laClark University de Worcester (Massachusetts), GODDARDrealizó aquí una larga carrera universitaria y enseñó hasta

su muerte. Desde los años de escuela superior se sintióatraído por los estudios de la propulsión a chorro y en 1914registró la primera patente de un misil multi-sección. Pocosaños después, en 1919, publicó su tratadom A Method ofReaching Extreme Altitudes (Un método para alcanzaralturas extremas), donde teorizaba sobre la necesidad dedesarrollar la propulsión a chorro para viajar más allá de laatmósfera y adelantaba la idea de realizar, con el mismométodo, un viaje TierraLuna. Este trabajo, publicado porcuenta de la Smithsonian Institution, le valió un pequeñopremio. En los años siguientes GODDARD inició el ensayo demisiles, primero con combustible sólido y luego con com-bustible líquido. Intuyó súbitamente que este último era elcamino a seguir para elaborar una tecnología eficiente yadecuada para el desarrollo de los futuros vuelos espaciales.A igualdad de peso, el combustible líquido da un impulsototal (el producto del empuje por el tiempo durante el cualse aplica éste) mayor que el combustible sólido. Y asíGODDARD pensó en conservar en dos depósitos separadosoxígeno líquido y gasolina y mezclarlos en la cámara decombustión del motor a chorro. Con esta técnica, el 16 demarzo de 1926, en una llanura cerca de Auburn, Massachu-setts, hizo volar el primer misil a combustible líquido de lahistoria, el cual, a decir verdad, no tenía nada de los moder-nos husos aerodinámicos, estando constituido por una redde tubos unidos a la cámara de combustión. El artefactovoló durante dos segundos y medio, alcanzando una alturade 12 m. Este primer experimento le valió una contribuciónde la Smithsonian Institution, gracias a la cual GODDARDpudo dedicarse al problema de la estabilización en vuelo delmisil. En 1929, el aviador Charles A. Lindbergh, que habíarealizado hacía poco la histórica travesía New York-París,atraído por los estudios de GODDARD fue a buscarle y leprocuró otra contribución de la fundación Guggenheim.Gracias a estas ayudas GODDARD se mudó a un rancho enNew México, cerca de la ciudad de Roswell, donde pudoinstalar una verdadera base de lanzamiento. Aquí, con laayuda de un grupo de colaboradores, puso a punto el siste-ma giroscópico de estabilización de los misiles en vuelo ylas bombas para forzar los líquidos hacia la cámara decombustión. Sus misiles, aunque de pequeñas dimensiones,algunos metros de altura y unos centenares de Kg de peso,eran una reproducción en escala reducida de los modernoslanzadores. En 1935 uno de ellos superó los 2.000 m dealtura, alcanzando casi velocidades supersónicas (880km/h). En 1936, GODDARD pudo recoger en el tratado Li-quid Propellant Rocket Development (El desarrollo delmisil de combustible líquido) los principales resultados desu actividad. Sin embargo, el gobierno americano, a pesarde los éxitos y las más de 200 patentes obtenidas poco apoco por GODDARD, nunca tomó en serio la actividad de estepionero solitario, si se exceptúa la adquisición de una desus invenciones de donde sur gió el bazooka. Así, mientraslos alemanes ya ponían a Werner VON BRAUN a la cabezadel polígono de Peenemunde y comenzaban a desarrollar losmotores a chorro de donde nacerían las mortíferas V 2,GODDARD, ya sexagenario, se disponía a concluir su activi-dad. Murió a los 63 años y sólo después se le reconocierongloria y honores. La compensación por el uso de sus paten-tes, sumando un millón de dólares, fue recogido por suesposa en el año 1960.

GODDARD Space Flight (Center). Es el cuartel general de laSpace Tracking and Data Acquisition Network, la red mun-dial que por medio de radiotelescopios y radares sigue lasevoluciones de los satélites artificiales, calcula sus órbitas yrecopila las previsiones de sus futuras trayectorias. Hoy

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parte integrante de la NASA, el GODDARD Space FlightCenter, que se halla en Greenbelt en el estado de Maryland,fue fundado en 1959 y dedicado al pionero de la astronáuti-ca americana Robert Hutchings GODDARD. El centro hateleguiado por cuenta de la NASA a cerca de la mitad de lossatélites artificiales puestos en órbita terrestre por los Esta-dos Unidos: Explorer, Landsat, Orbiting Solar Observatory,Orbiting Astronomical Observatory, etc. Ha dirigido tam-bién experimentos por cuenta de agencias espaciales extran-jeras. Entre finales de los 70 y comienzos de los 80, elGODDARD ha previsto con gran exactitud la caída de algunossatélites que han suscitado gran conmoción entre el público:los Cosmos soviéticos y el Skylab americano.

GOLD, Thomas. 1 920 Astrofísico austriaco nacionalizadoamericano, conocido por haber propuesto hacia finales delos años 40 la teoría cosmológica del Estado estacionariodel Universo, junto con Herman BONDI. Ahora ya abando-nada, la teoría del estado estacionario sostenía, en síntesls,que el Universo no cambia con el tiempo, mientras las másmodernas concepciones, como es sabido, admiten una ex-pansión y una continua evolución del Universo a partir delBig-Bang. Más recientemente GOLD se ha ocupado de losPúlsar, desarrollando un modelo teórico que describe estosobjetos como estrellas de neutrones en rápida rotación,unidas a un fuerte campo magnético y emitiendo intensoshaces latentes de ondas electromagnéticas como un radiofa-ro.

Granulación. La fotosfera del Sol no se presenta lisa, sinoque muestra una estructura a manera de granos de arroz,denominada granulación. Se trata de un efecto causado porcolumnas de gases que suben de las capas más inferiores ycalientes del Sol hacia la alta atmósfera, tal como lo hacenlos movimientos convectivos del agua caliente que hierve enuna olla. Cada gránulo tiene dimensiones aparentes de 500-1.500 km y consiste en una estructura en constante movi-miento y, por lo tanto, efímera. Los gránulos pueden obser-varse bien cuando la transparencia del aire es excelente yson más visibles en el centro del Sol que en el borde.

Gravedad. La gravedad es una propiedad fundamental de lamateria que produce una recíproca atracción entre los cuer-pos. Es una de las fuerzas fundamentales de naturaleza; sibien es la más débil con respecto a las otras fuerzas quetienen la superioridad sobre las partículas elementales de lamateria (fuerza nuclear fuerza electro-débil), considerada enescalas cósmicas es la que hace sentir mayormente susefecto determinando el movimiento de los planetas, de lasestrellas, de las galaxias y de toda la materia en el Univer-so. La teoría prevé que, análogamente a la existencia de lasondas electromagnéticas que se propagan de un lado a otrodel Universo, también deben existir ondas gravitacionales,cuya investigación está en curso a través de equipos espa-ciales, pero aún no ha dado resultados ciertos.

Gravitación universal. Según una leyenda, que probable-mente tiene una base de verdad, Isaac NEWTON (1642-1727)estaba sentado en un jardín al pie de un árbol cuando lecayó una manzana encima. El científico que desde ya hacíatiempo trabajaba en la forma de explicar la fuerza de grave-dad, estableció entonces la hipótesis de que la fuerza quenos tiene unidos a la Tierra y que disminuye con el aleja-miento a partir de su centro, debería hacer sentir su efectomucho más lejos de lo que en aquellos tiempos pudierapensarse, probablemente hasta el mundo de la Luna y más

allá. Resumiendo, NEWTON intuyó, gracias a esta reflexióncausada por la ocasional caída de la manzana, que el mismomovimiento de la Luna estaba gobernado por la fuerza deatracción terrestre. Esta idea, generalizada, tomó la formade un principio físico que se puede enunciar en los siguien-tes términos: dos masas M1 y M2 se atraen recíprocamentecon una fuerza F directamente proporcional al producto delas propias masas e inversamente proporcional al cuadradode sus distancias. El estudio de los movimientos de loscuerpos existentes en el Universo ha demostrado que laformulación de NEWTON es válida en todas partes y, por lotanto, ha tomado el nombre de Ley de la gravitación univer-sal. Gracias a esta ley también ha sido posible demostrar,por vía analitica, lo que KEPLER había establecido de mane-ra empírica: que los planetas recorren órbitas elípticasalrededor del Sol.

Gravitacionales (ondas). La teoría de la relatividadgeneral de EINSTEIN prevé la existencia de ondas gravita-cionales, es decir de vibraciones que, análogamente a lasondas electromagnéticas, deberían propagarse en el espacioa la velocidad de la luz. Si bien la existencia de las ondasgravitacionales no ha sido comprobada aún/ los astrofísicosconsideran que así como en el pasado, del estudio del cielosurgieron muchas confirmaciones a las teorías einstenianas,también las ondas gravitacionales, con el tiempo, serándescubiertas. Hoy se piensa que las ondas gravitacionalesdeben ser de dos tipos: periódicas e impulsivas. Las prime-ras, muy débiles, se deben a cuerpos de gran masa en mo-vimiento: por ejemplo dos estrellas que giran la una alrede-dor de la otra, estrellas de neutrones o agujeros negrosrotando, etc. Las segundas, más intensas, serían emitidascuando un cuerpo muy macizo como una estrella es involu-crado en un colapso gravitacional: por ejemplo, durante laformación de un agujero negro. Desde un punto de vistafísico, las ondas gravitacionales deberían modificar la geo-metría del espacio en el que propagan y, embistiendo a uncuerpo sólido, deberían producir vibraciones en el propiocuerpo. Sin embargo interactúan muy débilmente con lamateria, en el sentido de que la pueden atravesar de lado alado siendo sólo absorbidas en una mínima parte, resultan-do por lo tanto de difícil intercepción. Para revelar lasondas gravitacionales, los astrofísicos han inventado apara-tos denominados antenas gravitacionales que consisten,habitualmente, en cilindros de aluminio que tienen unamasa variable desde algunas decenas de kilos a varias tone-ladas, conectados a delicadísimos aparatos electrónicoscapaces de determinar la más mínima variación. El princi-pio de funcionamiento es el siguiente: si desde alguna partedel Universo llegara una onda gravitacional, la antena debeponerse a vibrar y los instrumenlos de amplificación indicarel fenómeno. Sin embargo, las interferencias causadas sobreantenas por fenómenos sísmicos, electromagnéticos, acústi-cos, etc., han perturbado hasta ahora el trabajo de los astro-físicos, a pesar de las muchas precauciones tomadas parareducir al mínimo estos llamados ruidos de fondo. En 1969el astrofísico americano Joseph Weber comunicó habercaptado una onda gravitacional; pero, desde ese momento, yaunque las antenas gravitacionales sean construidas enmuchos laboratorios, ningún otro estudioso ha captadoseñales debidas a este tipo de vibraciones.

Green Bank. Conocido también como National RadioAstronom Observatory (NRAO), es el observatorio de ra-dioastronomía más grande de los EEUU y uno de los mayo-res del mundo. Fundado en 1957 en Green Bank, el WestVirginia, posee una gran antena de 91 metros de diámetro y

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diversas antenas menores, algunas de las cuales formanInterferómetros. En este centro de radioastronomía se hanhecho importantes descubrimientos sobre la presencia demoléculas interestelares en el espacio y estudios relativostanto a la estructura de nuestra galaxia, como de galaxiasexternas.

Greenwich (observatorio). Es el observatorio astronómicoinglés más famoso. Más que por el alcance de sus instru-mentos, debe su fama al hecho de que el meridiano sobre elque se encuentra ha sido elegido como origen de las coorde-nadas de longitud. Fundado por Carlos II en 1675 en unalocalidad no lejana de Londres, que se llama precisamenteGreenwich, tuvo como primer director al famoso astrónomoJohn FLAMSTEED. En aquella época el principal trabajo delobservatorio consistía en efectuar medidas astronómicas quesirvieran a los navegantes a resolver el problema de ladeterminación de la longitud en el mar Más tarde fueronrealizadas medidas de tiempo y en 1884 el meridiano quepasa por el observatorio fue elegido, por convención inter-nacional, como el primero del mundo (longitud 0°). Des-pués de FLAMSTEED, el observatorio (proyectado por el granarquitecto inglés Christopher Wren) tuvo otros célebresdirectores, entre otros Edmund HALLEY y George Airy.Después de la Segunda Guerra Mundial, a causa de lasmalas condiciones de visibilidad provocadas por los humosy las luces de la vecina capital, el observatorio, aún conser-vando su nombre original, fue trasladado a Herstmonceux,en Sussex. El instrumento óptico más importante está cons-tituido por un reflector con un espejo de 2,50 metros dediámetro. El viejo observatorio de Greenwich ha sido ahoratransformado en museo.

Greenwich (tiempo medio de). Es el tiempo calculado apartir del meridiano del Observatorio de Greenwich que,por convención, ha sido elegido como meridiano de origen.Se hace referencia también al tiempo medio con la abrevia-tura G.M.T. (Greenwich Mean Time) o bien U.T. (Univer-sal Time). →Huso horario.

Gregoriano (telescopio). Entre los muchos tipos detelescopio reflector, el gregoriano representa el primero, enorden de tiempo, en haber sido realizado. Ideado por elastrónomo James Gregory en 1663, está constituído por unespejo primario cóncavo que refleja la luz hacia otro espejose cundario también cóncavo, el cual a su vez la envía haciael ocular situado más allá de un orificio practicado en elespejo primario. Se trata de un diseño muy similar al quemás tarde se adoptaría en el telescopio Cassegrain, pero conla diferencia de que en este último el espejo secundario esconvexo. Para una comparación entre las diversas caracte-rísticas de los telescopios, tanto reflectores como refracto-res, →Telescopio.

Gregory, James. 1638-1675 Astrónomo y matemáticoescocés nacido en Aberdeen. En su obra Optica promota(Londres 1663 propuso construir un telescipio que en lugarde lente tuviera dos espejos cóncavos. Este tipo de diseñoque sin embargo él mismo no llevó a cabo por no ser unexperimentador, dio lugar sucesivamente a la construccióndel primer telescopio reflector, llamado en su honor Grego-riano. En el tema de instrumentos para la observación as-tronómica, Gregory sugirió también eliminar la Aberracióncromática acoplando dos lentes de diversa naturaleza. Estafue una de las primeras formulaciones teóricas de la llama-da lente Acromática, más tarde realizada por J. DOLLOND.

Gregory se dedicó también a la determinación de las distan-cias estelares, basada en la comparación entre la luminosi-dad de las estrellas y la del Sol.

GRISSOM, Virgil Ivan. (1926-1967) Infortunado astronautaamericano que después de dos vuelos en el espacio, perdióla vida durante un simulacro en tierra. La primera empresade GRISSOM, llamado familiarmente Gus por los amigosastronautas, consistió en el segundo vuelo suborbital de laserie Mercury. La misión tuvo lugar el 21 de julio de 1961,poco más de dos meses después de una empresa análogarealizada por el americano Alan SHEPARD. El vuelo deGRISSOM duró apenas 15 minutos y 37 segundos durante loscuales la Mercury, impulsada por un misil Atlas, realizóuna parábola alcanzando una altura máxima de 190 km paradespués caer en el Océano Atlántico. Pero apenas la Mercu-ry tocó la superficie del mar, a causa de una avería, la por-tezuela de seguridad de la astronave se separó de la cápsula(el sistema estaba programado para eventuales salidas deemergencia) y el agua del mar penetró en la cabina hacien-do hundirse a la nave. GRISSOM logró tirarse al agua y llegarhasta las escuadras de salvamento después de haber nadadocinco minutos. La astronave se perdió. El segundo vueloespacial de GRISSOM es el 23 de marzo de 1965, en el ámbi-to del proyecto Géminis. Se trató del tercer vuelo de la serieGéminis, pero del primero con hombres a bordo. Junto conGRISSOM volaba John YOUNG con el cargo de segundo pilo-to. La nave entró en órbita entre 162 y 220 km de altura,realizó tres vueltas alrededor de la Tierra durante las cualesfueron efectuadas diversas maniobras; entre otras y, porprimera vez, la relativa al paso de una órbita a otra. Estavez todo funcionó perfectamente. No puede decirse lo mis-mo del ejercicio en tierra en el cual GRISSOM y otros dosastronautas, Edward H. White y Roger B. Chafee, murierontrágicamente. Los tres hombres debían inaugurar el primervuelo de prueba de la serie Apolo: el lanzamiento estabafijado para el 21 de febrero de 1967. El 27 de enero, duran-te una operación de cuenta atrás simuladal mientras los tresastronautas se encontraban a bordo del Apolo, en la cimadel misil Saturno V, un cortocircuito hizo saltar las llamasal interior de la cabina. Inútilmente el comandante GRISSOMintentó hacer saltar la portezuela de seguridad para ponersea salvo con su tripulación. Los pernos explosivos no funcio-naron y los tres hombres murieron carbonizados. Fueron lasprimeras víctimas de una empresa espacial. El programaApolo se detuvo y sólo después de una minuciosa revisiónde los dispositivos de seguri dad pudo despegar y teneréxito.

Grupo local. Se define con este nombre un grupo deaproximadamente treinta Galaxias próximas entre sí (astro-nómicamente hablando)l de la cual también forma partenuestra Galaxia o Via Láctea, como es llamada con untérmino de origen latino. La nebulosa más grande y macizade este grupo es la famosa nebulosa de Andrómeda, quetambién se indica con las siglas M 31 del catálogo Messiero NGC 224 del New General Catalogue. Su distancia denosotros es de alrededor de 2,2 millones de AL. En segundolugar, en lo relativo a las dimensiones de lac galaxias perte-necientes al grupo local, está la Vía Láctea, y en el tercerola Galaxia M 33 de la constelación del Triángulo. Estas tresgalaxias son del tipo de espiral. En lo que respecta a lasotras se trata, por lo general, de galaxias enanas, satélitesde las mayores (muy cercanas a nosotros están la Gran yPequeña Nube de Magallanes). Las galaxias del grupo localque aparecen relacionados gravitacionalmente ocupan una

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región cuyo diámetro está calculado en unos tres millonesde años luz.

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HH (regiones). Con este nombre se indican esas amplias zonas

del espacio que se encuentran entre las estrellas las cuales,en lugar de estar vacías, como se suponía hasta hace unadecena de años, están llenas de hidrógeno (símbolo químicoH, del cual deriva la letra mayúscula que precede la defini-ción). Estas regiones puede ser de dos tipos. 1) H l: se tratade hidrógeno en forma neutra, frío, a unos –200 °C. En talescondiciones, el hidrógeno no emite luz visible, pero sepuede percibir a través de los radiotelescopios porque suselectrones emiten una radiación en la longitud de onda de21 cm. Las regiones H resultan notablemente extendidas enel interior de nuestra Galaxia. 2) H II: al contrario de lasregiones precedentes, aquí el hidrógeno se encuentra aaltísimas temperaturasl unos 10.000 °C y en un estadoionizado (los electrones no están más unidos a los protonesdel núcleo). Responsables de este estado físico son lasradiaciones ultravioletas de estrellas próximas. Algunasfamosas nebulosas visibles con la ayuda de un simple bino-cularl como por ejemplo la nebulosa de Orión no son otracosa que regiones H II. Es en el interior de estas nebulosasdonde el hidrógeno y los granos de polvo interestelar allípresentes pueden condensarse para dar vida a los glóbulosque, más adelante, se convertirán en verdaderos embrionesde estrellas. Las cuatro estrellas que se ven en la nebulosade Orión, llamadas con el sobrenombre de Trapecio sehabrían condensado precisamente a partir del hidrógeno quese encuentra en esa región. También en la nebulosa Lagunase ha indicado la presencia de protoestrellas.

Halo galáctico. Es una región de forma esferoidal queencierra al disco de nuestra Galaxia en la que se encuentranlos denominados cúmulos globulares, es decir, agrupamien-tos de centenares de miles o millones de estre llas unidaspor fuerzas gravitacionales. Estas estrellas representan loselementos más antiguos de nuestra galaxia, los que primerose formaron durante el proceso de condensación de gasesgalácticos. Los cúmulos globulares son más de un centenar,tienen dimensiones medias de 100 AL y algunos son visi-bles a simple vista o con la ayuda de un modesto telescopio.

Halo solar. Consiste en un arco o una circunferencialuminosa que se produce alrededor del Sol, cuando la luz deeste astro experimenta un fenómeno de Refracción por partede cristales de hielo en suspensión en la Troposfera. Loshalos tienen habitualmente un radio de aproximadamente22° y presentan en el borde interior una coloración rojiza.

Halo lunar. Circunferencia luminosa que se produce alrede-dor de la Luna.

Hale, George Ellery. 1868-1938 Astrónomo americanoconsiderado uno de los fundadores de la astrofísica, unarama fundamental de la astronomía. Siendo aún muy joveninventó el espectroheliógrafo, un aparato que se revelófundamental para el examen de la atmósfera y de la superfi-cie del Sol, con el cual pudo fotografiar las protuberanciassolares. Después de haber trabajado durante algún tiempoen su observatorio privado, hecho construir por su padre,

Hale pasó al de Yerkes, donde se dedicó a la espectroscopíaestelar y sobre todo al estudio del Sol, que siempre fue suinterés principal. En 1905 trabajaba en el observatorio solarde Mount Wilson en California, fundado por él mismo unaño antes: allí descubrió que las manchas solares corres-ponden a áreas más frías y están relacionadas con intensoscampos magnéticos y, además, que la polaridad magnéticade las manchas se invierte cada ciclo de once años. Despuésde Mount Wilson, Hale impulsó la construcción del obser-vatorio de Mount Palomar (a ambos se les dio en 1970 elnombre de Observatorios Hale). Los dos telescopios tienenespejos de un diámetro de dos metros y medio y cinco me-tros respectivamente, y han permitido progresos decisivosen el conocimiento de las otras galaxias. A Hale se debetambién la fundación del Astrophysical Journal, una publi-cación aún hoy importante para la difusión de las investiga-ciones en este campo.

Hale (observatorios). Nombre dado a partir de 1970 a losdos grandes ob servatorios astronómicos americanos deMount Wilson y Mount Palomar, en honor al astrónomoGeorge Hale. Ambos están bajo la égida de la CarnegieFoundatior y del California Institute of Technology: se alzanel primero a 32 km al Noroeste de Los Angeles y el segundoa 80 km al noreste de San Diego, en California. Los HaleObservatories tienen también una estación astronómica enel extranjero, en Las Campanas, Chile: Espacio 23.

HALLEY, Edmund. 1656-1742 Astrónomo inglés cuyo nombreha permanecido unido al famoso cometa, pero cuya contri-bución al desarrollde la astronomía va mucho más allá delestudio de los cometas y sus órbitas. Nacido en Maggerston,en las cercanías de Londres, comenzó de muy joven losestudios celestes: ya a los veinte años emprendió largosviajes al hemisferio Sur para recopilar un catálogo de lasestrellas boreales siguiendo los pasos de lo que JohnFLAMSTEED (1646-1719), fundador y director del observato-rio real de Greenwich, había hecho con las estrellas delcielo austral. Llegado a la isla de Santa Elena, determinó laposición de 341 estrellas que publicó en el Catalogo de lasestrellas australes, editado en Londres en 1679. En el mis-mo año, HALLEY elaboró un método de cálculo de las dis-tancias de los planetas interiores del Sol, basado en laobservación del Tránsito de Mercurio y de Venus. En losaños sucesivos el astrónomo, que era un fervoroso admira-dor de Isaac NEWTON (1642-1727), hizo amistad con esteotro genio de las ciencias del cielo y lo alentó a completar eimprimir esa obra fundamental de la mecánica celeste quees Philosophiae naturalis principia matematica (Principiosmatemáticos de la física natural). En este libro NEWTONenuncia la teoría fundamental que llevará el nombre deGravitación universal. Sin embargo, algunos capítulos delos Principia están también dedicados al movimiento ynaturaleza de los cometas: un interés que fue contagiado aNEWTON por HALLEY quien, desde comienzos del sigloXVIII, se dedicó al estudio de las órbitas cometarias que enaquella época eran poco conocidas. Aplicando los métodosde cálculo analítico inventados por NEWTON, HALLEY re-

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construyó las órbitas de veinticuatro cometas aparecidos enel pasado y se dio cuenta de que las órbitas de tres de ellosmostraban una gran afinidad. Propuso entonces la idea deque se trataba del mismo cometa observado en tres retornossucesivos y escribió esta convicción suya en el libro Astro-nomiae Cometicae Synopsis (Sinopsis de la astronomía delos cometas), publicado en Londres en 1705: "Muchas cosasme hacen creer que el cometa observado por Apiano en elaño 1531 es el mismo que KEPLER y REGIOMONTANO descri-bieron más adecuadamente en 1607, y el que yo he vistovolver y he observado en el año 1682. En confianza, podríapredecir su vuelta para 1758. Si esta previsión es respetada,no hay razón para dudar que también los otros cometasvolverán". Edmund HALLEY murió en 1742, 16 años antesque su hipótesis pudiera ser confirmada. Sin embargo,puntual a la cita que el gran científico le había dado, elcometa de 1682 reaparece en 1758 y fue avistado la nochede Navidad de aquel año por el astrónomo aficionado G.Palitzsh. Si bien usualmente los cometas llevan el nombrede su descubridor, esta vez pareció justo darle el nombre deHALLEY, el científico que estudió su órbita y fue el primeroen predecir la naturaleza del astro con retornos periódicos.

Halley (cometa de). En la voz Cometa ya se ha visto cómoestán constituidos, qué orbitas siguen y cuáles son las hipó-tesis sobre sus orígenes. En la voz HALLEY, Edmund, se hadicho por qué un famoso cometa periódico tomó el nombredel ilustre astrónomo inglés. Ahora, aquí, trataremos lascaracterísticas particulares de este cometa y la gran impor-tancia histórica que ha tenido en los pasados siglos. Carac-terísticas físicas. Contrariamente a cuanto se considerabahasta hace algunos decenios, el cometa Halley tiene unnúcleo muy pequeño: los cálculos más recientes indican undiámetro de alrededor de 3 km. Se trataría, de acuerdo conla definición del astrónomo Fred WHIPPLE, de una verdaderabola de nieve sucia, formada esencialmente por hielo mez-clado con granos de polvo. En lo que respecta a la composi-ción química, en el último pasaje de 1910 se deter.minaron,gracias al análisis espectroscópico, las bandas de emisióndel metino (CH), del radical cianógeno (CN), del carbonobiatómico y triatómico (C2, C3), del óxido de carbonoionizado (CO+), del nitrógeno molecular ionizado (N2 + ).Se trata, como ya se ha dicho, de productos secundarios quese encuentran en la cabellera y en la cola del cometa y queprovienen de la disociación de las llamadas moléculasmadres presentes en el núcleo, es decir, de moléculas deagua, metano, amoníaco, etc. La densidad estimada delnúcleo del Halley es de 1 g/cm3, igual a la de agua. En lorelativo a la órbita, el Halley es un cometa de breve periodo(según la definición, se dice de breve periodo a un cometaque gira alrededor del Sol en menos de 200 años), realizaun circuito completo en aproximadamente 76 años, sobreuna órbita relativamente excéntrica (e = 0,967), inclinadaunos 162° con respecto al plano de la órbita terrestre, des-plazándose con movimiento retrógrado, es decir contrario almovimiento de los planetas. En el punto más próximo al Sol(perihelio), el Halley tiene una distancia de 88 millones dekm (un poco más distante que Mercurio, que está en órbitaa unos 58 millones de km al Sol); en el punto más lejano(afelio), a más de 5.300 millones de km (entre las órbitas deNeptuno y Plutón). En base a las pequeñas variacionesorbitales observadas, hoy se considera que el núcleo delcometa está animado también por un periodo de rotaciónalrededor de un eje de simetría de alrededor de 10 horas. Laobservación por medio de sondas. El Halley tiene una im-portancia científica extraordinaria. A pesar de los mileniosque está en órbita alrededor del Sol, emitiendo gases y

polvos en grandes cantidades, cada vez que se encuentra enlas proximidades del perihelio y que el calor solar lo sobre-calienta, aún es un cometa rico en elementos volátiles; porlo tanto, es considerado como uno de los objetos más intere-santes para una exploración espacial desde cerca, por mediode sondas automáticas. Con esta finalidad, en 1985, un añoantes de su próximo paso por el perihelio, el Halley será elobjetivo principal de al menos cuatro misiones espaciales.Por primera vez en la historia de la astronomía será posibleobservar y analizar, en su proximidad, el núcleo de uncometa, verificar la teoría de la bola de nieve y estudiar losprocesos de formación de la cabellera y de la cola. La mi-sión más adecuada es la que prepara la ESA, la AgenciaEspacial Europea, y que está confiada a un vehículo bauti-zado Giotto en honor al gran artista medieval Giotto diBondone, que en 1301 vio en cielo al cometa Halley (queobviamente en aquello tiempos no se llamaba así) y loinmortalizó en su famoso fresco la Adoración de los ReyesMagos, que aún se puede admirar en el interior de la Capi-lla de los Scrovegni en Padua. La sonda Giotto tiene laforma de un cilindro de 1,9 m de diámetro y 3 m de altura, yun peso de 950 kg. En un extremo, que corresponde a ladirección de avance de la sonda, hay un escudo que protegelos instrumentos de las partículas sólidas del cometa; en elotro extremo, una antena discoidal transmitirá los datoshacia la Tierra El denominado paquete instrumental de lasonda, además de varios tipos de sensores para la medida delas características físicas y químicas del cometa, contiene unpequeño telescopio que deberá apuntar hacia el núcleo delastro, proporcionando por primera vez a los astrónomosimégenes detalladas del corazón del cometa. La Giottodeberá partir a bordo de un misil Ariane 2, alrededor del 10de julio de 1985, desde la base de Kourou en la Guyanafrancesa. La travesía tendrá una duración de ocho meses yel encuentro con el cometa deberá efectuarse entre el 12 y el13 de marzo de 1986. Está previsto que el vehículo espacialeuropeo atraviese velozmente el interior de la cabellerapasando delante del núcleo a unos 200 km de distancia. Lavelocidad relativa entre los dos cuerpos será de 250.000km/s y, por lo tanto, se piensa que la travesia de ios gasescometarios, que constituyen una envoltura de alrededor de400.000 m, durará apenas un minuto y medio. Si el instru-mento óptico no se daña por el golpe con las pequeñaspartículas de polvo, podremos tener fotos en colores delnúcleo antes, durante y después del paso desde cerca conuna resolución tal como para poder observar de talles deltamaño de 30 m sobre la superficie del propio núcleo. Por elmismo periodo, se acercarán al cometa Halley dos sondasespaciales soviéticas y una japonesa. Los dos vehículossoviéticos, bautizados Venera-Halley después de haberrealizado una exploración del planeta Venus, pasarán anotable distancia del cometa (según las previsiones a unos10.000 km) para efectuar una serie de tomas fotográficas;en este caso, la resolución prevista será alrededor de 200 m.La sonda japonesa, bautizada Planet A, se proponepreferentemente fotografiar el cometa en luz ultravioleta, auna distancia no inferior de 10.000 km. Los EEUU, quehacia finales de los años 70 habían programado una precisamisión de reconocimiento del cometa Halley, han tenidoque renunciar a la empresa a causa de los cortespresupuestarios de la NASA. Con el fin de no dejar pasarcompletamente un objetivo cometario, han decidido desviarhacia el cometa periódico Giacobini-Sinner (que pasa cercade la Tierra cada 13 años), la sonda espacial ISEE 3.Además de las exploraciones en proximidad por medio desondas espaciales, el cometa de Halley será observado,durante su retorno aproximado a la Tierra, también pormedio de un amplio programa de observaciones

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programa de observaciones astronómicas convencionales. Aeste propósito los astrónomos ya han logracio una primicia:la individualización del cometa a unas 11 UA de distanciadel Sol: más allá de la órbita de Saturno. Jamás un cometahabía sido visto a tal distancia del Sol, cuando aún no estárodeado por esos vistosos atributos que son la cabellera y lacola. Este logro fue obra, en 1982, de un grupo de estudio-sos del Instituto de Tecnología de California (Cal Tech). Yaen 1977 varios grupos de astrónomos dirigían los más po-tentes telescopios del mundo hacia las zonas del cielo en lasque los cálculos preveían debería encontrarse el cometa,pero aún no aparecían rastros del famoso viajero cósmico enlas emulsiones fotográficas. Finalmente el 16 de octubre de1982, utilizando el gran reflector Hale de 5 metros de diá-metro, situado en Mount Palomar, en combinación con unasensibilisima telecámara que deberá montarse sobre elSpace Telescope (la llamada Wide Field Planetary Camera,o sea cámara de amplio campo planetario), los astrónomosdel Cal Tech lograron localizar el Halley bajo forma de unaminúscula estrellita de veinticuatroava magnitud sobre elfondo de la constelación del Can Menor. Su posición coin-cidía casi exactamente con lo que estaba previsto por lasefemérides: signo de que el cometa sigue su recorrido entrelos planetas sin variaciones sustanciales. Para observarlo,hay que señalar que, hasta la primera mitad de 1984, elcometa se encontrará en el exterior de la órbita de Júpiter, auna distancia de más de 5 UA, y por consiguiente las sus-tancias volátiles contenidas en su núcleo no habrán recibidosuficiente calor para liberarse y formar la cabellera y lacola: por lo tanto será diflcil poderlo observar con modestosinstrumentos. Sin em bargo, a partir de finales de 1985,cuando el cometa alcance la luminosidad de 10m, tambiénun aficionado podrá observarlo en el cielo. Con este finpublicamo una tabla con las coordenadas celestes delHalley, previstas entre el 15 de octubre de 1985 y el 15 deoctubre de 1986, según los cálculos efectuados por el JetPropulsion Laboratory de Passadena (California). El próxi-mo paso del Halley, sin embargo, no será muy favorablepara las observaciones instrumentales y visuales desde laTierra. El cometa no alcanzará ese alto nivel de espectacu-laridad que lo convirtió en pro tagonista de la escena celesteen 1910. Los periodos de visibilidad más favorable paraintentar la observación a simple vista en Europa meridionalson tres. El primero será del 5 al 25 de enero de 1986. Elcometa será visible de noche, inmediatamente después delocaso, en dirección Oeste, abajo en el horizonte. La magni-tud irá en aumento de pero la posición del astro sobre elhorizonte será siempre baja. El segundo periodo de visibili-dad estará comprendido entre el 6 de marzo y el 5 de abrilde 1986. El cometa será visible por la mañana, antes delalba, en dirección Sud-Este, abajo en el horizonte. La mag-nitud será de 5m a 4m. El tercer periodo de visibilidad estarácomprendido entre el 18 y el 25 de abril de 1986. El cometaserá visible de nuevo por la noche, inmediatamente despuésdel ocaso, en dirección Sur-Sud/Este, abajo en el horizonte.Su magnitud será de 4m, 6 a 5m, 4. Los enemigos que seopondrán a una buena observación del Halley serán laturbulencia atmosférica (que en algunos casos interferirácon los mejores periodos de visibilidad) y, para quien loobserve desde las ciudades, las luces difusas de la ilumina-ción callejera. Los astrónomos aconsejan desde ahora ob-servaciones desde altas alturas, más allá de los 1.000 me-tros, lejos de los centros habitados y preferentemente enbajas latitudes.

HEAO (satélites). Serie de satélites astronómicos asíbautizados por la sigla de High Energy Astronomy Observa-

tory (observatorio astronómico de alta energía). Se trata detres satélites americanos estudiados para observar el cielo através de los rayos X y los rayos γ, continuando las investi-gaciones comenzadas desde los satélites de la serie SAS(Samall Astronomy Satellites). HEAO 1 fue lanzado en1977 y efectuó un análisis global del cielo a través de losrayos X. HEAO 2 fue lanzado en el año 1978 y estudiófuentes individuales de rayos X. HEAO 3 fue lanzado en1979 y estudió el cielo a través de los rayos γ.

Helio. Es el elemento más liviano y el más abundante,después del Hidrógeno, que puede encontrarse en el Uni-verso. De cada 1.000 átomos, aproximadamente, tomados alazar en el Universo, 839 son de hidrógeno, 159 de helio yapenas 2 de otros elementos más pesados. Se considera quela mayor parte del helio presente en el Universo se originóen la fase primordial, después del Big Bang, mientras ape-nas el 15 % sería el resultado de las reacciones nuclearesque se llevan a cabo en el corazón de las estrellas. En nues-tro Sol, por ejemplo, se desarrolla activamente un procesode fusión que lleva a la transformación de átomos de hidró-geno en helio.

Heliocéntrica (teoría). Literalmente heliocéntrica quieredecir con el Sol en el centro y es el nombre que se da a lateoría elaborada por Nicolás COPÉRNICO (1473-1543) enoposición a la geocéntrica (con la Tierra en el centro), queera la adoptada desde la época de ARISTÓTELES (384 322 a.de J.C.). La teoría heliocéntrica tardó en afirmarse por laoposición de la Iglesia, que la consideraba una herejía porcuanto iba en contra de lo dicho por las Sagradas Escrituras.El propio Galileo GALILEI (1564-1642), que, con sus prime-ras observaciones al telescopio trataba de sostener condemostraciones la teoría heliocéntrica, fue obligado a abju-rar por la Inquisición.

HERSCHEL, sir John. 1792-1871 Astrónomo inglés hijo delcélebre William. Interesado en muchas cosas, desde lafotografía a la botánica y la meteorología, John HERSCHELhizo su contribución más importante en la astronomía.Desde 1834 a 183 efectuó un preciso reconocimiento delcielo austral durante su estancia en Sudáfrica; descubriómás de 500 nebulosas y estudió las estrellas dobles, recopi-lando unas 2.195 y sugiriendo un método para calcular susórbitas. Excelente divulgador científico de astronomía, fueuno de los promotores de la Royal Astronomical Society.

HERSCHEL, Lucretia Karoline. Hermana del gran astrónomoWilliam, Karoline fue llamada en 1772 de su natal Alema-nia por su hermano, que estaba en Inglaterra; a partir de esemomento vivió junto a él ayudándole incansablemente en sutrabajo y adquiriendo con el tiempo una práctica tal quehizo de ella una astrónoma muy autorizada. Karoline esconocida sobre todo como cazadora de cometas: descubrióunos siete (según algunos ocho) con un telescopio de 15 cmde apertura construido por William. Debe recordarse tam-bién su trabajo de revisión del catálogo estelar deFLAMSTEED.

HERTZSPRUNG, Ejnar. 1873-1967 Astrónomo danés, cuyonombre está unido al descubrimiento de un diagrama defundamental importancia para comprender la evoluciónestelar, conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell.Interesándose de de joven en los estudios de espectroscopíaestelar, HERTZSPRUNG estudió a fondo la relación que existeentre la temperatura de una estrella y su luminosidad. De

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ello nació la idea del diagrama, en el cual se ve que lasestrellas se pueden subdividir en estrellas de secuenciaprincipal (a la cual pertenece nuestro Sol) estrellas gigantesrojas y estrellas enanas blancas. Estos mismos estudios eranrealizados simultáneamente, y de manera independiente,por el astrónomo americano Henry Noris RUSSELL, de aquíla doble atribución dada al diagrama. HERTZSPRUNG estudiótambién el cúmulo estelar de las Pléyades y determinó ladistancia de la Pequeña Nube de Magallanes utilizando elmétodo de las Cefeidas

Hertzsprung Russell (diagrama). El diagrama deHertzsprung-Russell, ideado independientemente por E.HERTZSPRUNG y H. N RUSSELL entre 1905 y 1913, es undiagrama estadístico en el que las estrellas están clasifica-das en base a la temperatura y a la luminosidad. La repre-sentación está hecha sobre un plano de Coordenadas carte-sianas en las que se dispone la temperatura superficial delas estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decrecientede izquierda a derecha (ya que, como es sabido, la tempera-tura superficial corresponde a una determinad categoríaespectral, lo que equivale a poner en el eje horizontal laspropias categorías espectrales o bien los colores estelaresdel blanco hacia el rojo); y la luminosidad sobre el ejevertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba (enparticular se adopta la magnitud absoluta, es decir, la mag-nitud correcta teniendo en cuenta la distancia). Procediendoasí se nota que la mayor parte de las estrellas ocupa unadiagonal del diagrama que ha sido definida como secuenciaprincipal. En ella las estrellas azules de gran masa y lumi-nosidad, como Spica y Sirio, se encuentran arriba a la iz-quierda. Las estrellas amarillas de mediana magnitud yluminosidad, como el Sol, se encuentran en el centro; lasrojas y pequeñas, como Próxima Centauri, están abajo a laderecha. Además de la secuencia principal, el diagrama estácaracterizado por otra rama, arriba a la derecha, en la quehay una mayor densidad de estrellas gigantes y supergigan-tes rojas de baja luminosidad, como Arturo, Aldebarán,Betelgeuse y Antares. Por último abajo a la derecha. hayuna mayor densidad de enanas blancas de elevada lumino-sidad, como Sirio B. Las observaciones evolutivas que sepueden hacer sobre el diagrama de Hertzsprung-Russellson, como decíamos al comienzo, muy importantes. Se nota,en efecto, que la secuencia principal está ocupada por estre-llas llegadas a la madurez, como nuestro Sol. Representatambién el estadio evolutivo en el que una estrella transcu-rre la mayor parte de su existencia, con la diferencia de quelas estrellas más grandes y macizas queman más rápidamen-te su combustible nuclear y tienen una madurez relativa-mente más breve; las más pequeñas frías se comportan demanera completamente opuesta; el Sol está, como ya se hadicho, a mitad de camino entre dos extremos. La rama delas gigantes y supergigantes rojas representa, en cambio,una etapa evolutiva subsiguiente a la secuencia principal.Muy probablemente nuestro Sol, después de haber agotadoel hidrógeno que actualmente es su principal combustiblenuclear, experimentará un doble proceso de contracción enel centro y de dilatación en la periferia, convirtiéndose enuna gigante roja y saliendo por lo tanto de la secuenciaprincipal. Por último, una ulterior etapa de evolución, antesde la muerte definitiva, será la correspondiente a la trans-formación en enana blanca: esta vez el Sol descenderá alextremo inferior del diagrama antes de desaparecer total-mente como estrella.

Hevelius, Johann. 1611-1687 Astrónomo polaco nacido enDanzig (su verdadero apellido, luego latinizado, era Hevel-

ke) y formado en Leyde, Holanda, conocido por sus estudiossobre los cometas, la Luna y por la recopilación de un catá-logo estelar. En 1641, se construyó en Leyde un observato-rio privado que llamó Stellaeburgum (ciudad de las estre-llas) y desde el que realizó numerosas observaciones hastaque fue destruido por un incendio. Fue constructor de ins-trumentos ópticos y para observar la Luna y los planetasrealizó un inmenso refractor que tenía una longitud de 46metros, sujeto por un complejo sistema de poleas y contra-pesos. En su Selenographia de 1647 nos ofrece, por primeravez, un detallado mapa de la superficie lunar acompañadode una nomenclatura de los cráteres, de las llanuras y de losmayores relieves. De los nombres dados por Hevelius a lageografía lunar, sólo unos pocos sobreviven aún hoy porquese prefirió adoptar la nomenclatura de su contemporáneoitaliano Giovani Battista Riccioli (1598-1691). Las precisasobservaciones de la superficie lunar le llevaron también a laexacta determinación de la Libración, una especie de osci-lación de la que está dotado el disco lunar. Hevelius tam-bién fue descubridor y estudioso de las órbitas cometarias.Autor de una Cometographia aparecida en 1668, pensabaque los cometas se formaban en la atmósfera de Júpiter y deSaturno y des de aquí, viajando a través de un espacio llenode un elemento resistente al movimiento, seguían trayecto-rias parabólicas, como las balas disparadas por un cañón.Esta visión reflejaba una ignorancia de la ley de la Gravita-ción Universal, que poco antes había formulado NEWTON.El trabajo de determinación de las posiciones estelares estáreunido en un catálogo que comprende las coordenadas demás de 1.500 estrellas y que fue publicado póstumamenteen 1690.

HEWISH, Anthony. Radioastrónomo inglés nacido en 1924 ydescubridor de los Púlsar, esos objetos estelares que seconsideran responsables de la emisión de rapidísimos yregulares impulsos de radio, y ganador, por este descubri-miento, del premio Nobel 1974 de física. El descubrimientode HEWISH se remonta a mediados de 1967 y fue efectuadocon el gran radiotelescopio del Mullard Radio AstronomyObservatory de Cambridge, Inglaterra. Al año siguienteHEWISH sugirió también que los púlsar no son otra cosa quepequeñas estrellas de neutrones en rápida rotación, segúnun modelo que ya había sido elaborado por los físicos teóri-cos.

Híades. Es uno de los Cúmulos globulares visibles delhemisferio boreal y situado en la constelación de Tauro.Tiene una forma en V, dista unos 148 AL y es, por lo tanto,el cúmulo de estrellas más próximo a nuestro sistema solar.Desde el punto de vista estructural, forma parte de losllamados cúmulos abiertos, es decir, esos grupos de estre-llas que por lo general se encuentran sobre el plano de laGalaxia. El cúmulo de las Híades está constituido en parti-cular por unas 150 estrellas, distribuidas sobre un diámetrode unos doce añosluz, todas de mediana y joven edad.

Hidalgo. Es uno de los Asteroides más singulares hasta ahoraconocidos. Como es sabido, esta clase de objetos está enórbita, por lo general, en un espacio comprendido entreMarte y Júpiter, aunque algunos se apartan de esta norma.Hidalgo tiene la órbita más grande que se conoce para unasteroide. Tiene un perihelio de alrededor de 2 UA desde elSol: hasta aquí nada de excepcional. Sin embargo el afeliollega a las 9,7 UA: esto quiere decir que se aleja de la órbitade Saturno. En estas incursiones hacia el sistema solarexterno, Hidalgo realiza encuentros próximos con Júpiter:

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en 1673 se acercó al mayor planeta a una distancia de 56millones de kilómetros.

Hidrógeno. Es el elemento más liviano y simple que existeen la naturaleza. Su átomo está formado por un solo protónen el centro y un electrón que gira a su alrededor. Tambiénes el elemento más abundante que se encuentra en el Uni-verso. En promedio, representa alrededor del 83,9 % detodos los átomos presentes en el Universo. El hidrógeno seencuentra en el espacio fundamentalmente en tres formas:1) Hidrógeno neutro: Representa la parte más relevante dela materia interestelar. Se halla en estado de gas frío que noemite en las regiones visibles del espectro y es localizadopor los radioastrónomos gracias a una emisión de radio enla longitud de onda de los 21 cm. Los brazos en espiral denuestra Calaxia contienen grandes cantidades de hidrógenoneutro. Las zonas en las que se encuentra el hidrógenoneutro son definidas por los astrónomos como regiones H.2) Hidrógeno ionizado: Es el que se encuentra junto a lasestrellas en formación. Se trata de gas calien te en el que, acausa de la radiación ultravioleta emitida por los embrionesde estrellas, los electrones de los átomos de hidrógeno hansido apartados y ya no giran alrededor de sus respectivosnúcleos. El hidrógeno ionizado, por lo tanto, está formadopor una mezcla de protones y electrones libres. Los electro-nes, sin embargo, tienden a recombinarse con los protones yen este proceso se obtienen emisiones luminosas determi-nables. La región en la que existen nubes de hidrógenoionizado son definidas regiones H II. 3) Hidrógeno molecu-lar: Cuando se forman condensaciones de hidrógeno a ele-vadas densidades, los átomos de este elemento se unen enforma molecular (la molécula del hidrógeno está formadapor dos átomos unidos entre sí: H2). Habitualmente estascombinaciones son fácilmente escindidas por las radiacio-nes ultravioletas, pero en condiciones particulares, porejemplo cuando las nubes de hidrógeno están cubiertas departículas de polvo, el hidrógeno subsiste en estado molecu-lar. La diferencia de densidad entre las regiones de hidró-geno neutro y las de hidrógeno molecular es enorme: en lasprimeras se encuentra en promedio, un átomo de hidrógenocada 5 cm3; en las segundas se encuentran millones demoléculas en el mismo volumen.

HIPARCO de Nicea. Aprox. 190 a. J.C. - 125 a. J.C. Es uno delos llamados cuatro grandes astrónomos alejandrinos, por-que con sus estudios realizados en la ciudad de Alejandríadeterminaron un periodo de gran florecimiento de la astro-nomía griega (los otros tres alejandrinos fueron: ARISTARCOde Samos, ERATÓSTENES y TOLOMEO. HIPARCO tal vez debasu mayor notoriedad a un catálogo de alrededor de 850estrellas en las cuales introdujo, por primera vez, sus mag-nitudes estelares: para mayor precisión, seis clases de lumi-nosidad de las estrellas, desde la primera que reagrupa a lasestrellas más luminosas, a la sexta que comprende la másdébiles. Su clasificación, con algunas modificaciones, sub-siste aún hoy. La precisión de las posiciones estelares deHIPARCO determinadas y comparadas con los atlas del pasa-do, permiten también al astrónomo griego descubrir elmovimiento de Precesión del eje terrestre: ese movimientomuy similar a una oscilación del eje de una peonza que,realizándose en unos 26.000 años, determina un cambio dela estrella hacia la cual apunta el eje terrestre mismo y, porlo tanto, también una lenta variación de las coordenadasestelares. A HIPARCO se debe también la determinación delperiodo de revolución de la Tierra alrededor del Sol (añosolar) con la precisión de seis minutos. Nada nos queda delas obras escritas del astrónomo, sino por vía indirecta. Hoy

se sabe con seguridad, por ejemplo, que el famoso Almages-to de TOLOMEO se basa abundantemente en los escritos deHIPARCO. En honor del gran astrónomo griego, un satélitede la ESA, destinado a efectuar estudios de →astrometría,ha sido bautizado Hipparcos.

Hipérbole. Se trata de una curva cónica, es decir de las quepueden obtenerse cortando un cono con un plano. Desde elpunto de vista astronómico y astronáutico, la hipérbole esuna órbita abierta, típica de un cuerpo que procede a velo-cidades superiores a las necesidades para escapar al centrode atracción, por ejemplo al Sol.

Hipparcos (satélite). Nombre de un satélite en fase derealización por parte de la ESA (European Space Agency),destinado a investigaciones de →astrometría, es decir, alestudio de las posiciones estelares, con una exactitud inal-canzable por los instrumentos de tierra. Gracias a Hippar-cos, que será puesto en órbita terrestre en 1986 y que debe-rá permanecer en funcio namiento alrededor de dos años ymedio, será posible mejorar diez veces más la precisiónobtenible en las medidas de Paralaje estelar. Esto permitirárecalcular la distancia de las estrellas y, por lo tanto, cono-cer con mayor exactitud la estructura de nuestra Galaxia. Sepiensa que, a través de la medida de las oscilaciones de lasestrellas alrededor de sus propios centros de gravedad cau-sadas por eventuales planetas, Hipparcos pueda dar unarespuesta a la interrogante, aún no resuelta, de si existenplanetas extrasolares. El satélite ha sido llamado así enhonor a HIPARCO, el astrónomo de la antigua Grecia, quefue el primero en dedicarse a la recopilación de un catálogoconteniendo las posiciones de un millar de estrellas y ladeterminación de su luminosidad. Hipparcos, que serálanzado con el transportador europeo Ariane, tendrá un pesoen órbita de unos 500 kilos.

Horizonte aparente. Se define horizonte aparente a unacircunferencia máxima obtenida haciendo pasar un planotangente al lugar de observación hasta encontrar la Esferaceleste. La línea del horizonte divide la esfera celeste enhemisferio visible y otro invisible.

HOYLE, Fred. Astrónomo inglés nacido en 1915, famoso porsus estudios en cosmología y por sus teorías sobre la difu-sión de la vida en el Universo; también es conocido por susnovelas de ciencia ficción, entre las cuales caben citarse Lanube Negra y A de Andrómeda. Al comienzo de los años 50,HOYLE se adhirió a la teo ría del Estado estacionario, des-arrollada por Thomas GOLD y Hermann BONDI, y dio unaexplicación matemática aportando una serie de modifica-ciones a las ecuaciones de la relatividad general deEINSTEIN. Según esta teoría, hoy abandonada, el Universoaparece igual en el tiempo y una nueva materia es creada amedida que se expande. Más tarde, HOYLE desarrolló lateoría de la formación de los elementos a través de la reac-ción de fusión nuclear en el interior de las estrellas. Des-pués, hacia finales de los años 70, junto con el astrónomode origen hindú Chandra Wickramasinghe, HOYLE formulóla hipótesis de que en las nubes de gases y polvos querodean las extrellas en formación, se encuentran microorga-nismos en plena actividad reproductiva. La prueba de suexistencia, según los dos autores, se encontraría en la inter-pretación de las bandas espectrales que se obtienen obser-vando estas nubes, en las cuales, en efecto, abundan lasmaterias orgánicas. Correspondería a los cometas, además,el papel de distribuir esta vida elemental en el Universo. En

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el interior de los núcleos cometarios, de acuerdo con HOYLEy Wickramasinghe, los microorganismos podrían encontraralbergue durante largos periodos de tiempo, permaneciendoen estado de vida latente. Llegando finalmente a un planetaadecuado para la vida, se multiplicarían dando comienzo aun ciclo evolutivo planetario. Y así, de acuerdo con los doscientíficos, es como podría haber comenzado la vida sobrela Tierra. Esta teoría ha sido bautizada nueva panespermia,porque toma, ampliándola y modificándola, la teoría delpanespermia, expuesta a comienzos del siglo XX por elsueco, premio nobel de química, Svante ARRHENIUS (nacidoen 1859 y fallecido en 1927). Aunque criticado por la auda-cia de tales afirmaciones que rayan en la ciencia ficción,HOYLE personifica, sin embargo, al exponente típico de uncierto ambiente académico anglosajón que, sin abandonar elrigor del método científico, se distingue por la originalidady osadía de las investigaciones.

HUBBLE, Edwin Powell. 1889-1953 Astrónomo americanocélebre por haber descubierto que el Universo se expande,aunque su contribución al conocimiento del Universo mis-mo es muy amplia y va más allá de esta premisa fundamen-tal. Uno de sus primeros descubrimientos se remonta a1919, cuando demostró que en el interior de nuestra Ga-laxia existen nubes de hidrógeno que se hacen luminosaspor la existencia de estrellas en su interior. En 1923 descu-brió una estrella variable de tipo Cefeida en la nebulosa deAndrómeda y, gracias a la relación luminosidad-distanciaque caracteriza a estas estrellas, pudo demostrar que An-drómeda no está en el interior de nuestra Galaxia, sinoafuera, y que es un sistema de estrellas completamentesimilar al de nuestra Galaxia. A HUBBLE también se le debela clasificación de las Galaxias según su estructura. En1925, midiendo el Desplazamiento hacia el rojo de laslejanas galaxias, se dio cuenta de que éstas se alejan convelocidad creciente cuanto mayor es su distancia. Esteprincipio fundamental de la cosmología moderna, que hatomado el nombre de Ley de Hubble, es la base de la teoríasegún la cual el Universo, surgido de una gran explosiónprimordial (Big-Bang), está siempre en expansión. Antes demorir, HUBBLE participó también en el diseño del masto-dóntico telescopio americano de Monte Palomar en Califor-nia.

Hubble (constante de). La ley formulada por el astrónomoE.P. HUBBLE, según la cual las galaxias se alejan con unavelocidad proporcional a su distancia, se puede resumir enla simple fórmula V = H·R, donde V es la velocidad dealejamiento o recesión de las galaxias, habitualmente medi-da en km/s; R la distancia en megaparsec y H una constantede proporcionalidad. Esta constante, también llamada deHubble, tiene un significado particular porque da una medi-da de la rapidez con que se expande el Universo, y por lotanto también da la posibilidad de calcular cuánto tiempo hatranscurrido desde el momento del origen del Universomismo (Big-Bang) hasta hoy. Según los cálculos más re-cientes, el origen del Universo puede remontarse entre 16 y18 mil millones de años. Según algunas teorías cosmológi-cas, la constante de Hubble, y, por lo tanto, la capacidad deexpansión del Universo, no varía con el tiempo. Esto signi-fica que la expansión del Universo continuaría indefinida-mente; según otras, debería dis minuir con el tiempo. Eneste último caso, la expansión se haría más lenta e inclusopodría detenerse: el Universo frenado por su misma fuerzade gravedad terminaría en un gran colapso.

Huggings, William. 1824-1910 Astrónomo inglés, uno delos pioneros de los estudios de espectroscopía estelar, cono-cido por haber demostrado que las estrellas son masas degas incandescente muy similares a nuestro Sol y por haberdeterminado sus elementos químicos constitutivos. Aplicóel análisis espectroscópico también al estudio de las lejanasnebulosas, pero no logró interpretar las líneas de emisión,cosa que hizo más tarde el astrónomo americano Ira S.Bowen (1898-1973), atribuyéndolo a átomos ionizados deoxígeno y nitrógeno. Huggings se dedicó también a losestudios de espectroscopía cometaria y, después de que elitaliano Giovan Battista DONATI (1826-1873) hubo realiza-do el primer espectro visual de un cometa en 1864, él logróuno fotográfico, determinando los compuestos del carbonocomo algunos de los elementos constitutivos de estos astros.

Huso horario. A causa de la rotación de la Tierra alrededorde su propio eje, que como es sabido se produce en senti doantihorario, en cada lugar se alternan el día y la noche. Entodos los puntos que se encuentran a lo largo del meridianoenfrentado directamente hacia el Sol es mediodía; en todosaquellos que se encuentran a lo largo del meridiano opues-to, a 180 de distancia en longitud, es medianoche. Cuandoel Sol se encuentra sobre el meridiano de nuestra ciudadobviamente aún no ha alcanzado el meridiano de otra ciu-dad inmediatamente al Oeste con respecto a la nuestra. Deesto surge que el me diodía astronómico varíe de punto apunto para lugares incluso vecinos. Desde un punto de vistariguroso, cada ciudad debería tener su tiempo local. Pararegular esta materia, en 1884 se llegó a un acuerdo interna-cional por el cual la Tierra es dividida en 24 husos horarios,comprendiendo cada uno una banda de 15 contenida entredos meridianos. Se estableció fijar como meridiano deorigen el que pasa por Greenwich. La base del actual siste-ma horario es el denominado tiempo medio de Greenwich(abreviado G.M.T.) o tiempo universal (abreviado U.T.).Por ejemplo, Italia pertenece al segundo huso horario tam-bién llamado tiempo medio de Europa Central. Todos lospaíses pertenecientes a este huso adoptan, por convención,un tiempo retrasado de una hora con respecto a los queforman parte del meridiano de Greenwich (primer husohorario). El tiempo establecido de este modo también esllamado tiempo civil y no corresponde necesariamente altiempo verdadero, es decir, al astrónomico.

HUYGENS, Christiaan. 1629-1695 Físico y astrónomoholandés conocido, entre otras cosas, por haber sido elprimero en dar una explicación satisfactoria de los anillosde Saturno, a los que describió como un conjunto de partí-culas en órbita alrededor del planeta. Un año antes, en1655, HUYGENS había descubierto el mayor satélite deSaturno, Titán y, algún tiempo después, siempre gracias aun excelente instrumento de su fabricación, observó por primera vez una formación en Marte, a la que se le dio nombrede Syrtis Maior. Se piensa, además, que fue el primero enasimilar el comportamiento de la luz al de una onda,haciendo posible así, por fenómenos de refracción y re-flexión, dar explicaciones más convincentes que las basadassobre la teoría corpuscular de la luz. En 1673, HUYGENSinventó el reloj de péndulo, que permitió realizar notablesprogresos en los trabajos astronómicos, y científicos engeneral, relacionados con la medida del tiempo.

Hyperión. Satélite de Saturno, el séptimo en orden dedistancia desde el planeta. Está en órbita a una distanciamedia de 1.481.000 km, realizando una vuelta en poco másde veintiún días y seis horas. De forma relativamentc irre-

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gular, tiene un diámetro de alrededor de 300 km, una masamil veces inferior a la de nuestra Luna. Hyperión fue des-cubierto en 1848 por el astrónomo William C. BOND (1789-1859).

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IIAU. Sigla de la International Astronomical Union, la organi-

zación que reúne a los astrónomos de todo el mundo. Fun-dada en 1919, se ocupa de coordinar las investigacionesinternacionales, establecer la nomenclatura de la geografíaceleste, dar los nombres a los nuevos objetos descubiertos,etc. De fundamental importancia es el servicio de los lla-mados telegramas astronómicos a cargo de la oficina centralde la IAU en Cambridge, Massachusetts (EEUU), en elSmithsonian Astrophysical Observatory, que informa deinmediato a los inscritos del descubrimiento de estrellasnovas y supernovas, de asteroides y cometas, permitiendouna observación y una comprobación inmediata por parte delos interesados. La IAU organiza asambleas plenarias detodos los astrónomos cada tres años en diversas partes delmundo.

Icaro. Nombre de un singular asteroide del grupo Apolo,caracterizado por una órbita muy excéntrica e inclinadaunos 23° con respecto a la terrestre, que lo lleva, por unlado a pasar más cerca del Sol que Mercurio, a una distan-cia de apenas 0,19 UA (unos 28 millones de km), y, por otrolado, a alejarse hasta 2 UA del Sol (unos 300 millones dekm), es decir, más allá de la órbita de Marte. En el curso deesta órbita, que tiene una duración de un año y un mesaproximadamente, Icaro realiza pasajes próximos a la Tie-rra. En junio de 1968 pasó a 6,4 millones de kilómetros denosotros, haciéndose visible en los telescopios como unaestrella de doceava magnitud. Pasará cerca nuevamente en1987. Desde el punto de vista físico y químico, Icaro noparece otra cosa que un fragmento de roca de apenas unkilómetro y medio de diámetro. Según algunos estudiosos,éste podría ser el núcleo ya desgastado de un antiguo come-ta periódico.

ICBM. Sigla de Inter Continental Bakkistic Missile, es decir,misil balístico intercontinental. Se trata de un misil quesólo es guiado en una primera fase de su vuelo hacia elblanco preelegido y que después sigue su curso por inercia,siguiendo una trayectoria balística, es decir la curva típicade un proyectil disparado por un cañón. Los ICBM, usadosal comienzo de los años 50 como cohete para cabezas nu-cleares en el ámbito de la llamada estrategia del terror, quetanto por parte soviética como americana significó un terri-ble despliegue ofensivo, fueron después utilizados comotransportadores de lanzamientos espaciales. Un típicoICBM que ha pasado del arsenal de las armas al de la inves-tigación espacial ha sido el Atlas, un experimentado trans-portador de dos secciones empleado, entre otras cosas, enlas primeras misiones espaciales americanas con hombres abordo de la serie Mercury.

Ikeya-Seki. Famoso y espectacular cometa que apareció en1965, descubierto por dos astrónomos aficionados ja pone-ses que le han dado el nombre: Kaoru IKEYA y TsutomuSEKI. Este cometa se ha hecho célebre porque representa elúnico, hasta ahora conocido, en tener el récord de acerca-miento al Sol. El fenómeno se produjo el 21 de octubre de1965, cuando el cometa ICBM penetró en la incandestente-

corona solar pasando apenas a 465.000 km de la superficiede nuestra estrella y dividiéndose después en dos partes. Enaquella ocasión el núcleo del cometa, que ya se había ro-deado de una bellísima cabellera y una espectacular cola, enlas que el análisis espectroscópico había de terminado loscomponentes volátiles típicos de los Cometas, se acercó alas temperaturas de fusión de los metales; el análisis espec-troscópico reveló también las bandas características delhierro y del níquel. Según el astrónomo americano Brian G.MARSDEN, que ha reconstruido las órbitas pasadas delIkeya-Seki, este cometa proviene de una lejana progenitoraque en 1106 se acercó tanto al Sol que experimentó ladivisión del núcleo en dos partes. Uno de estos dos frag-mentos habría dado vida al Gran Cometa de Septiembre de1882; éste también pasó muy cerca del Sol y se dividióposteriormente en dos partes. El segundo fragmento habríaoriginado, precisamente, el Ikeya-Seki el cual, como se hadicho al principio, se ha dividido también en dos partes. Deéstas, una debería volver después de un largo viaje alrede-dor del Sol, en el 2843; la otra, nada menos que en el 3020.Los cometas que, como el Ikeya-Seki, pasan rozando lasuperficie del Sol y se dividen en dos o más partes, formanuna familia que en honor al astrónomo que los clasificótoma el nombre de grupo de Kreutz. También forman partede esta familia los cometas que pasan tan cerca del Solcomo para ser completamente destruidos. El primer aconte-cimiento de este tipo ha sido observado y documentado el30 de aaosto de 1979 por un satélite militar americano, el P78-1, que registró, gracias a un coronógrafo que llevaba abordo, el progresivo acercamiento y por lo tanto desintegra-ción, acompañada por un rayo de luz, de un desventuradocometa que cayó en el Sol.

Inclinación de la órbita. Es un ángulo formado por el planode la órbita de un cuerpo celeste (planeta, cometa, asteroi-de, etc.) con el plano de la órbita de la Tierra. Se indica conla letra minúscula i, y se cuenta de 0° a 180° en sentidoantihorario. Si el cuerpo celeste tiene una inclinación com-prendida entre 0° y 90º, su movimiento se dice retrógrado.

Infrarrojo (astronomía del). En los últimos años, graciastambién a los satélites artificiales y a las sondas interplane-tarias, se ha podido profundizar en el estudio de los cuerposcelestes a través de las emisiones en el dominio del infra-rrojo, es decir, esa parte del espectro electromagnético entrela luz roja visible y las ondas milimétricas (donde comienzala región de las ondas radio). En este intervalo del Espectroelectromagnético está comprendida esa radiación que gené-ricamente notamos como calor. El cielo visto a través de losinfrarrojos es muy diferente del que podemos observar asimple vista. La mayor parte de las estrellas más luminosas,en efecto, emite poco al infrarrojo; por otra parte, muchoscuerpos que son potentes fuentes de radiación infrarroja noemiten radiaciones visibles. En general un objeto que emitepredominantemente en el infrarrojo es mucho más frío quenuestro Sol, que tiene una temperatura superficial de unos6.000 K y, por lo tanto, no logra emitir radiaciones visibles.La investigación del cielo a través de los infrarrojos tiene

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una enorme importancia para la astronomía, porque permitedescubrir objetos de interés cosmológico como estrellasfrías en las primeras etapas de su formación, nubes de gas abajísima temperatura como las regiones H, moléculas ynubes de polvo interestelar. Las observaciones sistemáticasal infrarrojo comenzaron en los años 60 de este siglo. Fueen el observatorio de Mount Wilson, en California, dondefue elaborado el primer mapa del cielo a través de los infra-rrojos con el descubrimiento de más de 20.000 fuentes, lamayor parte de las cuales eran estrellas con temperaturassuperficiales entre 1.000 y 2.000 K. En la práctica, cual-quier telescopio corriente puede hacerse sensible al infra-rrojo mediante la aplicación de células fotoeléctricas espe-ciales a base de sulfuros, montadas en el foco primario delobjetivo. Sin embargo, se han realizado telescopios astro-nómicos dedicados a estas investigaciones específicas, comoel americano de Mauna Kea en Hawaii, que contiene elinstrumento más grande del mundo especialmente apto parala investigación infrarroja: es un reflector de 386 cm. Paraeste tipo de investigación es fundamental que el observato-rio esté a una gran altura, por encima de las formacionesatmosféricas de vapor de agua que absorben la radiacióninfrarroja. En 1982, se inauguró en Italia el más grandeobservatorio de Europa de infrarrojos. Ha sido instalado enla cima del Gornegrat (Alpes suizos)/ a 3.200 m de altura yestá constituido por un telescopio reflector Cassegrain de150 cm de apertura. El lugar ideal para la observación alinfrarrojo es, de todos modos, el espacio por encima de laatmósfera terrestre. Por este motivo se han fabricado satéli-tes-observatorio como el IRAS, que efectúa exclusivamentedeterminaciones en el espectro infrarrojo.

Intelsat. Es el nombre de una numerosa serie de satélites paratelecomunicaciones y está formado por las iniciales de lafrase: International Telecomunications Satellite Corporation(compañia de satélites para las comunicaciones interconti-nentales). Fundada en 1964 por un gran número de nacionesinteresadas, la Intelsat ha dado vida a un sistema global detelecomunicaciones vía satélite, realizado a través de lapuesta en órbita Geoestacionaria de verdaderas centralesespaciales cada vez más eficientes y altamente sofisticadas.Los satélites de la serie Intelsat, según su grado de desarro-llo, pueden dividirse en cinco generaciones. La primera,Intelsat 1, fue inaugurada por el Early Bird, el primer satéli-te comercial para telecomunicaciones en ser puesto enórbita geoestacionaria, el 6 de abril de 1965. Tenía unacapacidad de 240 canales telefónicos y uno de televisión yestuvo en funcionamiento unos tres años y medio. Permane-ciendo suspendido a 36.000 km sobre el Atlántico, EarlyBird aseguraba las conexiones entre Norteamérica y Europa.La segunda generación de satélites para telecomunicacio-nes, Intelsat II, comenzada al año siguiente y caracterizadapor cuatro satélites, aun teniendo idéntica capacidad detráfico, aseguró la cobertura de un área más amplia. Con latercera generación, Intelsat III, iniciada a finales de 1968 ycaracterizada por siete satélites se dio comienzo a la cober-tura global. Los satélites, en efecto, además de estacionarsesobre el océano Atlántico, lo hacían también sobre el Indico,asegurando las comunicaciones entre Oriente y Occidente.Los satélites de esta serie podían asegurar hasta 1.200conversaciones telefónicas simultáneas o cubrir cuatrocanales de televisión. La cuarta generación, Intelsat IV, hacomenzado en enero de 1971, con la puesta en órbita desatélites capaces de asegurar 5.000 conversaciones telefóni-cas o bien 12 canales de televisión en color. A comienzos delos años 80, por último, se ha entrado en la era de los Intel-sat V, bastante más potentes y cualificados. Ellos asegura-

rán también las conexiones telemáticas intercontinentales,que tanto desarrollo están teniendo en estos últimos años.

Interferencia. Es un fenómeno que se manifiesta cuando dosrayas de luz de la misma longitud de onda se combinan; esuna consecuencia de la naturaleza ondulatoria de la propialuz y de la radiación electromagnética en general. En lapráctica, si los dos rayos se hacen coincidir con las ondas enfase, las intensidades luminosas se suman; pero si los dosrayos están desfasados, de manera que la cima de uno coin-cide con la parte baja del otro, las intensidades luminosas seanulan. El fenómeno de interferencia se provoca artificial-mente con dispositivos inventados por pioneros de la ópticacomo NEWTON y FRESNEL. En astronomía y en astrofísicaeste fenómeno se aprovecha para valorar medidas angularesexiguas, como la separación entre las componentes de unaestrella doble muy estrecha o el diámetro angular de unaestrella.

Interferómetros. Se trata de aparatos ópticos o radioastro-nómicos que, con diversos métodos, aprovechan el fenóme-no de Interferencia de las radiaciones electromagnéticaspara diferentes tipos de medidas astronómicas. Una de lasmodernas técnicas de interferometría, tanto óptica comoradial, consiste en la observación de la propia fuente estelarcon dos telescopios (o bien con dos radiotelescopios) distan-tes entre sí de manera que haya un desfase en las señalesque llegan. A partir de este desfase, a través de una elabo-ración electrónica de las señales recibidas, se puede llegar ala exacta posición y al diámetro angular de una estrella, obien, en el caso de estrellas dobles, al valor de su separa-ción angular. Uno de los interferómetros ópticos más avan-zados se encuentra en el observatorio de Narrabi, en Austra-lia, a unos 400 km al nordeste de Sidney, y consiste en dosreflectores de 6,5 metros de diámetro, cada uno formado por251 pequeños elementos reflectores que son conectados adistancias de hasta 200 metros el uno del otro. En el caso delos radiotelescopios, se va perfeccionando desde hace algu-nos años la interferometría so bre líneas de base muy gran-des, que consiste en conectar entre sí grandes antenas para-bólicas distantes millares de kilómetros. El poder resolutivode instrumentos así unidos equivale al de una única e in-mensa antena de diámetro igual a la longitud de la línea debase.

IO. Es el más interior de los cuatro satélites de Júpiterdescubiertos por GALILEO, y resulta fácilmente visible in-cluso con un modesto instrumento óptico. Posee un diáme-tro de 3.640 km, dista 422.000 km de Júpiter y tiene unperiodo orbital de 1,8 días. Es el único cuerpo del sistemasolar, después de la Tierra, en haber mostrado una persis-tente e intensa actividad volcánica. La revelación se produjocon las sondas Voyager, que en 1979 lo fotografiaron decerca.

Iones. Se llaman así a átomos que han perdido o ganadoelectrones y por lo tanto han pasado del estado neutro alpositivo o negativo. El proceso con el que se forman losiones, como consecuencia, por ejemplo, de colisiones a altavelocidad entre átomos o entre átomos y partículas elemen-tales, se llama ionización. La mayor parte del gas intereste-lar y el gas del que están compuestas las estrellas se en-cuentra bajo forma ionizada, y está habitualmente constitui-do por una mezcla de iones positivos y de electrones libresque es llamado Plasma.

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Ionosfera. Es una de las capas más externas en la que sesuele subdividir la Atmósfera terrestre. Esta capa se encuentra entre los 80 y los 500 km de altura y toma estenombre porque las partículas que la componen están redu-cidas al estado de iones, a causa del bombardeo experimen-tado por las radiaciones provenientes del Sol y del espacioexterior. La ionosfera contiene aigunas capas, indicadas conlas letras D, E, F1 Y F2. las cuales tienen una gran impor-tancia para las transmisiones radio, porque reflejan lasondas cortas y por lo tanto pueden permitir las conexionesde un continente a otro. La ionosfera también es sede deespectaculares fenómenos conocidos como Auroras polares,que se deben a la excitación producida en las partículas deesta capa atmosférica por el Viento solar.

IRAS. Son las iniciales de Infra Red Astronomical Stellite, esdecir, satélite astronómico para el infrarrojo: es un aparatorevolucionario lanzado el 25 de enero de 1983 desde la basede Vandenberg en California, en el ámbito de una colabora-ción entre astrónomos americanos, ingleses y holandeses. ElIRAS tiene la forma de un cilindro al que se le han agrega-do los paneles solares. Pesa 1.000 kg y tiene una longitudde 3,25 m. El tubo cilíndrico contiene un telescopio deespejo con un diámetro de 60 cm. Ha sido el primer satélite-telescopio para la determinación sistemática de las fuentesinfrarrojas. Su objetivo principal ha consistido en recopilarel primer mapa del cielo infrarrojo de la órbita terrestre,individualizando miles y miles de estrellas y nebulosas,antes desconocidas. La preparación del IRAS ha requeridoel desarrollo de una particular tecnología porque se hatenido que enfriar el telescopio a una temperatura de unos –270 °C, poco superior al cero absoluto (–273 °C) para eli-minar la emisión de rayos infrarrojos por parte del propioinstrumento, lo cual podría oscurecer la emisión de lasfuentes infrarrojas más débiles. El IRAS también puededefinirse como un satélite observatorio infrarrojo de laprimera generación. Para el futuro, la NASA prepara elproyecto SIRTF (Shut tle Infra Red Telescope Facility) y elmás ambicioso denominado LDR (Large Deployable Reflec-tor), mientras la ESA (European Space Agency) ha intenta-do la realización del proyecto ISO (Infrared Space Observa-tory), que se concretará en los años 90 con la finalidad detrazar un mapa de casi 40.000 galaxias.

ISIS. Siglas de la International Satellites for IonosphericStudies, es decir, satélites internacionales para los estudiossobre la ionosfera. Se trata de dos satélites científicos reali-zados en el ámbito de un acuerdo entre EEUU y Canadá,que han analizado las capas más externas de nuestra atmós-fera, continuando los programas de investigación de los dossatélites de la serie Alouette. El ISIS 1 fue lanzado el 30 deenero de 1969 y el ISIS 2 el 1 de abril de 1971.

Isótropo. Es una característica física que se atribuye a unsistema material cuando presenta las mismas propiedadesfísicas en todas las direcciones, en el sentido de que si semiden magnitudes como conductibilidad eléctrica y térmica,dilatación, etc., no dependen de la dirección. Son isótropos,por ejemplo, todos los gases, los líquidos y los sólidospolicristalinos, mientras no respetan esta propiedad, y sedicen por lo tanto anisótropos, los sólidos monocristalinos,para los cuales las propiedades físicas dependen a menudode la dirección. La isotropía constituye una de las propieda-des fundamentales del espacio.

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JJapeto. Octavo satélite de Saturno en orden de distancia

desde el planeta de los anillos. Realiza una vuelta completaalrededor de Saturno en setenta y nueve días y ocho horas, auna distancia media de 3.560.000 km. Tiene un diámetro dealrededor de 1.500 km (menos de la mitad del lunar) y unamasa un centenar de veces menor que la de nuestro satélitenatural. Fue descubierto en 1671 por el astrónomo francésGian Domenico CASSINI, que en esa época era director delObservatorio astronómico de París.

JANSKY, Karl Guthe. 1905-1950 Es el fundador de laRadioastronomía, el hombre a quien se debe la identifica-ción de la primera fuente celeste bajo longitudes de ondatípica de las señales de radio. De profesión ingeniero KarlJANSKY, originario de Oklahoma pero de descendenciachecoslovaca, trabajaba en los años 30 en los laboratoriosBell Telephone, en Wisconsin (EE.UU.), en la investigaciónde las causas que producen interferencia en las comunica-ciones telefónicas de larga distancia. Algunas de éstasfueron atribuidas a fenómenos eléctricos atmosféricos comorayos, otras parecían absolutamente desconocidas. En 1932JANSKY descubrió que una de las fuentes de perturbacionesse encontraba en el espacio exterior a la Tierra, en la direc-ción de la constelación de Sagitario. Ulteriores investiga-ciones en la longitud de onda de 15 metros le llevaron aidentificar esta fuente astronómica con las emisiones deradio del gas galáctico interestelar. Después de esta funda-mental adquisición, correspondió al radio aficionado GroteFEBER dedicarse a los primeros estudios de radioastrono-mía.

JEANS, sir James. 1877-1946 Astrónomo inglés, conocidosobre todo por su contribución a la hipótesis que describe elorigen del sistema solar. Su punto de vista, análogo al ela-borado independientemente por Forest MOULTON y ThomasCHAMBERLAIN en los EE.UU., hace referencia a la llamadateoría colisional. Esta teoría avanza la hipótesis de que laformación de los planetas ha estado determinada por ungolpe entre el Sol y una estrella que, pasándole cerca,habría quitado materia solar superficial: esta materia suce-sivamente se habría subdividido y contraído, dando lugar alos planetas. Aparte de que las probabilidades de una simi-lar colisión son extremadamente bajas, la teoría, por suges-tiva no se sostiene desde el punto de vista físico: en efecto,no tiene en cuenta la distribución del momento angular enel sistema solar y olvida el hecho de que la materia muycaliente quitada al Sol tendería a expandirse más que acontraerse. De JEANS es preciso recordar también la formu-lación de una idea cosmológica, la de la creación continuade materia en el Universo.

JEFFREYS, sir Harold. Geofísico inglés, nacido en 1891, queha hecho contribuciones esenciales al conocimiento de laconstitución interna de nuestro planeta. Fue el primero encomprender que el núcleo de la Tierra es fluido y ha estu-diado la oscilación del eje terrestre estableciendo su perio-do. Ha realizado también investigaciones sobre la composi-ción y la temperatura de los planetas exteriores. En los años20 y 30, JEFFREYS retomó la teoría colisional de JEANS sobre

el origen del sistema solar y propuso una variante, la llama-da hipótesis mareal, que poco se separaba de la idea básica;fue abandonada cuando se demostró incapaz de explicar ladistribución actual del momento angular en el sistema solar.Por esta y por otras razones, a partir de los años 40, fueronolvidadas todas las teorías dualísticas, es decir, aquellas quetomaban dos cuerpos (por ejemplo el Sol y otra estrella)para explicar la formación de los planetas.

Jodrell Bank. Es uno de los primeros observatorios radioas-tronómicos de grandes dimensiones realizado inmediata-mente después de la segunda guerra mundial. Está situadoen Inglaterra, en las cercanías de Macclesfield en Cheshire,y depende de la Universidad de Manchester. El observatorioha sido realizado por iniciativa de Sir Bernard LOVELL, unastrónomo que se halla entre los pioneros de la investiga-ción radioastronómica. Al comienzo, el equipo del observa-torio estaba compuesto de pequeñas antenas de radar reci-cladas por la tecnología de la guerra. En 1952 se comenzóla construcción de la gran antena parabólica de 76 metrosde diámetro que fue, durante cerca de 20 años, la antenaradiotelescópica orientable más grande (perdió su primadoen 1971 ante la antena de 100 metros del radiotelescopio deEffelbesberg, en Alemania). Todo el equipo de recepciónestuvo en condiciones de funcionar en 1957, a tiempo paraseguir las señales del primer satélite artificial soviético, elSputnik 1, que el 4 de octubre de aquel año inauguró la erade la exploración espacial. El observatorio de Jodrell Bankse ha dedicado con frecuencia al trazado de las señalesemitidas por satélites y sondas espaciales; su función prin-cipal es, sin embargo, el estudio de las fuentes celestes y enparticular la localización de los Púlsar, estrellas Flare y lamedida de los diámetros de objetos extensos. En 1964 elequipo del laboratorio se vio incrementado con una antenaelíptica cuyo eje mayor es de 38 metros y el menor de 25.Estas instalaciones son empleadas para observar en laslongitudes de onda más cortas.

Júpiter. Es el planeta más grande del sistema solar; está enórbita a una distancia media de 5,2 UA del Sol (778,3millones de km); realiza una revolución completa alrededorde éste en 11,86 años y una rotación completa alrededor desu propio eje en apenas 9,84 horas. Es uno de los más be-llos objetos que pueden verse en una noche estrellada.Brilla con una tranquila luz anaranjada, es conocido desdela antigüedad y no por casualidad los griegos lo identifica-ron con Júpiter, el padre de los Dioses. Observado con unpequeño telescopio, ofrece el espectáculo de sus cuatrosatélites mayores, Io, Europa, Ganímedes y Calisto, quegiran alrededor de aquél haciendo que parezca un sistemasolar en miniatura. Para GALILEO, que en 1610, después dehaber construido el primer telescopio, descubrió estas cua-tro lunas de Júpiter, se trató de un hecho muy importante,porque proporcionó una prueba para demostrar que la Tie-rra gira alrededor del Sol (teoría heliocéntrica). Según losrivales del científico, la Tierra no podría moverse en elespacio, ya que de otra manera dejaría atrás a la Luna.Júpiter con sus lunas constituyó la demostración de la false-dad de esas opiniones. Con un pequeño instrumento óptico,

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pero un poco más potente que el construido por GALILEO, esposible discernir sobre la superficie visible del planeta unaalternancia de bandas claras y oscuras, dispuestas paralela-mente al ecuador. No se trata de elementos morfológicosfijos, como las montañas de la Tierra o los cráteres de laLuna, sino de nubes de estructura gaseosa en perenne mo-vimiento y evolución. Estas son el resultado de la complejadinámica que caracteriza al planeta. Es importante subrayarque cuando se habla de superficie de Júpiter, se hace refe-rencia a sus nubes, a una móvil estructura atmosférica y noa una capa sólida, como en el caso de los planetas interio-res. La superficie sólida de Júpiter, si existiera una, estáliteralmente sepultada por un océano de decenas de milesde kilómetros de fluidos, tanto en forma gaseosa comolíquida. En el decenio de los 70 Júpiter ha sido el objetivode dos excepcionales misiones interplanetarias americanas.Comenzó la pareja Pioneer 10 y 11, en 1973- 74. Se tratabade robots automáticos, aún muy rudimentarios, que tomaronimágenes poco definidas del planeta, tanto a luz visiblecomo al infrarrojo (radiación térmica). Sin embargo, esasprimeras tomas de cerca representaron un gran paso adelan-te con respecto a las observaciones desde la Tierra, y reve-laron muchas novedades sobre la estructura y composicióndel gigante del sistema solar. Pero la auténtica obra de arteen la investigación de cerca de Júpiter y de sus principalessatélites ha sido realizada por los Voyager 1 y 2, en 1979.Esta vez se obtuvieron imágenes de elevada resolución ymedidas de gran valor científico que aún son, y lo serán pormuchos años, objeto de estudio. Aún no se ha agotado elexamen de todos los nuevos datos obtenidos sobre el siste-ma jupiteriano, y he aquí que la NASA se apresta a unanueva y más precisa investigación con la sonda Galileo, asíbautizada en honor al gran astrónomo. Pero examinemos, ala luz de los conocimientos más recientes, las principalescaracterísticas del planeta Júpiter. En una voz sucesiva(Júpiter, satélites) pasaremos revista a su enloquecidosistema de satélites y el delgado anillo descubierto en 1979por el Voyager 1. La definición de gigante gaseoso dada aJúpiter puede entenderse mejor a través de estas cifras:diámetro 143.200 km (alrededor de 10 veces más que laTierra); masa 318 veces mayor que la Tierra; volumen1.317 veces superior al de la Tierra. Conociendo masa yvolumen, se puede determinar fácilmente la densidad mediaque, en este caso, es de apenas 1,3 con respecto a la delagua. Este resultado nos dice que Júpiter está formado porelementos livianos y, en efecto, los análisis a distancia hanestablecido que el elemento más abundante del planeta es elhidrógeno (88 %), seguido del helio (11 %) y de otroscomponentes menores como el nitrógeno, el carbono y elazufre. Todos estos elementos menores, combinándose conel abundante hidrógeno, forman las capas visibles de nubesa base de metano, amoniaco y agua, así como también dehidrógeno sulfurado. ¿Por qué Júpiter es tan diferente de losplanetas próximos a la Tierra, que se caracterizan por unagran masa sólida y una fina envoltura gaseosa? La respuestase halla en los procesos de formación del Sistema solar. Enefecto, los planetas más alejados del Sol, llamados tambiénexteriores o jupiterianos por su afinidad con Júpiter, pudie-ron agrandarse utilizando en enormes cantidades los ele-mentos más volátiles existentes en los bordes de la nebulosaprimordial. Sus grandes masas, además, hicieron que estoselementos no se diluyeran en el espacio como sucedió conlos planetas de tipo terrestre. En otros términos, las relacio-nes de abundancia de los elementos presentes en Júpiterreflejan bastante fielmente los existentes en la nebulosaprimordial en los tiempos de la formación de los planetas,así como los existentes en el Sol. Y, a este propósito, es

preciso subrayar que si Júpiter hubiera alcanzado una masauna decena de veces superior a la que tiene, a causa de losprocesos de contracción gravitacional, en su núcleo sehabrían llegado a presiones y temperaturas tales como paradesatar las reacciones de fusión termonuclear que se produ-cen en el Sol. Resumiendo, Júpiter se habría encendidocomo una estrella y nuestro sistema, como tantos otros en elespacio, tendría dos Soles. Que se haya estado cerca a esteresultado lo demuestra el hecho de que Júpiter es el únicoplaneta que irradia más energía (algo más del doble) de laque recibe del Sol: signo de que hay una fuente de calorinterno debida a los procesos residuales de contracción. Esprecisamente el calor interno de Júpiter el que dirige lacompleja dinámica de su atmósfera, o bien los movimientosde la inmensa esfera de gas de la que está constituido elplaneta. Como resultado de movimientos convectivos, muysimilares a los que pueden encontrarse en una olla calenta-da por un fuego, en Júpiter hay fluidos que absorben calorde las profundidades, suben y ceden el calor al exterior ypor lo tanto vuelven a descender. Así se crean bandas claras(amarillentas o blancas) paralelas al ecuador, que son re-giones de ascenso de las masas gaseosas y que son definidaszonas, y bandas oscuras (marrones o grisáceas) tambiénparalelas al ecuador, que son regiones en las que las masasde aire descienden y son definidas en lenguaje astronómicobandas. Observadas al infrarrojo, las zonas aparecen másfrías (porque ceden el calor al espacio exterior) que lasbandas. Este esquema de circulación, asociado a la rápidarotación del planeta alrededor de su propio eje, determinaesa estupenda alternancia de líneas tenuemente coloreadasque cualquier persona, que disponga de un telescopio de porlo menos 20 cm de diámetro, puede observar. Pero no estodo. Superpuestas a estas estructuras, se notan manchasredondas y ovaladas tanto claras como oscuras, la mayorparte de las cuales es de efímera duración. Una de ellas encambio, la Gran Mancha Roja (también visible con uninstrumento de 20 cm) persiste desde hace siglos y se pien-sa que sea el equivalente de un ciclón terrestre, un vórticeque transporta masas de gas desde las zonas subyacentes alos niveles más altos de la atmósfera jupiteriana. Observadaa los infrarrojos, la Gran Mancha Roja parece una regiónfría. Sólo las observaciones de cerca de los dos Voyager hanpodido revelar lo complejos y maravillosos que son lossistemas de circulación secundarios, que se establecen porel contacto entre zonas y bandas, o entre las manchas y lasregiones que las rodean; complejidad y maravilla que sonexaltadas por la estupenda gama de colores (amarillo, ocre,azul, turquesa, etc.) que se crea por efecto de la mezcla delhidrógeno con los otros gases. Basta mirar atentamente lasfotos de las dos sondas americanas para darse cuenta. Laexploración de cerca ha permitido también trazar una curvadel gradiente térmico de la atmósfera jupiteriana, es decirde la variación de temperatura con la profundidad. El nivelmás exterior y visible de las nubes es de aproximadamente–170 °C. Descendiendo de altura, la temperatura aumentaal ritmo de alrededor de 2 °C por km. Por lo tanto, bastallegar a 100 km por debajo de la capa visible de las nubespara encontrar una temperatura de tipo terrestre. Aquí, sinembargo, la presión es aproximadamente cinco veces supe-rior con respecto a la que tenemos en la Tierra a nivel delmar. Lo que hay debajo de la capa visible de nubes puedeser, por ahora, sólo objeto de hipótesis. Siguiendo algunosmodelos de la estructura interna de Júpiter, con el aumentode la presión de sucesión de nubes formada por hidrógeno ysus combinaciones con otros elementos daría lugar a unocéano de hidrógeno líquido metálico, un estado físicoparticular que convierte a este elemento en un perfecto

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conductor de electricidad. Por consiguiente sería el hidró-geno metálico, en lo relativo a la rotación del planeta, elresponsable del campo magnético registrado alrededor deJúpiter, tan intenso como para superar en unas 4.000 vecesel terrestre. Aún más abajo de la cubierta de hidrógenolíquido metálico, podría haber un núcleo rocoso de peque-ñas dimensiones, pero el problema aún resulta algo contro-vertido.

Júpiter (satélites). El mayor planeta del sistema solar,Júpiter, está acompañado por un abundante séquito desatélites y por un tenue y delgado anillo. Es tal la variedadde los mundos que están en órbita alrededor de Júpiter,algunos de los cuales de dimensiones decididamente plane-tarias, como para merecer una descripción extremadamentepormenorizada. El mérito de haber hecho la luz sobre loscuerpos alrededor del gigante gaseoso corresponde, una vezmás, a las sondas interplanetarias americanas, en particulara los dos Voyager que han transmitido imágenes desde suproximidad del sistema jupiteriano. Antes de estas explora-ciones se consideraba que Júpiter estaba rodeado por 13satélites. Después, el número total ha subido a 16 (númeroque parece destinado a aumentar con la futura misión Gali-leo) y también se ha descubierto un solitario anillo. De laslunas de Júpiter, sólo las cuatro más grandes y cercanas, losllamados satélites galileanos, Io, Europa, Ganímedes yCalisto, parecen estar formados por el mismo fragmento denebulosa protoplanetaria de la cual saldría el planeta mayor.Ellos, en efecto, recorren órbitas casi circulares, yacentessobre el plano ecuatorial del planeta y muestran una densi-dad decreciente desde el más interior hacia el más exterior:un poco como los planetas con respecto al Sol (la compara-ción no debe asombrar: se ha dicho que Júpiter es una estre-lla fracasada y que, en pequeño, muestra las característicasde un sistema solar en miniatura). Las otras lunas de Júpi-ter, por contraste, tienen órbitas excéntricas, con planosvariadamente inclinados, en algún caso están animados pormovimiento retrógrado (recordemos que el sentido de mar-cha habitual de los cuerpos del sistema solar es el directo oantihorario) y, por último, presentan dimensiones del ordende algunas decenas de km. En conclusión, se piensa queeste segundo tipo de satélites sea el resultado de una captu-ra de cuerpos celestes como asteroides o cometas por partedel planeta. Algunos de los satélites muestran, además,interesantes interacciones con el anillo y con el potentecampo magnético existente alrededor del planeta. Pero,procedamos a una sucinta información de los vecinos deJúpiter a partir de los más cercanos al planeta. 1979 J1,1979 J3 y el anillo. He aquí tres cuerpos del sistema jupite-riano que se presentan conjuntamente. El anillo lo encon-tramos tan sólo a 124.000-128.000 km. Es delgado y estre-cho y formado por partículas microscópicas comparables alas del humo de un cigarrillo. No tiene nada que ver con elanillo de Saturno, que es mucho más ancho y grueso ymuestra una multiplicidad de divisiones y gran variedadentre las partículas que lo componen. El fino polvo del queestá formado el anillo jupiteriano parece caracterizado, porel contrario, por una notable homogeneidad de estructura ycomposición. El polvo del anillo no es estático, pero escapahacia el planeta recorriendo una trayectoria en espiral. Seha pensado, por lo tanto, que debe existir una fuente quealimenta continuamente el flujo de polvo del anillo, y éstaparece estar representada por una pequeña luna de unos 40km de diámetro descubierta por el Voyager y bautizada conla sigla 1979 J3. Esta luna se encuentra precisamente en elcentro del anillo. Otra minúscula luna descubierta por elVoyager, 1979 J1, de dimensiones comparables a las de J3,

órbita exactamente en correspondencia con el borde exteriordel anillo y a su efecto gravitacional sobre las partículas depolvo se le atribuye la extensión del propio anillo. Antes desu descubrimiento por parte del Voyager, estudios teóricoshabían indicado la posibilidad de que Júpiter estuvieraprovisto de una estructura similar, pero ha sido imposibleobtener la confirmación con los telescopios terrestres acausa de su escasa consistencia. Amaltea. Descubierto porel astrónomo E. E. BARNARD en 1892, esta luna está enórbita a 181.000 km de Júpiter, realizando una vuelta com-pleta alrededor suyo en, aproximadamente, 12 horas. Tieneuna forma oblonga que recuerda la de una patata con pica-duras de viruela y sus dimensiones son de 270 x 170 x 150km, con el eje mayor constantemente dirigido hacia el pla-neta. La superficie de este satélite aparece rojiza, proba-blemente a causa de los sulfuros arrojados al espacio por laserupciones del cercano Io, que son interceptados en partepor este satélite. 1979 J2. Este es otro de los tres pequeñossatélites descubiertos por los dos Voyager en el curso de suexploración del sistema jupiteriano. Tiene un diámetromayor que el de los dos ya citados, unos 75 km, está enórbita a 223.000 km de Júpiter y por lo tanto situado amitad de camino entre Amaltea e Io. Poco se sabe de suscaracterísticas, porque las dos sondas americanas le pasaronrelativamente lejos. Sin embargo, análogamente a Amaltea,J2 tendría una superficie rojiza a causa de la lluvia de sulfu-ros provenientes de los volcanes de Io. Io. Es el más interiorde los cuatro satélites galileanos, fácilmente visible desde laTierra incluso con un pequeño telescopio. Tiene un diáme-tro de 3.640 km (levemente más grande que el lunar), unadensidad de 3,04 g/cm3, y gira a 422.000 km de su planetarealizando una órbita completa en 1,8 días. Se trata de uncuerpo celeste peculiar como ya se observó en 1965, cuandoal estudiar las emisiones de radio de Júpiter asociadas conel campo magnético de este planeta se demostró que, en sumovimiento orbital, Io actuaba como un generador de co-rriente eléctrica. Sin embargo, las cercanas observacionesde los Voyager, además de confirmar este fenómeno (secalcula que la corriente generada por Io se eleve a millonesde amperios), han revelado la extraordinaria actividadvolcánica de esta luna. Se han fotografiado decenas devolcanes activos, algunos de los cuales elevan sus penachoshasta 300 km de altura sobre la superficie del planeta. Todala roja superficie de Io aparece marcada por bocas en plenaactividad efusiva o explosiva. El secreto de esta actividad,en un mundo tan pequeño que no debería desarrollar uncalor radioactivo tal como para desatar los fenómenos vol-cánicos observados, sino que residiría en una especie defricción entre las masas internas, generada por las mareasgravitacionales a las que está sometido el satélite en suaproximación y alejamiento de Júpiter (recordemos que laórbita de Io es relativamente excéntrica). En lo relativo a lashipótesis sobre su estructura y composición química, seconsidera que la costra está hecha de una mezcla de silica-tos y de sulfuros: en efecto, estas son las sustancias que seencuentran en las erupciones. Europa. Otro mundo de di-mensiones lunares, para ser más precisos un poco máspequeño, ya que su diámetro es de 3.130 km y que se en-cuentra inmediatamente después de Io, a 671.000 km deJúpiter. Otro mundo singular que no muestra cráteres en sulisa superficie amarillenta, sino solamente un reticulado deextrañas estrías. La superficie de Europa aparece íntegra-mente recubierta por una capa de agua congelada y lasestrías, que tienen un ancho de 20-40 km y una longitud demiles de kilómetros, podrían deberse a un episodio deexpansión global del satélite que provocó una serie defracturas sobre la costra de hielo. Tiene una densidad de

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3,04 g/cm3. Ganímedes. Es el satélite más grande de Júpitery, probablemente, el más grande del sistema solar (el pri-mado se le concede a Titán, satélite de Saturno del que aúnno se conocen sus dimensiones exactas). Tiene un diámetrode 5.280 km (más grande que el planeta Mercurio), unadensidad de 1,93 g/cm3 y dista de Júpiter 1.071.000 km.También aquí la superficie está caracterizada por hielos ypolvos meteóricos, pero presenta una mayor variedad deestructuras con respecto a Europa. Existen regiones másoscuras recubiertas por cráteres y regiones más claras lisas.En las primeras aparecen también restos de formacionesconcéntricas, que en una época debían rodear los cráteres deimpacto más grandes; en las segundas se encuentran siste-mas relativamente intrincados de finas fisuras. Se piensaque estas diferencias morfológicas se deben a procesos deexpansión causados por el calor interior del planeta, quehabría cubierto con coladas de hielo fundido algunas partesde la antigua costra del satélite. La radioactividad naturalinterior, según los expertos que han recopilado modelos dela geología de Ganímedes, debería producir un calor sufi-ciente como para tener disuelta una mezcla de agua y silica-tos que se encontraría bajo la costra helada, creando verda-deros océanos subterráneos de agua y lodo. Estos fluidosalimentarían, además, el sistema volcánico activo de Ganí-medes, cuyas erupciones, por lo tanto, serían a base decompuestos acuosos. Calisto. He aquí otro mundo de di-mensiones planetarias: su diámetro es de 4.890 km casiidéntico al de Mercurio. Calisto orbita a 1.882.600 km deJúpiter y emplea 16 días y 16 horas en completar su giro.Ha sido definido como el hermano menor de Ganímedes,porque son notables las semejanzas con su vecino másinterno. En las investigaciones desde cerca ha mostrado unasuperficie helada, cuyas temperaturas no suben jamás porencima de –130 °C, marcada por cráteres poco prominentesy caracterizada por grandes huecos de impacto con un crátercentral y un amplio sistema de ondas concéntricas a sualrededor: testimonio evidente de la caída de grandes aste-roides en una época que se hace remontar a 4.500 millonesde años, cuando se formaron los planetas. El más grande deestos huecos tiene un diámetro de 3.000 km (el cráter cen-tral es de 300 km) y ha sido llamado Valhalla. La bajadensidad media de Calisto (1,81 g/cm3) hace pensar que elsatélite está formado por un núcleo rocoso silicático envuel-to por una mezcla de agua congelada y polvos. Su superficiees más oscura de lo que se esperaría si sólo fuera una costrade agua congelada y, probablemente, está recubierta por unafina capa de polvo meteórico oscuro que, al analizarlo,parece tener la misma composición de los cóndritos carbo-níferos. Con Calisto, el más exterior de los cuatro satélitesgalileanos, se agota, según las actuales informaciones, laserie de los pequeños mundos nacidos al mismo tiempo queJúpiter y comienza la sucesión de los minúsculos satélites-asteroides captados por el planeta. Ninguno de los dosVoyager ha explorado de cerca estas masas rocosas y por lotanto poco se sabe de su naturaleza y composición, salvo loque se ha podido inferir de la medida de densidad y delanálisis espectroscópico. La tabla adjunta resume los datosfísicos esenciales de todos estos mundos, de los cualestendremos un conocimiento más preciso después de lasfantásticas exploraciones proyectadas para los próximosaños.

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KKANT, Emmanuel. 1724-1804 Filósofo alemán que nació y

vivió en Konigsberg, en la ex Prusia oriental. Conocidosobre todo por sus especulaciones metafísicas, KANT, quehabía recibido en la Universidad una buena formacióncientífica, ha conseguido un puesto en la historia de laciencia; tomando una idea de Descartes, elaboró una teoríasobre la génesis del sistema solar que después fue desarro-llada por el matemático LAPLACE y que es denominadateoría Kant-Laplace. Se trata de una hipótesis nebular: unanebulosa en rotación, con el Sol en el centro, por sucesivascon densaciones habría formado los planetas. LAPLACE tratóde precisar las modalidades de la formación de los planetas,imaginándoselos como originados por la contracción deanillos rotantes separados de la nebulosa por efecto de lafuerza centrífuga. La distribución actual del momento angu-lar en el sistema solar -alto el de los planetas, bajo el delSol- no está de acuerdo con una secuencia tal de aconteci-mientos, y a esta crítica la teoría de Kant-Laplace, comomuchas otras, no se sostiene. Sin embargo, es importanteobservar que las hipótesis actuales sobre el origen del sis-tema solar toman la idea de partida de KANT, según la cualun solo conglomerado ha dado origen al Sol y a los planetas,sin interacciones con otros cuerpos (hipótesis monística).

Kapustin Yar. Polígono soviético situado al noroeste del marCaspio, exactamente a 100 km de la ciudad de Volgogrado.Como otras muchas bases de lanzamiento, en principio estepolígono estaba destinado exclusivamente fines militares yservía de base para los misiles intercontinentales dotados decabeza nuclear; sucesivamente fue transformado en polígo-no para misiones espaciales. Su actividad comenzó inmedia-tamente después de la segunda guerra mundial, con ellanzamiento de cohetes V 2 modificados. El primer lanza-miento espacial desde Kapustin Yar se llevó a cabo en 1962con la puesta en órbita del Cosmos 1. Este polígono espe-cial es el tercero en importancia de la Unión Soviéticadespués del de Baikonur y del de Plesetsk.

Kelvin. Es una escala de temperaturas deducida del segundoprincipio de la termodinámica y a la que normalmente sehace referencia en las ciencias astronómicas y espaciales.También es denominada escala de las temperaturas absolu-tas e indicada por el símbolo correspondiente. Su origenestá en los -273 °C, a la cual se refieren los termómetros deuso común. Para pasar de grados centígrados a Kelvin, yviceversa, basta aplicar unas simples reglas. La escala tomael nombre de sir William Thomson Kelvin, físico inglés(1824-1907) autor de estudios sobre termodinámica y elec-tricidad.

Kennedy (centro espacial). Nombre de un complejo deedificios y laboratorio que se encuentran en la base espacialde Cabo Cañaveral, en Florida, donde se preparan las mi-siones de la NASA. El cuartel general del centro espacialKennedy se encuentra en Merrit Island, a pocos kilómetrosdel promontorio de Cabo Cañaveral. Aquí está también elgigantesco VAB (iniciales de Vehicle Asembly Building, esdecir edificio para el ensamblaje de vehículos), en el inter-

ior del cual se han montado los cohetes Saturno que lleva-ron los primeros hombres a la Luna y que ahora está desti-nado al Space Shuttle. El centro espacial Kennedy no debeconfundirse con la base entera de Cabo Cañaveral. Recor-demos que, después de la muerte del presidente americanoJohn F. Kennedy, toda la base fue rebautizada con su nom-bre. Sin embargo, más tarde el trámite fue revocado y labase espacial retomó su antigua denominación de CaboCañaveral, mientras el nombre de Kennedy se le dio sólo alos edificios y laboratorios del centro.

KEPLER, Johannes. 1571-1630 Gran astrónomo alemán queha unido su nombre a las leyes que dirigen el movimientode los planetas. KEPLER nació en un pueblo cerca de Stutt-gart y llevó una vida infeliz, marcada por enfermedadesfísicas y desgracias familiares y personales de todo tipo,entre otras la de ver condenada por brujería a su madre, quea duras penas pudo salvarse de la hoguera. Cursó estudiosuniversitarios de astronomía en Tubinga, donde tuvo demaestro al ferviente copernicano MAESTLIN, y rápidamenteobtuvo un cargo de profesor de matemáticas en Graz, quetambién comportaba la obligación de recopilar horóscopos.Sobre la →astrología, en la que no creía pero que sinembargo muchas veces en el curso de su vida le ayudó asobrevivir, dejó escrito con amargura: Los filósofos nodeberían criticar tan duramente a la hija de la Astronomía,ya que es ella quien nutre a su madre. Después de algunosaños de trabajo en Graz, KEPLER, víctima de la persecuciónreligiosa contra los protestantes, perdió el puesto; aceptóentonces, en 1600, la invitación de Tycho BRAHE para traba-jar con él en Praga, y a la muerte de este último, acaecida alaño siguiente, le sucedió en el cargo de matemático de cortedel emperador Rodolfo II. La primera obra de KEPLER es elMysterium Cosmographicum, en la que el sistema coperni-cano es acogido por razones físicas y, si se quiere, metafísi-cas: en efecto, para él, que nunca estuvo libre de sugestio-nes místicas, el Sol, fijo en el centro del sisteconsideracio-nes(#), este trabajo de 1596 impresionó favorablemente aTYCHO e incluso a GALILEO, a quien se lo había enviado. En1604 aparece otra publicación en la cual entre otras cosasKEPLER explicaba el efecto de la refracción atmosféricasobre las observaciones astronómicas, discutía sobre loseclipses lunares y calculaba la frecuencia de los pasajes deMercurio y de Venus sobre el disco del Sol. Su principalobra es sin embargo de 1609, la famosa Astronomía Nova.En ella KEPLER, que había tenido a disposición y estudiadolos resultados del paciente trabajo de observación y medi-ciones de Tycho, hace notar que la diferencia de alrededorde ocho minutos de arco existente entre los datos recogidossobre el movimiento de Marte y las previsiones de la teoríacopernicana, se puede explicar suponiendo que los planetasrecorran su propia órbita a una velocidad no constante.Nace así la ley de las áreas: Las áreas recorridas por el radiovector son proporcionales a los tiempos empleados en reco-rrerla, conocida ahora como ley de KEPLER. Sin embargouna velocidad no constante sólo puede admitirse si lasórbitas no son circulares, y así nace la fórmula la que hoy seconoce como I ley: Los planetas recorren órbitas elípticas

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donde el Sol ocupa uno de los focos. Es de gran interés elhecho de que en la introducción a la Astronomia NovaKEPLER muestre poseer el concepto de gravitación y esbozauna teoría correcta sobre las mareas, aunque estas intuicio-nes prenewtonianas no estén reflejadas otra vez a lo largode todo el libro. La III ley sobre el movimiento de los plane-tas dice: Los cuadrados de los tiempos de revolución sonproporcionales a los cubos de los semiejes mayores de lasórbitas. Esta ley se encuentra en otro trabajo, HarmonicesMundi, que fue publicado en Linz, donde tuvo que mudarseel autor después de la muerte del emperador Rodolfo, suprotector. Tampoco en Linz estuvo mucho tiempo y la últi-ma obra importante fue impresa en Ulm: se trata de lasTablas Rudolfinas, que hasta mediados del siglo XVIII cons-tituirán la referencia más exacta para determinar la posiciónde los planetas. KEPLER murió cuando aún no había llegadoa los sesenta años en Ratisbona, durante un viaje emprendi-do para tratar de obtener ciertas cantidades de dinero que ledebían. Su trabajo de gran teórico, aunque muy respetuosode los datos logrados con la observación, contribuyó a im-poner el modelo copernicano y puso en claro de maneragenial el movimiento de los planetas, abriendo el camino ala síntesis de NEWTON.

Kepler (leyes de). Son tres leyes empíricas que JohannesKEPLER confeccionó a partir de las tablas astronómicasrecopiladas por el más anciano colega Tycho BRAHE. Hantenido un valor fundamental en la reforma de la astronomíaque se realizó entre los siglos XVII y XVIII, porque rompie-ron los antiguos esquemas del sistema del mundo, en el quelos planetas se hacían girar en esferas cristalinas o bien enperfectas órbitas circulares. Las tres leyes se pueden resu-mir así: 1) Los planetas recorren órbitas elípticas, donde elSol ocupa uno de los dos focos. 2) Las áreas recorridas porla recta Sol-planeta (radio vector) son proporcionales a lostiempos empleados en recorrerlas. 3) Los cuadrados de lostiempos de revolución son proporcionales a los cubos de lossemiejes mayores de las órbitas. Con estas tres formulacio-nes el comportamiento real de los movimientos planetariosestaba finalmente aclarado. Corresponderá a NEWTON mástarde, con la ley de la Gravitación universal, encontrar laexplicación física de tales movimientos y demostrarla analí-ticamente.

Kirkwood (lagunas de). Se indican con este nombrealgunas zonas vacías del cinturón de los Asteroides. Elprimero en notar este fenómeno y proporcionar una explica-ción física fue el astrónomo americano Daniel KIRKWOOD(1814-1895). Los vacíos se deben al hecho de que los aste-roides, que tienen un periodo orbital correspondiente a unafracción íntegra del de Júpiter, son alejados por éste de suórbita original. Cuando dos periodos orbitales están en larelación arriba indicada, se dicen también conmensurables(→Conmensurabilidad). Los vacíos aparentes de los ani-llos de Saturno (también llamados divisiones) se deben afenómenos de conmensurabilidad.

Kitt Peak (observatorio). Es el observatorio astronómicocon mayor concentración de instrumentos existente en elmundo. Sólo considerando los grandes telescopios, hay 16destinados a las más diversas funciones de observación. Elobservatorio está situado en las montañas de Quinlan, enArizona, a 90 km al sudoeste de la ciudad de Tucson y auna altura de alrededor de 2.000 m sobre el nivel del mar.Fue fundado en 1960 y está dirigido por la AURA, Associa-tion of Universities for Research in Astronomy. El principal

instrumento de Kitt Peak es un reflector con un espejo de 4m de diámetro; también está el telescopio solar más grandedel mundo, que tiene un espejo principal de 1,5 m de diá-metro y una distancia focal de 91 m, y otros instrumentospara el estudio de la astronomía infrarroja.

Kohoutek (cometa de). Nuevo cometa descubierto enmarzo de 1973 y visible a simple vista a finales de diciem-bre del mismo año. Caracterizado por una órbita muyexcéntrica, el cometa provenía probablemente de la nube deOort: de aquella zona en la que parecen relegados miles demillones de núcleos cometarios. El astro fue descubierto porel astrónomo Lubos KOHOUTEK del observatorio de Ham-burgo y alcanzó el perihelio (mínima distancia del Sol) el28 de diciembre de 1973, pasando a sólo 21.000.000 km denuestra estrella (alrededor de 1/3 de la distancia Sol-Mercurio). Precisamente a causa de este paso muy próximose esperaba que el núcleo del cometa, estimado en unos 20km de diámetro, desarrollara una enorme cola y que comoconsecuencia de ello el Kohoutek se convirtiera en el come-ta más espectacular de nuestro siglo. Pero el fenómenoesperado no se produjo: el Kohoutek se hizo visible a sim-ple vista, pero no fue más brillante que una estrellita decuarta-quinta magnitud. El popular escritor y divulgadorcientífico Isaac ASIMOV cuenta la desilusión que acompañóa este fenómeno, debido probablemente a que el núcleocometario no era muy rico en elementos volátiles y, por lotanto, no reaccionó como se esperaba al calor irradiado porel Sol. El astrónomo KOHOUTEK, el propio ASIMOV y otrosapasionados habían organizado un crucero en el transatlán-tico «Queen Elizabeth II», en plena Navidad de 1973, paraobservar al cometa desde latitudes más propicias, pero eltiempo fue pésimo y, cuando las nubes se despejaron, ape-nas se pudo ver a simple vista. Mientras tanto, desde losobservatorios astronómicos de medio mundo se llevaron acabo importantes análisis de la estructura y composición delcometa. También los astronautas a bordo del laboratorioorbital Skylab pudieron observarlo y fotografiarlo en dife-rentes longitudes de onda y descubrir un inmenso halo dehidrógeno que le rodeaba.

KOMAROV, Vladimir Mikhailovic. 1927-1967 Astronautasoviético y primer hombre que perdió la vida durante unamisión espacial. KOMAROV ya había volado en octubre de1964 como comandante de la astronave Voskhod 1, Juntocon Konstantin Feoktistov y Boris Yegorov. La misión duróun día completo y se concluyó con éxito, dando a los sovié-ticos la primacía del primer vuelo con tres hombres. El 23de abril de 1967 KOMAROV volvió al espacio alrededor de laTierra. Su función era la de experimentar una astronave denueva concepción, la Soyuz 1. En este vuelo de prueba nohabía otros astronautas a bordo. Sin embargo, algunas horasdespués de la puesta en órbita, KOMAROV perdió el controlde la nave que no respondía ni a los controles automáticos,ni a los manuales. De inmediato se decidió un retorno deemergencia que se produce al cumplir la decimoctava órbi-ta. Según las informaciones oficiales de la agencia de pren-sa soviética Tass, la fricción con la atmósfera se producecon normalidad, pero el paracaídas de la cápsula se enredó(como es sabido las naves espaciales soviéticas desciendenen Tierra firme, al contrario de las americanas que ameri-zan). KOMAROV se estrelló contra el suelo en el interior desu cápsula.

KOROLEV, Sergei Pavlovic. 1907-1966 Pionero de losexperimentos en misilística y astronáutica en la URSS yjefe de los programas espaciales de este país hasta la fecha

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de su muerte. KOROLEV comenzó a ocuparse activamente demisiles y del espacio a comienzos de los años treinta; estuvoentre los fundadores en Moscú de un grupo de estudio parael motor a chorro. Algunos años más tarde esta organizaciónse unió con otra de Leningrado y dio vida al Instituto deInvestigaciones para la Ciencia Misilística, en el ámbito delcual se proyectaron y experimentaron los primeros cohetestransportadores soviéticos. Víctima de las depuracionesestalinistas en 1938, KOROLEV fue rehabilitado después dela segunda guerra mundial y pudo reiniciar sus estudios,que recibieron la tecnología de las V 2 alemanas. Algunasversiones modificadas de estos misiles realizados en Ale-mania por Werner VON BRAUN, que los soviéticos habíanobtenido como botín de guerra durante la ocupación, fueronlanzadas bajo la dirección de KOROLEV desde el polígonoKapustin Yary con ellos se realizaron los primeros cohetessonda de gran altura y los primeros vuelos con animales abordo. Más tarde KOROLEV desarrolló el primer misil sovié-tico intercontinental y, hacia mediados de los sesenta, apartir de estos, el propio KOROLEV diseñó los transportado-res espaciales conocidos con la sigla A y el número 1 comosubíndice, que fueron empleados para el lanzamiento de losprimeros satélites artificiales soviéticos. También se le debea KOROLEV la dirección de los proyectos que llevaron a larealización de las cosmonaves Vostok, Voskhod y Soyuz.

Kourou. Es el polígono de lanzamiento de la ESA (EuropeanSpace Agency), desde el cual habitualmente se efectúan losvuelos del transportador Anane. Se encuentra en la Guyanafrancesa, sobre las costas del Atlántico, 18 km al Oeste dela ciudad de Kourou de la que toma el nombre. Las plata-formas de lanzamiento están dispuestas a lo largo del cami-no que corre paralelo a la costa atlántica; las operaciones decontrol son efectuadas por técnicos de un centro de controlque se encuentra bajo tierra. El polígono, que está situado aunos 5° de latitud Norte, se encuentra en una posicióngeográfica ventajosa desde el punto de vista balístico: loscohetes que parten reciben un empuje suplementario gratui-to debido a la mayor fuerza centrífuga que se manifiesta,por efecto de la rotación terrestre, en las latitudes ecuatoria-les.

Kuiper, Gerald Peter. 1905-1973 Astrónomo alemánnaturalizado en América conocido por su teoría sobre elorigen del sistema solar y por numerosos descubrimientosen el campo planetario. A sus estudios se deben las hipóte-sis llamadas monísticas sobre el origen del sistema planeta-rio, que han sido retomadas después de un largo periodo deabandono. Según Kuiper, los planetas se formaron de unanube de gas y polvo que se estaban contrayendo alrededordel Sol. Pensaba que nuestro Sol, como muchas otras estre-llas, había de convertirse en una estrella doble, cuya segun-da componente debería estar representada por Júpiter, peroeste proceso no se completó debido a la escasa masa dispo-nible. Notables son los descubrimientos al telescopio efec-tuados por Kuiper: en 1944 Titán, el gran satélite de Satur-no; en 1948 la tenue atmósfera de Marte y la quinta luna deUrano, Miranda; en 1949 la segunda luna de Neptuno,llamada Nereida; en 1950 la determinación del diámetro dePlutón. A comienzos de los años sesenta Kuiper fundó ydirigió el laboratorio lunar y planetario de la Universidad deArizona. Para honrar su memoria, un cráter grande y acci-dentado de la superficie de Mercurio lleva el nombre delilustre científico germano-americano.

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LLAGRANGE, Joseph Louis. 1736-1813 Matemático y

astrónomo de origen francés nacido en Turín y allí nombra-do profesor de la Academia cuando sólo tenía dieciochoaños. Realizó estudios de dinámica de los cuerpos del sis-tema solar, estudiando en particular los movimientos de laLuna y de los satélites de Júpiter. En 1759 fue llamado aBerlín para ocupar el cargo que había dejado vacante elgran matemático EULER: allí permaneció alrededor de veinteaños, hasta que fue llamado por Luis XVI a Francia dondepermaneció hasta el final de sus días. Entre los descubri-mientos de LAGRANGE es notable el de los llamados puntosde libración de un cuerpo celeste, que tienen importantesaplicaciones astronáuticas.

Laika. Nombre de la ahora ya legendaria perra soviética quefue el primer ser vivo en orbitar en el espacio alrededor dela Tierra. El lanzamiento del animal se lleva cabo el 3 denoviembre de 1957. Laika fue acomodada en el interior deun recipiente cilíndrico del satélite Sputnik 2 (el segundosatélite artificial lanzado por la Unión Soviética), que pesa-ba 508 kg. La perra vivió diez días en órbita terrestre de-mostrando por primera vez que un organismo evolucionadopuede sobrevivir en el espacio. Sin embargo, como lo sovié-ticos aún no habían perfeccionado los mecanismos de recu-peración de cuerpos artificiales, una vez finalizado esteperiodo el Sputnik entró en la atmósfera terrestre como unmeteoro y se desintegró entre las protestas de muchos orga-nismos de protección de animales. Mejor suerte tuvieron, enagosto de 1960, las dos perras Belka y Strelka, puestas enórbita a bordo del Sputnik 5 (en realidad se trataba de unprototipo de la astronave Vostok) y recuperadas vivas al díasiguiente, después de haber realizado 18 órbitas alrededorde la Tierra.

Landsat. Serie de satélites americanos para el estudio de losrecursos terrestres realizados por la NASA y transformadosen partes vitales de una vasta red de adquisición de datos,que está en condiciones de ser utilizada por todos los paísesdel mundo. Los Landsat (de land = tierra y sat = satélite) sellamaban inicialmente con la sigla ERTS (Earth ResourcesTechnology Satellites) y provenían, tanto conceptual comoestructuralmente, de los satélites para fines meteorológicosNimbus. Se trata de pequeños laboratorios que giran enórbitas polares (es decir, pasan de polo a polo cortando elEcuador con una inclinación de 90°) a una altura de alrede-dor de 900 km. Están dotados de telecámaras que propor-cionan imágenes en colores de gran resolución y de unsistema de sensores de diversa longitud de onda, llamadosMSS (multi spectral scanner), con el cual es posible poneren evidencia detalles de otra manera invisibles de la super-ficie terrestre. Gracias a estos dispositivos los expertospueden disponer de imágenes que, tratadas adecuadamente,permiten determinar y seguir fenómenos como la contami-nación de las tierras, de las aguas y del aire, la desforesta-ción, el enriquecimiento o la pauperización de la faunamarina, el crecimiento de los cultivos, las erupciones volcá-nicas, el corrimiento de fallas superficiales, etc. Con el finde recoger, tratar y archivar los preciosos datos del Landsat,se han distribuido unas trece estaciones regionales dotadasde antenas especiales y centros de elaboración de datos. LaAgencia Espacial Europea (ESA), para disponer de los

datos del Landsat" y distribuirlos a todos sus países miem-bros, ha creado una red a este propósito denominada Earth-net. La estación de escucha de esta red se encuentra enFucino (Italia) y el centro de elaboración de datos estásituado en la sede de la ESA en Frascati (Italia). Los prime-ros tres Landsat fueron lanzados respectivamente en 1972,1975 y 1978. El Landsat 4, lanzado en 1982, es un vehículode nueva generación con respecto a los precedentes, estandodotado de un sistema de sensores mucho más preciso, lla-mado Thematic Mapper, (cartógrafo temático), que permitedeterminar áreas de interés ambiental, agrícola, geológica eindustrial con una definición de detalles mucho mayor queen el pasado.

Langley (centro de investigaciones). Centro parainvestigaciones tecnológicas en el ámbito de la aeronáuticay la astronáutica que se levanta en Hampton, Virginia.Fundado en 1917 en honor del pionero de la aeronáuticaamericana Samuel Pierpoint LANGLEY (1843 1906), elcentro se ocupó del diseño y pruebas de planeadores, des-arrollando en el transcurso de los años cincuenta la tecnolo-gía necesaria para la realización de los aviones a reacciónque vuelan a gran altura. En 1958, hombres y equipos delLangley confluyeron en la recién constituida NASA, propor-cionando a la agencia espacial americana expertos de altonivel. Las astronaves Mercury, Géminis y Apolo fuerondiseñados en el centro de Langley; así como también simu-ladores de vuelo espacial, indispensables para la realizaciónen el espacio de delicadas operaciones como el Rendez-vousy el Docking, o como el descenso lunar. En el centro deinvestigaciones de Langley se han construido inmensostúneles de viento para el estudio aerodinámico de las navesespaciales que deben afrontar la entrada en la atmósfera.Otro programa importante que ha sido supervisado por elcentro de Langley es la exploración automática del planetaMarte por medio de las sondas Vicking. Una sección delcentro Langley se dedica al estudio de las condiciones de laalta atmósfera. A este propósito se realizan análisis dirigi-dos por medio de aviones U 2 en vuelo y, en colaboracióncon otros centros de investigación, se estudian las condicio-nes de la estratosfera en las ocasiones de potentes erupcio-nes volcánicas, como la del Monte Sant Helen (estado deWashington) de 1980 o la del volcán Chinconal (México) de1982, las cuales tienen la fuerza de arrojar algunos kilóme-tros cúbicos de gases y polvos hasta alturas de 20-25 km,alterando los procesos meteorológicos normales, así como lacantidad de calor solar absorbido por la Tierra y retransmi-tido por irrigación al espacio exterior.

Lanzamiento. En lenguaje astronáutico por lanzamiento seentiende esa serie de operaciones necesarias para llevar unmisil de una posición estática a una de vuelo dinámico. Elinstante exacto en que el misil se eleva de la rampa esindicado con el término lift-off, que sólo es empleado encaso de ascensión vertical. En cambio en el caso de ascen-sión con un cierto ángulo, se utiliza el término take-off (enlínea de máxima, la orientación preponderante da preferen-cia al lift-off con respecto al take-off). Las operaciones delanzamiento constituyen uno de los momentos más delica-dos de una misión espacial, pero también uno de los másespectaculares y emocionantes.

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LAPLACE, Pierre Simon de. 1 749-1 827 Matemático yastrónomo francés cuyo nombre permanece unido a la lla-mada teoría nebular del origen del sistema solar. Formuladaalgunos años antes por el filósofo alemán Emmanuel KANT(1724-1804), que a su vez la había tomado de una idea deDescartes, la teoría hace nacer a nuestro sistema solar deuna nube de polvo en rotación y en fase de contracción Enel centro se habría formado el Sol; en la periferia, por lacontracción de sucesivos anillos rotantes, los planetas. Lateoría, así formulada, no se sostuvo ante las objeciones delos físicos del siglo siguiente, quienes demostraron que estetipo de dinámica no habría podido justificar las distribucio-nes actuales del momento angular del Sol y de los planetas.Sin embargo ha sido retomada, aunque de manera corregiday reformada, en nuestros tiempos y hoy constituye la teoríamás acreditada sobre la génesis de nuestro sistema solar.Además de estos estudios, que LAPLACE recogió en su vo-lumen Exposición del sistema del mundo (1796), el astró-nomo se dedicó a los estudios de mecánica celeste y, juntocon LAGRANGE, fue la mayor autoridad de su siglo. Sobreesta materia en particular escribió una gran obra en cincovolúmenes Tratado de mecánica celeste, publicado entre1799 y 1825.

Las Campanas (observatorio de). Es un observatorioastronómico americano fuera de EE.UU. Un fenómeno esteque se ha ido multiplicando en los últimos años, porque losastrónomos están a la caza de posiciones terrestres másadecuadas para sus estudios y no siempre logran encontrar-las en el territorio nacional. Nacen así, como consecuenciade acuerdos especiales, observatorios instalados en territo-rio extranjero Por lo general estos se encuentran en altipla-nos situados en bajas latitudes, donde el cielo es muy sere-no durante un gran número de noches todos los años. Elobservatorio de Las Campanas pertenece al grupo de losHale Observatories (el mismo del que forma parte MontePalomar) y se encuentra en una montaña de los Andeschilenos llamada Cerro Las Campanas, a unos 200 km alnordeste de la ciudad de La Serena. Se levanta a 2.280 m dealtura y su principal instrumento está constituido por unreflector de 2,5 m. No lejos de él se halla el otro gran ob-servatorio americano en Chile, el de Cerro Tololo, y eleuropeo de Cerro La Silla, conocido como el observatorioESO.

Láser. Nombre de un instrumento derivado de las palabrasLight Amplification by Stimulated Emission of Radiation(amplificación de la luz por medio de emisión estimuladade radiaciones). Inventado en 1960, consiste en un tuboconteniendo un gas o un cristal cuyos átomos, excitados,emiten un haz de luz monocromática y coherente que tienela característica de no dispersarse, sino de mantenersebastante concentrado incluso después de recorridos centena-res de kilómetros. El láser ha encontrado infinidad de apli-caciones que van desde la medicina a la industria pesada;en astronomía y en astronáutica ha sido empleado en parti-cular para resolver problemas de medidas precisas distan-cias. Por ejemplo, en el curso de las misión Apolo, losastronautas colocaron algunos espejos reflectores en lasuperficie lunar y ahora son aprovechados por los astróno-mos para hacer reflejar rayos enviados desde tierra, demanera que del tiempo empleado entre un envío y un retor-no del rayo, conocida la velocidad de la luz se puede calcu-lar con una exactitud jamás alcanzada antes la distancia dela Luna en los diversos puntos de la órbita y estudiar loscomplejos movimientos de nuestro satélite natural.

Lassel, William. 1799-1880 Astrónomo inglés a quien sedebe el descubrimiento de dos satélites de Urano y uno deNeptuno. Hábil constructor de instrumentos ópticos, Lasselrealizó en 1846 un reflector, dotado de un espejo metálicode 60 cm, con el cual descubrió Tritón, el mayor satélite deNeptuno. En 1851 descubrió dos pequeños satélites deUrano, llamados Ariel y Umbriel. En 1860 construyó untelescopio reflector de 120 cm (uno de los instrumentos másgrandes de su época), que instaló en la isla de Malta y conel cual se dedicó a la clasificación de centenares de nebulo-sas.

Leavitt, Henrietta Swan. 1868-1921 Esta americana fue delas primeras mujeres que se dedicó con éxito al estudio dela astronomía. A Leavitt se debe, en efecto, el descubri-miento de la correlación entre luminosidad y periodo devariabilidad que existe en esas especiales estrellas variablesllamadas Cefeidas. Este descubrimiento permitió calcularcon buena aproximación la distancia de la fuente estelar.Esta adquisición fundamental de Leavitt, publicada alrede-dor de 1912, fue empleada por el astrónomo HarlowSHAPLEY para determinar la forma de nuestra Galaxia.Leavitt fue una observadora sistemática y descubrió en elcurso de los años unas 2.400 estrellas variables.

LEM. Abreviatura de Lunar Excursion Module, el módulo deexcursión lunar a bordo del cual los astronautas americanosdescendieron varias veces en la Luna. Con la característicaforma de una araña de cuatro patas, una altura de unos 7 my dotado de una cabina en la que cabían dos de los tresastronautas destinados a descender sobre el suelo lunar, elLEM estaba dotado de un sistema de retro-cohetes que lohacía apoyarse suavemente sobre nuestro satélite. Elvehículo cumplió con éxito la función para la cual habíasido diseñado y realizó tres descensos perfectos sobre laLuna. Para una descripción del LEM y de la astronaveApolo, de la cual formaba parte, así como de las misionesdesarrolladas en el ámbito de todo el programa americanode exploración lunar.

Lemaitre, Georges. 1894-1966 Astrónomo belga a quien sedebe la formulación ante litteram, de la que es indicadacomo la teoría cosmológica del Big-Bang. La idea se leocurrió alrededor de los años veinte, cuando tuvo conoci-miento de la obra de su colega Edwin HUBBLE que demos-traba que el Universo estaba en expansión. A partir de esto,Lemaitre elaboró la hipótesis de que toda la materia delUniverso en el momento del origen estaba concentrada enun átomo primordial, cuya explosión habría determinado elcomienzo de la expansión y la creación de la materia. Mástarde la idea sería tomada por el físico George Gamow y seafirmaría como el modelo estándar de formación del Uni-verso.

Lente. Es un dispositivo óptico que tiene la función de hacerconverger o diverger los rayos de luz que lo atraviesan. Enel primer caso se dice que la lente es positiva; en el segun-do, negativa. Ejemplo clásico de lente positiva es una lentede aumento empleada en las gafas para miopes. En lostelescopios astronómicos llamados refractores el objetivoestá formado por una lente (o un sistema de lentes) de tipopositivo, ya que forma una imagen de los objetos invertida ymás pequeña. Es función entonces del ocular ampliarla. Lascaracterísticas fundamentales de una lente son la distanciafocal, es decir, la que va del centro óptico de la lente alpunto en el que se forma la imagen de un objeto situado en

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el infinito, y el diámetro o apertura de la lente. Cuantomayor es la distancia focal, mayores son las dimensionesdel objeto que se forma en el plano focal. La apertura, encambio, no influye en la dimensiones del objeto, aunque sísobre la cantidad de luz que recoge la lente.

Leónidas. Es una lluvia anual de estrellas fugaces que surgeen el cielo entre el 14 y el 20 de noviembre, con un máximode frecuencia el 17, y que parecen irradiarse desde un puntodel cielo situado cerca de la estrella Leonis, de donde vieneel nombre de Leónidas. Las Leónidas son conocidas desdela antigüedad, y existen crónicas de hace muchísimos añosque hacen referencia a lluvias muy intensas, caracterizadaspor la aparición de miles de meteoros cada hora. Las másespectaculares se produjeron en 1799, 1831, 1866, 1899 y,mucho más recientemente, la mañana del 17 de noviembrede 1966, cuando millones de desprevenidos espectadoresamericanos asistieron durante casi media hora a la apariciónde unos 50.000 meteoros: unos verdaderos fuegos de artifi-cio celestes. Ya en 1833 dos astrónomos americanos, Deni-son Olmsted y Alexander C. Twining, habían formulado lahipótesis de que el fenómeno era producido por miríadas departículas (micrometeoros) que se movían como un enjam-bre en órbita alrededor del Sol, y que cruzando la órbita dela Tierra se desintegran en la atmósfera. Fue mérito delastrónomo Virginio SCHIAPARELLI, más conocido por susestudios sobre Marte, el haber indicado que existe unaestrecha relación entre algunos de estos enjambres anualesy los cometas periódicos. SCHIAPARELLI demostró que lasPerseidas (se trata de otra lluvia anual de estrellas fugaces)están generadas por la disgregación del cometa Swift Tuttle,mientras las Leónidas lo son por la desintegración del co-meta Temple-Tuttle. La menor o mayor espectacularidad dela lluvia de estrellas fugaces depende de que, en determina-dos años, la Tierra se cruza con partes más o menos consis-tentes del enjambre. Los astrónomos prevén que otra lluviaespectacular de Leónidas debería producirse el 18 de no-viembre de 1999.

LEONOV, Alecsei. Astronauta soviético, nacido en 1934,famoso por haber realizado el primer paseo en el espacio ypor haber comandado la tripulación de la primera empresade colaboración espacial soviético-americana Apolo-Soyuz.La espectacular salida de LEONOV al ambiente hostil delvacío extra-atmosférico se produjo el 18 de marzo de 1965,durante el vuelo de la cosmonave Voskhod 2, en la cual seencontraba, además de LEONOV, el cosmonauta Pavel Bel-yaev. La nave, que partió del polígono de Baikonur el mis-mo 18 de marzo, entró normalmente en órbita y había reali-zado tres vueltas alrededor de la Tierra, cuando se anuncióque LEONOV había salido al espacio. La Voskhod había sidomodificada especialmente para esta empresa. En correspon-dencia con una portezuela lateral se encontraba una cámarade descompresión extensible con fuelle, que antes de lasalida de LEONOV había sido extendida. El cosmonauta pasóde la cabina de mando a esta cámara de descompresión, enla que se puso un traje especial antirradiaciones y una mo-chila con los tubos de oxígeno. Después del necesario pe-riodo de adaptación, la portezuela se abrió y LEONOV, porprimera vez en la historia de la astronáutica, se hallaba enel espacio sujeto a la nave por un cordón umbilical. Toda laoperación era seguida desde Tierra por medio de una tele-cámara fijada en el exterior de la Voskhod. LEONOV realizóalgunos simples movimientos volando en el vacío y demos-tró que el hombre podía trabajar en el espacio, sin la pro-tección de la cabina. Se tuvo una nueva dimensión de mu-chos peligros que en los años anteriores parecían constituir

una barrera infranqueable para la realización de la actividadextra-vehicular: las radiaciones penetrantes, los microme-teoritos y las tremendas variaciones de temperatura existen-tes en el espacio entre las zonas expuestas al Sol, que al-canzaban los 200 grados, y las en sombra, que permanecíana –200 grados. Se demostró que un traje oportunamenteclimatizado y resistente podía anular los efectos letales deestos peligros. LEONOV permaneció en el espacio solamentediez minutos, mientras Belyaev estaba en los controles de laastronave. En este corto tiempo el astronauta se ganó tam-bién el primado del paseo más largo jamás efectuado por unhombre: los apasionados de los récords, calcularon quedando vueltas junto con la Voskhod, a la cual estaba unido,a la velocidad orbital de 28.000 km/h, LEONOV había reco-rrido 716.680 km.

LEVERRIER, Urbain. 1811-1877 Matemático y astrónomofrancés que logró prever, gracias a un cálculo, la existenciadel octavo planeta más allá de Urano, aquel que se descu-briría más tarde y se llamaría Neptuno. Alrededor de 1845LEVERRIER estaba estudiando el movimiento de Urano,entonces considerado como el planeta más lejano del siste-ma solar, cuando se dio cuenta de que su órbita no seguíaexactamente la trayectoria prevista por los cálculos, sinoque se apartaba como si el movimiento del planeta estuvierainfluido por una inexplicable fuerza gravitacional. Elabora-dos los cálculos necesarios, LEVERRIER formuló la hipótesisde un octavo planeta responsable de tales perturbaciones,determinó su posible situación en el cielo y en 1846 trans-mitió sus conclusiones a sus colegas del observatorio deBerlín. LEVERRIER; era, sobre todo, un teórico y no se dedi-caba a las observaciones sistemáticas con el telescopio. Elastrónomo J. G. GALLE (1812-1910) recibió de inmediato lahipótesis de LEVERRIER, y la noche del 23 de septiembre de184*** encontró sin mucho esfuerzo el planeta en la posi-ción prevista por el matemático. Más tarde se supo quecálculos análogos a los de LEVERRIER habían sido realizadosindependientemente por el inglés J. C. ADAMS (1819-1892),quien sin embargo no había solicitado los astrónomos unainvestigación sobre el presunto planeta, por lo cual el mayormérito del descubrimiento ha de atribuirse a LEVERRIER.

Liberty Bell 7 (astronave). Nombre dado a una pequeñaastronave de tipo Mercury, que el 21 de julio de 1961 reali-zó el segundo vuelo espacial con un americano a bordo. Lanave era tripulada por V. I. GRISSOM, el astronauta que añosmás tarde moriría durante una prueba simulada en Tierra,en el ámbito del proyecto Apolo. Sólo se trató de un vuelosuborbital, cuyas fases finales fueron relativamente dramá-ticas porque la astronave se hundió en el mar y GRISSOM sesalvó milagrosamente.

Libración lunar. Es una especie de oscilación que presentael globo lunar. Puede ser de tres tipos: 1) libración en longi-tud, debida a que la velocidad orbital de la Luna varía (IIley de KEPLER), mientras la velocidad de rotación de nues-tro satélite alrededor de su propio eje es uniforme; 2) libra-ción en latitud, debida a que el ecuador lunar está inclinadocon respecto al plano de la órbita lunar unos 6° aproxima-damente; 3) libración diurna, debida a que el observadorterrestre, en movimiento de rotación junto con nuestroplaneta, ve el globo lunar desde perspectivas diferentes enel periodo de un mismo día. Estos tres movimientos oscila-torios combinados hacen que la Luna, a pesar de que dirijahacia la Tierra siempre la misma cara, en la práctica mues-tra más del 50 % de su superficie (el 59 %). Aun sin mo-verse de la Tierra es posible, por lo tanto, observar una

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pequeña porción de la otra cara de la Luna. El movimientode libración fue descrito por GALILEO, que lo definió titu-beo.

Libración (puntos de). Se definen puntos de libración, otambién puntos de Lagrange en honor al astrónomo que losestudió por primera vez, a cinco puntos del espacio existen-tes entre dos grandes cuerpos celestes, como por ejemplo elSol y la Tierra, o bien la Tierra y la Luna, caracterizadospor el hecho de que un pequeño cuerpo situado en uno deestos cinco puntos puede permanecer allí manteniendo unaórbita estable. Los cinco puntos de libración están distri-buidos así: L1, L2, L3 están sobre la recta que une a los doscuerpos de gran masa; L4 y L5 están en los vértices de losdos triángulos equiláteros en cuya base se encuentran losdos cuerpos celestes. Los puntos de libración tienen impor-tantes aplicaciones astronómicas, porque constituyen loslugares ideales en los que se pueden colocar, con laperspectiva de permanecer en órbitas estables, coloniasespaciales permanentes y estaciones para la construcción deaparatos espaciales. Los puntos más convenientes en los quese piensa, en un futuro no muy lejano, surgirán las primerascolonias humanas en el espacio, son L4 y L5.

Lick (observatorio). Observatorio astronómico americanofundado en 1888 y situado en Monte Hamilton. California, a1.280 m de altura, a pocos kilómetros de la ciudad de SanJosé. Creado gracias a una donación de James Lick (1796-1876) el observatorio, que es anexo de la Universidad deCalifornia, alberga un reflector de 3 m de diámetro con unobjetivo de casi un metro de diámetro. Este último instru-mento constituye el refractor más grande que existe en elmundo.

Limbo. Es el borde de un cuerpo celeste visto por un observa-dor situado en la Tierra. En el caso de un planeta rodeadode atmósfera. Las observaciones del limbo son, por lo gene-ral, más difíciles con respecto a las del centro, porque espreciso penetrar un mayor espesor de gas antes de poderobservar las capas subyacentes.

Líridas. Lluvia anual de estrellas fugaces que se observanentre el 12 y el 24 de abril, con un máximo de frecuencia el22 de este mes. Estos meteoros parecen irradiarse de laconstelación de la Lira, de donde ha surgido el nombre quellevan En lo relativo a su origen, se trata de un enjambre depequeñas partículas meteóricas provenientes de la disgrega-ción del cometa 1861 I.

Lockyer, Norman. 1836 - 1920 Astrónomo inglés, pionerode los estudios de astrofísica y espectroscopia solar. En1868, analizando un espectro solar obtenido por el francésPierre Jannsen, descubrió el elemento Helio (el segundo dela tabla periódica después del hidrógeno). Dos años anteshabía obtenido los espectros de las manchas solares, descu-briendo que sus líneas de emisión experimentan un efectoDoppler, fenómeno que atribuyó al veloz desplazamiento demasas de gas a causa de los movimientos convectivos. Juntocon Jannsen, llegó a la conclusión de que las protuberanciasson erupciones en las capas más externas del Sol. A Lock-yer se debe también la fundación de la revista científicaNature.

Longitud. La longitud geográfica es una de las coordenadafundamentales que determinan en la Tierra la localizaciónde un punto (la otra coordenada es la Latitud). La longitud

es el ángulo formado entre el meridiano que pasa por elpunto considerado y el meridiano fundamental de Green-wich elegido, por convención, como origen de esta coorde-nada geográfica. Se mide desde 0° a 180° al Este o al Oestecon respecto a Greenwich. La longitud celeste es la distan-cia angular de un cuerpo con respecto al primer punto deAries medida en sentido horario a lo largo de la Eclíptica.

LOVELL, James. Astronauta americano, nacido en 1928, queha participado en numerosas misiones espaciales, una de lascuales, relativamente accidentada, representó el primer casode naufragio cósmico, sin embargo resuelto satisfactoria-mente. LOVELL tuvo su bautismo espacial el 7 de diciembrede 1965, con la misión Géminis 7 que, manteniéndosecatorce días en órbita alrededor de la Tierra, batió el récordde permanencia en el espacio, en aquella época en poder delos soviéticos. En el mes de noviembre del año siguiente,LOVELL estuvo al mando de la misión Géminis 12, en elcurso de la cual su compañero Edwin ALDRIN efectuó unlargo paseo espacial. En el mes de diciembre de 1968, elastronauta americano estableció una nueva primacía alconvertirse en uno de los tres primeros hombres (los otrosdos eran Frank BORMAN y William ANDERS) que estuvieronen órbita alrededor de la Luna en la astronave Apolo 8. Enel mes de abril de 1970 se produce el dramático episodio denaufragio en el espacio. LOVELL era el comandante de lamisión Apollo 13, que debía realizar el tercer descenso enla Luna; con él volaban SWIGERT y HAISE. Una imprevistaexplosión en un recipiente del módulo de servicio, puso a laastronave fuera de uso. Los tres hombres tuvieron queanular el descenso sobre nuestro satélite natural y, paraevitar ir a la deriva en el espacio, utilizaron para el regresolos motores y el sistema de alimentación eléctrico del ahoraya inútil LEM, el módulo de exploración lunar. Gracias aeste procedimiento pudieron realizar sin problemas el viajede retorno.

LOWELL, Percival. 1855-1916 Astrónomo americano quecreía en la existencia de seres vivos en el planeta Marte ypredijo la presencia de un noveno planeta, más allá deNeptuno, que sería descubierto en el año 1930 y bautizadoPlutón. Percival LOWELL comenzó su carrera como aficiona-do, después profundizó los estudios de astronomía y fundóun observatorio en Flagstaff, Arizona, actualmente en acti-vidad, que lleva el nombre de su fundador. Al tener cono-cimiento de los estudios realizados en Italia por el astróno-mo Giovani SCHIAPARELLI (1835-1910) sobre la geografíade Marte, estudios que habían llevado a la determinación dela existencia de un reticulado de líneas con una longitud demiles de kilómetros, los llamados canales; LOWELL interpre-tó tales estructuras como excavaciones construidas por loshabitantes de aquel planeta para transportar el agua de laszonas polares a las áridas tierras del ecuador. Estas deduc-ciones suyas, consideradas bastante fantásticas por la mayo-ría de los científicos de la época, fueron expuestas porLOWELL en dos libros: Marte y sus canales (1906) y Martecomo morada de vida (1908). Hoy sabemos que los canalesvistos por SCHIAPARELLI, LOWELL y otros, no eran construc-ciones artificiales, sino efectos ópticos debidos al alinea-miento aparente de 602 estructuras geográficas. En cuanto ala vida en Marte las sondas Viking han demostrado que noexiste en estado evolucionado, ni tal vez en estado elemen-tal. LOWELL se dedicó también a analizar el movimiento delos dos planetas extremos conocidos: Urano Neptuno. De lairregularidad de sus órbitas dedujo que allí debía haber unnoveno planeta. Lo buscó activamente desde su observato-rio, pero sin resultado. Catorce años después de la muerte

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de LOWELL, el planeta fue descubierto por el mismo obser-vatorio que había fundado y dirigido. Sin embargo, su masaes tan pequeña que no podía provocar las presuntas pertur-baciones observadas por LOWELL. Por lo tanto, hoy se con-sidera que el descubrimiento de Plutón debe atribuirse mása la casualidad que a una previsión científica.

Luminiscencia. Es un fenómeno físico típico de algunassustancias que tienen la capacidad de absorber energía bajodiversas formas, y por lo tanto de remitirla bajo forma deradiación electromagnética. Este fenómeno es aprovechado,por ejemplo, en los tubos de iluminación que contienen unamezcla de gases, normalmente argón y vapores de mercurio,y un revestimiento interior de polvos luminiscentes. Elagente excitador en este caso, es la corriente eléctrica quepasa a través del gas, el cual restituye bajo la forma de luzfría la energía absorbida. La atmósfera de la Tierra estácaracterizada por un tenue resplandor nocturno llamadoluminiscencia nocturna o luminiscencia de la atmósfera,también debida a diversos tipos de radiaciones que excitanlas partículas de gas que la componen. La luminiscencianocturna es un factor límite para las observaciones astro-nómicas desde el suelo, porque crea un velo de fondo queimpide la individualización de las fuentes más débiles. Otrofenómeno típico de luminiscencia se produce en los gasescometarios y es el que, en ciertas ocasiones, hace a loscometas muy luminosos y espectaculares.

Luminosidad. La luminosidad de una estrella o de un cuerpoceleste en general, es una medida de la radiación emitida.Se dice en particular luminosidad aparente a la luminosidadcon la cual se nos aparece una fuente celeste. Esta no cons-tituye una medida de la energía luminosa efectivamenteemitida por la fuente, porque está en función de la distan-cia. En otros términos, dos estrellas que emiten la mismaenergía luminosa pueden aparecernos con diferente lumino-sidad aparente, porque están a distancias diferentes desdenuestro punto de observación. La luminosidad absoluta esen cambio una medida de la energía luminosa efectivamenteemitida por la fuente, independientemente de la distancia.Las estrellas han sido subdivididas en clases de luminosi-dad o de tamaño o bien, como se dice más a menudo, demagnitud.

Luna. La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Porotra parte, sus apreciables dimensiones lo convierten en elsatélite más grande en relación al planeta al cual pertenece,hasta el punto que el sistema Tierra-Luna es consideradopor algunos como un planeta doble. Desde que GALILEOdescribió su superficie, poco después del invento de sutelescopio, la Luna ha sido objeto de muchos estudios y casitodos los grandes astrónomos se han planteado el problemade su origen. Sin embargo, sólo a partir de mediados de losaños 60, desde que nuestro satélite ha sido el punto de miraprimero de robots automáticos, que lo fotografiaron y anali-zaron desde diferentes perspectivas, y después por las es-pectaculares exploraciones de los astronautas de las misio-nes Apolo, se han recogido los elementos para una cartogra-fía detallada y para reconstruir su historia geológica. Siguesiendo objeto de hipótesis, en cambio, el problema delorigen de la Luna. Los estudios lunares están hoy en plenoauge. Se basan, sobre todo, en los aproximadamente 382 kgde rocas traídas a la Tierra por los astronautas americanos(correspondientes a unas 2.000 muestras); en los 300 gra-mos traídos por las sondas automáticas soviéticas (sonpocos pero de gran valor, porque pertenecen a una zonadiferente de descenso); en los sensitómetros y otros instru-

mentos de medida dejados en la Luna. Las rocas lunaresrecogidas por los Estados Unidos están guardadas actual-mente en un recinto especial del Johnson Space Center deHouston, en Texas, en una atmósfera de nitrógeno y con elfin de evitar contaminaciones y cambios de su composiciónquímica. Se encuentran a disposición de la comunidadcientífica mundial y todos los años llegan a este centro de laNASA miles de solicitudes de laboratorios de todos lospaíses, que desean tener una parte de este preciso patrimo-nio para efectuar investigaciones de todo tipo. El interéscientífico por la Luna tiene un móvil principal: nuestrosatélite está casi totalmente privado de atmósfera, inerte yprácticamente inmutable desde la época en que se formó laactual corteza (por lo menos tres mil millones de años). Losplanetólogos lo definieron como un mundo-museo, un lugardonde se conservan los testimonios de hechos que se remon-tan a los orígenes del sistema solar. En la Luna, en efecto,se han encontrado materiales más viejos que las más anti-guas rocas terrestres. Además, expuesta sin ningún resguar-do al viento solar, a la lluvia de las radiaciones espacialesde todo tipo y a la de los micrometeoritos (en la Tierracomo es sabido, flujos de partículas y radiaciones son dete-nidas por la atmósfera y el campo magnético), la Luna es unlaboratorio natural ideal a poca distancia de la Tierra. Porestos motivos se considera que el hombre, después de unperiodo de estancamiento impuesto por crisis económicamundial, volverá a explorar la Luna y, probablemente en elsiglo XXI, instalará allí laboratorios permanentes. Caracte-rísticas físicas. La Luna tiene un diámetro ecuatorial de3.476 km (poco menos de un tercio del de la Tierra; unadensidad media de 3,34 g/cm3 (más baja que la terrestre,que es de 5,52, lo que indica una composición interna dife-rente). Su gravedad en superficie es de aproximadamente1/6 con respecto la terrestre, lo que explica los saltos querealizan los astronautas en la Luna. La Luna se muevealrededor de nuestro planeta a una distancia media de384.000 km, recorriendo una órbita poco excéntrica (e =0,0549). El perigeo está a 356.410 km, el apogeo a 406.740.La velocidad media de la luna a lo largo de su órbita es de3.700 km/h. El plano de su órbita está inclinado unos 5° 9'con respecto al plano de la órbita que la Tierra realizaalrededor del Sol. Para dar una vuelta completa en su órbitanuestro satélite emplea 27,3 días; este es también el tiempoque la Luna emplea para realizar un giro sobre su propioeje. De ello proviene el hecho de que la Luna dirige hacia laTierra siempre la misma cara. Mientras la Luna gira alrede-dor de la Tierra, nosotros vemos zonas variables de suhemisferio iluminado por el Sol, lo que conduce a ese fe-nómeno conocido como fases lunares. En la fase de LunaNueva el satélite es invisible porque muestra el lado noiluminado por el Sol. Después de aproximadamente dosdías se observa una fina hoz que se encuentra poco despuésdel ocaso del Sol por el Oeste. En tal circunstancia, encondiciones de cielo límpido, se puede observar la llamadaluz cenicienta, es decir, se llega a ver la parte no iluminadade la Luna emitir una debilísima luz grisácea. El fenómenose debe a la luz que la parte oscura de la Luna recibe de laTierra, y a su vez refleja. Aproximadamente una semanadespués de la Luna Nueva se tiene el Primer Cuarto (mediaLuna), visible hacia el Sur después de la puesta del Sol.Unos catorce días después de la Luna Nueva se tiene laLuna Llena, visible toda la noche. Por último, unos veinti-dós días después de la Luna Nueva se tiene el Ultimo Cuar-to, que surge hacia medianoche en dirección Este y perma-nece visible hasta el día siguiente. Después de esta fase, lahoz se hace cada vez más fina, haciéndose visible al Este,durante el crepúsculo matutino. Entonces nuestro satélite se

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hace invisible durante un periodo de cuatro o cinco días,para después recomenzar desde el principio un nuevo ciclo.Un ciclo lunar completo tiene la duración de 29,5 días.Contrariamente a lo que pueda parecer por una estimaciónefectuada a simple vista, la Luna tiene un Albedo (potenciareflectora) muy bajo: refleja, en efecto, sólo el 7 por cien dela luz solar (este albedo es característico de las rocas volcá-nicas oscuras). Su notable luminosidad aparente se debe alcontraste con el cielo negro de la noche. La magnitud de laLuna Llena es de –12m, 7; es por lo tanto el cuerpo celestemás brillante del cielo después del Sol. Las medidas efec-tuadas por los instrumentos durante las exploraciones luna-res han determinado que nuestro satélite natural tiene unaatmósfera más rarificada que la terrestre: es como decir queno existe en absoluto. Estas raras moléculas de atmósferaestán originadas probablemente por el calor radioactivo y talvez por algún tipo de silenciosa actividad volcánica. Lasmoléculas no tienen tiempo de reunirse alrededor del globolunar, formando una atmósfera consistente, porque sonrápidamente barridas y dispersas en el espacio por el vientosolar. Por otra parte la gravedad de la Luna es tan débil queno logra mantenerla. La falta de atmósfera causa la grandiferencia térmica que existe en nuestro satélite naturalentre las partes expuestas al Sol y las que están en sombra.Las primeras alcanzan las temperaturas de ebullición delagua, unos 105 °C; las segundas descienden muy por debajodel punto de congelación, unos –155 °C. Este es el motivopor el cual los astronautas han debido ponerse pesadostrajes equipados con un sistema completo de acondiciona-miento interior. Superficie: La primera diferencia que senota observando a simple vista la superficie de nuestrosatélite natural, es la existencia de regiones más oscuras enun contexto global más claro: son las que GALILEO y losantiguos astrónomos llamaron respectivamente mares ytierras pensando que, al igual que en la Tierra, se trataba deamplias extensiones de agua y de tierra firme. Hoy sabemosque no es así, porque en la Luna no hay trazas de agua (opor lo menos no ha sido encontrada hasta ahora ni siquieraexcavando un poco en el subsuelo), pero la antigua termino-logía ha permanecido. Los mares lunares tienen nombresrománticos como Oceanus Procellarum (Océano de lasTempestades) Mare Tranquillitatis (Mar de la Tranquili-dad) y Mare Imbrium (Mar de las Lluvias). Algunos peque-ños mares se indican con el nombre de lagos o bahías:Lacus Somniorum (Lago de los Sueños) y Bahía del Rocío.Las recientes exploraciones astronáuticas han podido, sinembargo, establecer que existe una diferencia tanto decomposición como de origen, entre los mares y las tierras.En efecto, los mares son planicies de lava basáltica, similara la arrojada por algunos volcanes de la Tierra, como elEtna, con una edad comprendida en los 3,8 y los 3,2 milmillones de años. En cambio, las tierras son altiplanos conuna superficie relativamente accidentada, compuestos porrocas también de origen volcánico pero de diferente natura-leza, similares a los que en la Tierra llamamos anortositas.Su edad geológica se remonta a 4,4 y 4 mil millones deaños. Estas edades han sido establecidas en las muestrastraídas por los astronautas, gracias a los llamados métodosde determinación radioactiva. Como es sabido, en la Tierralas rocas más antiguas se remontan a 3,8 mil millones deaños (Isua, Groenlandia); por lo tanto las rocas lunarescubren un vacío en la historia del sistema solar que, estandoen la Tierra, jamás habríamos podido reconstruir. Si luegoobservamos la Luna más de cerca, con la ayuda de un ins-trumento óptico, además de tierras y mares veremos unanutrida extensión de cráteres de todas las dimensiones: loshay desde microscópicos, con diámetros de apenas algunas

décimas de milímetro, a inmensos, que se extienden porcentenares de kilómetros. Esta intensa craterización no esuna prerrogativa de nuestro satélite natural. Provocada porla lluvia de bloques de diferente tamaño que asolaban alsistema solar en la época de la formación de los planetas, haafectado a todos los cuerpos mayores, los que atraían haciasí estos residuos de la planetogénesis. Sólo los planetas conpoca o ninguna atmósfera como la Luna, Mercurio, Marte,han conservado intactas las cicatrices causadas por losimpactos. La Tierra, que también debía tenerlos en cantida-des, los ha hecho desaparecer casi completamente. Loscráteres de la Luna tienen, por lo tanto, en su gran mayoría,un origen de impacto y se remontan a un periodo que losestudiosos sitúan entre 4,4 y 4 mil millones de años, cuandola lluvia de asteroides y meteoritos era más intensa. Hoy losmeteoritos continúan cayendo sobre la Luna (y sobre laTierra, donde se queman en la atmósfera provocando fenó-menos como las estrellas fugaces), pero a un ritmo enor-memente más bajo de lo que era hace cuatro mil millonesde años. Las probabilidades de caída de un gran meteorito,además, son hoy muy remotas hasta el punto que, desdetiempos históricos, no se tiene la prueba de un nuevo y grancráter excavado en la Luna por un impacto. Probablementeexisten también cráteres que se formaron por la salida demagma del interior de la Luna, aquellos que en la Tierrallamaríamos conos volcánicos; pero, como muestran losestudios sobre la morfología de los cráteres, estos deben serraros. La generalidad de los cráteres lunares tienen formacircular, con un diámetro bastante amplio en comparacióncon la altura y con las paredes teniendo una pequeña pen-diente (alrededor de 10° en promedio): características típi-cas de una cavidad excavada por la caída de un cuerposólido. Alrededor del cráter se aprecian a menudo fragmen-tos esparcidos por el choque; algunos de éstos adquieren lasformas características de rayos brillantes, que se prolongancentenares de km. Algunos cráteres muestran un caracterís-tico pico central explicable con la dinámica del choque. Unamanera de determinar la edad relativa de dos regioneslunares es la de efectuar los llamados conteos de los cráte-res, dado que la región más intensamente afectada es, engeneral, también la más vieja. Los conteos de cráteresmuestran que las tierras contienen alrededor del 16 % decráteres más que los mares. Antes que los astronautas traje-ran las rocas para las medidas de determinación radioactiva,esta era la prueba de que tales regiones eran las más anti-guas de la Luna. Además de los cráteres, observando laLuna con al menos 100 aumentos, se aprecia una cantidadde otras estructuras típicas: hay cadenas montañosas, comolas que surgen en los bordes del Mare Imbrium. La másfamosa de estas, bautizada con el nombre de Apeninos,tiene una longitud de 1.000 km con alturas máximas de6.500 m. El récord de altura en la Luna corresponde alMonte Leibniz, 11.350 m, que se encuentra cerca del polosur Lunar: sobrepasa en mucho a la montaña terrestre másalta, el Monte Everest que tiene 8.848 m. Hay ademásestructuras en pequeña escala, con surcos y quebradasaproximadamente de un kilómetro de ancho, que se extien-den también a lo largo de centenares de km. Uno de los másconocidos es llamado de Iginus, al sur del cráter Manilio.Otra estructura característica está dada por los muros: setrata de formaciones que tienen una altura de algunas dece-nas o centenares de metros y longitudes de decenas dekilómetros. Famoso es el Muro Recto que se encuentra en elmar de las Nubes. Numerosas son las cúpulas o elevaciones,que consisten en hinchamientos del terreno. Como hanpodido descubrir los astronautas en el transcurso de susmisiones de exploración, tanto las tierras como los mares de

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la Luna están recubiertos por una espesa capa de finísimopolvo, que tiene una profundidad media de 10 metros,producto de la obra de disgregación de los pequeños mi-crometeoritos que chocan contra el suelo lunar. En la Lunaexiste una neta diferenciación morfológica entre la caravisible y la oculta: esta última, en efecto, está casi íntegra-mente formada por tierra y carece de las grandes cuencasoscuras de los mares que caracterizan la cara visible. Laestructura más grande de este tipo sobre la otra cara de laLuna está representada por el Mar Oriental, una cuencacircular caracterizada por anillos concéntricos, probable-mente ondas de lava elevadas por el choque de un asteroidey después solidificadas. La topografía de la Luna ha sidoestablecida, al menos en lo que respecta a las grandes for-maciones existentes en la cara visible, por los astrónomosde la antigüedad. Sin embargo con las observaciones desdesus cercanías a cargo de sondas automáticas y de los astro-nautas, se ha reabierto el problema de dar nombre a losmillares de nuevas estructuras que han sido identificadas enambas caras de nuestro satélite natural. Esta función ha sidoencargada, a partir de 1970, a un organismo especial de laIAU (International Astronomical Union). Se ha inmortaliza-do no sólo a los grandes científicos de nuestro siglo comoRONTGEN y LORENTZ, sino también a valerosos astronautascomo GAGARIN y BORMAN; e incluso escritores de cienciaficción como VERNE y WELLS. Interior. También el interiorde la Luna, como el de la Tierra, puede subdividirse envarias capas. Hay una primera capa, de alrededor de 65 kmde profundidad que forma la corteza y tiene una densidadmedia de 3 g/cm3. Sigue un manto que se extiende unos1.200 km por debajo de la corteza y es un poco más densoque esta última. Por último está el núcleo central de alrede-dor de 1.000 km, el cual, probablemente, en la parte centralesté en estado de fusión y tenga una temperatura de 1.500grados. Este núcleo central, al contrario del terrestre, carecede elementos pesados como el hierro, lo que explica la bajadensidad total del globo lunar. Esta subdivisión en capas seha podido reconstruir gracias a los análisis sismométricos ygravimétricos efectuados en el curso de las diversas misio-nes. La red de sismómetros, colocados por los astronautasdel programa Apolo, ha podido establecer que la Luna es,desde el punto de vista sísmico, un mundo bastante tranqui-lo: los terremotos tienen intensidades medias de 1/1.000 conrespecto a los terrestres y, sin embargo, en lugar de mani-festarse en tiempos cortos y extinguirse rápidamente, danlugar a un largo fenómeno de resonancia. Sus puntos focalesestán localizados por lo general a grandes profundidades.Historia evolutiva. El análisis de las rocas lunares nos diceque la historia de la Luna comienza hace alrededor de 4,5mil millones de años, cuando nuestro satélite, realizado elproceso de accesión de los fragmentos de la nebulosa proto-planetaria, se presentaba como una esfera recubierta por unocéano de magma. A medida que este océano se enfriaba,los minerales de diverso tipo se solidificaban y se formabauna corteza superficial de baja densidad: la que habría dadoorigen a las tierras. Entre 4,4 y 4 mil millones de años atrás,como ya hemos dicho, todos los planetas experimentaron elbombardeo meteórico. La caída de los meteoritos más gran-des causó la rotura de la corteza sólida apenas formada y lasalida de magma, aún líquido, cubrió vastas regiones dandolugar a la formación de los mares. Los análisis sobre elmagnetismo fósil de las rocas lunares han demostrado que,inicialmente, el núcleo de nuestro satélite estaba asociado aun fuerte campo magnético. Más tarde el calor que se des-arrolló a causa de la radioactividad natural hizo refundir elnúcleo, haciéndole perder el magnetismo. Actualmente laLuna presenta un debilísimo campo magnético. Origen. El

origen de la Luna es uno de los problemas que las explora-ciones humanas de nuestro satélite no han podido resolver.Se sabe que la Luna está, desde hace tiempo, en fase dealejamiento de la Tierra; se calcula que poco después de suformación, debería encontrarse unas diez veces más cercade la Tierra. Los científicos se preguntan si el satélite seformó en aquella posición, o bien si fue capturado por lafuerza de atracción de la Tierra. Una hipótesis muy difundi-da a comienzos del siglo XX sostenía que la Luna era unfragmento expulsado por la Tierra, probablemente de unazona ecuatorial. Sin embargo, la diversidad de composiciónde las rocas terrestres y las lunares ha hecho olvidar defini-tivamente estas conjeturas. Por la misma razón pareceimprobable que Tierra y Luna se hayan formado como unplaneta doble a partir de la misma nube de material proto-planetario. Permanece como alternativa la de la captura porparte de la Tierra. No obstante, la captura de un solo cuerpode dimensiones lunares no es fácilmente explicable. Hoyparece más probable que la Tierra ya formada haya captura-do una serie de residuos que vagaban y que estos hayandado vida a la Luna.

Lunación. También llamada mes sinódico, es el período quetranscurre entre dos idénticas fases de la Luna, por ejemplodos Lunas llenas. Equivale a veintinueve días, doce horas,cuarenta y cuatro minutos y tres segundos o, más simple-mente, aproximadamente 29,5 días.

Lunar Orbiter. Serie de cinco naves automáticas puestas enórbita lunar por la NASA, con el propósito de proporcionaruna completa cartografía de nuestro satélite natural, tantode la cara visible como de la oculta. Cada Lunar Orbiterestaba provisto de dos equipos fotográficos: un gran angulary un teleobjetivo. Las imágenes eran registradas en películay después retransmitidas electrónicamente a tierra. El pri-mer Lunar Orbiter fue lanzado el 10 de agosto de 1966; elquinto el 1 de agosto de 1967. La vida media de estas navesera de pocos meses, terminados los cuales se hacían precipi-tar sobre la superficie lunar, de tal manera que no interfirie-ran en misiones sucesivas. El trabajo del Lunar Orbiter fueesencial para la elección de los lugares en los que descende-rían las misiones Apolo con astronautas a bordo.

Lunik (O Luna). Serie de 24 robots espaciales soviéticospara la exploración automática de nuestro satélite natural,que conquistó numerosas e importantes primacías. El Lu-nik, en septiembre de 1959, se convirtió en el primer objetoconstruido por el hombre que se estrelló contra la Luna. ElLunik 3, al mes siguiente, envió las primeras imágenes dela cara oculta de nuestro satélite natural. En enero de 1966,el Lunik 9, fue el primer robot automático que realizó undescenso suave sobre el suelo lunar, en una zona del Océa-no de las Tempestades, enviando imágenes durante tres díasconsecutivos. En septiembre de 1970, una sonda automáticade la misma familia, que en el ínterin había cambiado elnombre de Lunik a Luna, la décimo sexta de la serie, reco-gió muestras del suelo lunar y las trajo a Tierra. Con estolos soviéticos quisieron demostrar que la exploración auto-mática de la Luna era indudablemente menos espectacular,pero también fructífera desde el punto de vista de los resul-tados científicos. Apenas un mes después del Luna 17,desembarcó en suelo lunar un pequeño vehículo llamadoLunokhod, que dio vueltas transmitiendo imágenes televisi-vas del paisaje. La serie se cerró con la misión Luna 24,también caracterizada por una enésima recogida de mues-tras del suelo lunar.

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Lunokhod. Es el nombre dado a dos vehículos soviéticoscompletamente robotizados, que fueron desembarcados pordos naves automáticas de la serie Luna. El Lunokhod 1 fuetransportado al suelo de nuestro satélite natural por el Luna17, el 17 de noviembre de 1970. Era un vehículo de ochoruedas con una longitud de 2,22 m, 1,60 m de ancho y conun peso de 756 kg. Teledirigido desde la Tierra, exploró atodo le largo y ancho del Mar de las Lluvias, realizando encasi un año de actividad más de 10 km. Una versión neta-mente mejorada del vehículo lunar automático, el Lunokhod2, fue desembarcado el 15 de enero de 1973 por la sondaLunar 21; pesaba 838 kg y exploró una vasta zona del cráterLe Monnier, recorriendo 37 km. Con los Lunokhod lossoviéticos efectuaron también medidas de la distancia lunarpor medio de reflectores Láser, de manera completamenteanáloga a lo hecho por los americanos en el programa Apo-lo.

Luz. Por luz se entiende habitualmente esa porción de laradiación electromagnética visible al ojo humano y que, entérminos generales, está comprendida entre las longitudesde onda de 4.000 A (luz violeta) y 7.000 A (luz roja). Sinembargo el término también se aplica, por extensión, a lasradiaciones no visibles, por lo cual es frecuente encontrarfrases como: observaciones en luz ultravioleta, o inclusoanálisis en luz infrarroja. La naturaleza física de la luz harepresentado uno de los problemas más complejos de laciencia moderna y sólo en épocas recientes, a comienzos delsiglo XX, se ha resuelto satisfactoriamente. En el siglo XVIII,en tiempos de NEWTON, estaba vivo el debate sobre si la luzera un fenómeno ondulatorio, análogo a las ondas sonoras, obien estaba constituida por pequeñísimas partículas llama-das fotones. Con la teoría de los quantos, desarrollada acaballo del siglo XIX y del siglo XX por el físico alemán MaxPLANCK (1858 - 1947), se demostró que la luz tiene unadoble naturaleza, desde el momento que a veces se compor-ta como un fenómeno ondulatorio y a veces como una emi-sión corpuscular. Los colores que componen la luz visible(rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul, añil y violeta) seexplican admitiendo que la luz consiste en oscilaciones decampos eléctricos y magnéticos de diversa frecuencia (olongitud de onda); mientras otros fenómenos, como el em-puje que es capaz de imprimir un rayo de luz a pequeñaspartículas, se explican con la naturaleza corpuscular de losfotones.

Luz (presión de la). Cuando una onda luminosa incide sobreun cuerpo, le transmite una cierta energía o, como se diceen física, una cierta cantidad de movimiento, ejerciendo asíuna presión. En astronomía este fenómeno tiene su contun-dente demostración en las colas de los cometas las que,como es sabido, están compuestas de diminutas partículasde polvo y de gas. La presión de la radiación del Sol tienesu máximo efecto sobre las partículas de dimensiones co-rrespondientes a la longitud de onda de la propia luz, esdecir, sobre los granos de polvo con un diámetro de algunasmicras (micras = millonésimas de milímetro). El efecto dela presión de la luz sobre las colas cometarias explica elfenómeno por el cual, en la proximidad del Sol, las propiascolas se disponen en dirección antisolar en lugar de dirigir-las hacia el propio Sol, como se esperaría si la única fuerzaque actuase fuera la de atracción de nuestra estrella. Encambio, en este caso, la presión ejercida por la luz vence lafuerza de atracción solar. Una aplicación astronáutica de lapresión de la luz está dada por la astronave a vela solar. Setrata de un verdadero velero cósmico que se mueve en elespacio no en virtud del empuje de un motor a cohetes, sino

al de la luz. El primer proyecto de nave espacial a vela solartomado seriamente en consideración por la NASA, fuepresentado hacia finales de los años 70 y consistía en unaespecie de enorme cometa de 640.000 metros cuadrados(correspondiente a un cuadrado de 800 m de lado), quehabría debido llevar a una sonda automática hacia un ren-dez-vous con el cometa Halley en 1986. Sin embargo, elproyecto no pudo llevarse a cabo debido a los cortes presu-puestarios en el programa espacial decididos por la admi-nistración Reagan. Los primeros satélites artificiales sobrelos cuales se pudieron hacer precisas mediciones de lapresión de la luz solar han sido los dos Echo.

Luz (velocidad de la). En la antigüedad diversos científicosse plantearon el problema de si la luz se propagaba a unavelocidad finita o infinita. En 1675 el astrónomo holandésOlaf ROEMER logró dar una respuesta a esta pregunta. Ob-servando los eclipses de Júpiter, ROEMER se dio cuenta deque los instantes de desaparición de los satélites detrás deJúpiter, previstos en las tablas astronómicas, se anticipabano retrasaban con respecto a lo que él podía medir, segúnJúpiter estuviera más cerca o más lejos de nuestro planeta.ROEMER dedujo que la anomalía podía atribuirse a que laluz tiene velocidad finita y por lo tanto emplea menos tiem-po en llegar a nosotros cuando Júpiter está más próximo, yviceversa. Las distancias planetarias en aquellas épocaseran conocidas con poca precisión; por lo tanto, el valor dela velocidad de la luz, que el astrónomo pudo calcular deesta manera, fue relativamente impreciso. Sucesivas deter-minaciones, tanto a través de métodos astronómicos comoterrestres (en laboratorio), han llevado al descubrimientodel exacto valor de la velocidad de la luz en el vacío, que esde 299.792,458 km/s (alrededor de mil millones de kilóme-tros por hora). Según las teorías físicas modernas, la veloci-dad de la luz es una constante (se indica con la letra c)cualquiera que sea el sistema de referencia, y tambiénrepresenta el límite infranqueable de velocidad en todo elUniverso. La velocidad de la luz varía (en el sentido de quees ligeramente inferior) según el medio en el que se propaga(aire, agua, etc.).

Luz zodiacal. Es una luz tenue y lechosa que a veces seobserva un poco por encima del horizonte antes del amane-cer o después del ocaso, en los puntos en que el Sol sealzará o se ha puesto. La luz zodiacal parece deberse a laluz solar que se vuelve difusa por una nube de polvo inter-planetario, de forma lenticular, que yace sobre el planoecuatorial del sistema solar. Se define zodiacal porque elfenómeno se manifiesta a lo largo de la franja del zodiaco, oeclíptica.

Lyot, Bernard Ferdinad. 1897 - 1952 Astrónomo francésfamoso por haber inventado el Coronógrafo, un instrumentoque permite observar la Corona o atmósfera externa del Solincluso sin un eclipse. Lyot se dedicó a estudios de espec-troscopia solar y a análisis de la luz reflejada por los plane-tas por medio de filtros polarizadores. Los instrumentos ylas técnicas de observación introducidos por este brillanteastrónomo han marcado un punto importante en la historiade las observaciones celestes.

Lluvias meteóricas. Son trazas luminosas provocadas por elingreso en la atmósfera de pequeñas partículas sólidas, quese observan todos los años a intervalos de tiempo bastantedeterminados; se deben a que la Tierra, girando a lo largode su órbita, encuentra periódicamente residuos de diverso

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origen: planetario, cometario, etc. Las lluvias meteóricasbien determinadas son una veintena.

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MMagallanes (Nubes de). Son dos pequeñas galaxias-

satélites de nuestra Galaxia, que se encuentran a unos160.000 AL y representan por lo tanto las galaxias externasmás próximas (inmediatamente después de Andrómeda).Fácilmente visibles a simple vista en todo el hemisferioaustral (y en el boreal en latitudes inferiores a 20°), estasdos galaxias deben su nombre al famoso navegante portu-gués, Fernando de Magallanes (1480-1521) y fueron descri-tas en el relato que de su viaje alrededor del mundo hizo sulugarteniente Pigafetta (Magallanes fue asesinado por losindígenas después de haber desembarcado en las Filipinas).Las dos galaxias cercanas son llamadas Gran Nube deMagallanes y Pequeña Nube de Magallanes. La primera seencuentra a caballo entre las constelaciones del Dorado y dela Mesa y tiene un diámetro angular aparente de 6°; lasegunda está en la constelación del Tucán y tiene un diáme-tro angular de 2°. La cantidad de materia que contienen esrelativamente modesta: se estima que la primera tiene unamasa de 1/30 y la segunda de 1/200 respecto a nuestraGalaxia. Se piensa que las dos galaxias estén unidas física-mente a la nuestra a través de un flujo de hidrógeno.

Magnetismo estelar. La generalidad de las estrellas, comonuestro Sol, presenta un débil campo magnético. Pero losastrónomos han observado que algunas estrellas en rápidarotación alrededor de su propio eje están unidas a fuertescampos magnéticos, decenas de veces mayores que el carac-terístico de nuestro planeta. El fenómeno fue experimen-talmente demostrado por primera vez en 1947 por el astró-nomo americano H. W. Babcock, analizando espectrosestelares obtenidos en Mount Wilson (uno de estos espec-tros correspondía a la estrella a2 de la constelación de losLebreles). Tales estudios han llevado a descubrir, indirec-tamente, la existencia de Manchas incluso en estrellaslejanas: en efecto, se han observado variaciones periódicasde campo magnético asociadas a variaciones de luminosidady explicables por el hecho de que, cuando la estrella enrotación dirige hacia la Tierra la cara cubierta de manchas,se registra un descenso de la luminosidad y un aumentosimultáneo del campo magnético.

Magnetismo planetario. Algunos planetas, como Júpiter yla Tierra, tienen un fuerte campo magnético; otros comoSaturno, Venus y Mercurio, un campo apenas apreciable.Los motivos por los que un cuerpo celeste genera un campomagnético han sido objeto de diversas hipótesis; se puededecir que hasta hoy no existe una teoría completa capaz deexplicar no tanto la naturaleza, sino las variaciones tempo-rales medidas en los campos magnéticos planetarios, y enparticular, en el terrestre. La hipótesis más acreditada esque el campo magnético es generado por un núcleo de mate-rial buen conductor de movimiento, también por la rotacióndel planeta e incluso por los movimientos convectivos inter-nos.

Magnetosfera. Es la región más externa de la Atmósferaterrestre, también conocida con el nombre de exosfera. Seextiende por encima de la ionosfera, a partir de los 500 km.

En esta región las partículas ionizadas están gobernadas porel campo magnético terrestre y forman una característicaenvoltura modelada por las líneas de fuerza del campomagnético y por la interacción con el Viento solar. Por ellado del Sol el encuentro entre las partículas del vientosolar y la envoltura más exterior de la magnetosfera formauna onda de choque; por el lado opuesto las mismas partícu-las del viento solar arrastran la magnetosfera, haciéndolaadquirir la forma de una cola cometaria. La magnetosferaforma un verdadero escudo protector contra las partículascargadas del viento solar, impidiéndolas llegar al suelo.

Magnificación (o aumento). La magnificación o aumentode un telescopio está dada por la relación entre la distanciaFocal del objetivo y la del ocular. Indicando con M la mag-nificación, F la distancia focal del objetivo, Foc la del ocu-lar, este elemento fundamental para conocer la potencia deu telescopio, tanto reflector como refractor, está dada por lafórmula correspondiente. Como el objetivo de un telescopioes fijo, para aumentar o reducir la magnificación se cambiael ocular. Todo telescopio, habitualmente, se pone en ventacon una serie de oculares que permiten una amplia selec-ción de aumentos. Sin embargo existe un límite superior yun límite inferior, es decir, una magnificación máxima yuna magnificación mínima para cada instrumento, supera-dos los cuales la calidad de la imagen desciende. Estoslímites dependen del diámetro del objetivo y se puedenobtener empíricamente aplicando las correspondientesfórmulas. La elección de los aumentos con los cuales operaren el curso de las observaciones astronómicas es esencialpara el buen éxito del programa que se prefija. En efecto, sise dirige la atención sobre objetos nebulares y difusos,como las nebulosas, los cúmulos de estrellas, las lejanasgalaxias, es preferible elegir aumentos medio-bajos queaseguran una mayor luminosidad; para las observacioneslunares y planetarias es posible trabajar con los máximosaumentos. La elección del aumento está condicionada tam-bién por las condiciones ambientales del lugar de observa-ción. Una atmósfera transparente y límpida y un cielo oscu-ro, permiten la gama más amplia de observaciones y elmejor aprovechamiento de la potencia del telescopio. Conun cielo turbulento, perturbado por iluminaciones ciudada-nas, también la elección de la magnificación está limitada alos valores medio-bajos.

Magnitud. Es la luminosidad de una estrella tal como se nosaparece a nosotros que la observamos desde la Tierra. Elprimer astrónomo que subdividió las estrellas de acuerdocon su magnitud, creando una escala de medidas apropiada,fue el griego HIPARCO de Nicea (190 a.J.C. - 125 a. J.C.).En la clasificación de HIPARCO, se atribuía a las estrellasmás luminosas una magnitud o tamaño 1; a las más débilesvisibles a simple vista, magnitud 6. Con la invención delFotómetro, un instrumento de medida que sirve para deter-minar la cantidad de luz emitida por una estrella, se hapodido ver que una estrella de magnitud 1 es 100 veces másluminosa que una de magnitud 6. Esto significa que, que-riéndole dar una escala precisa a la clasificación de

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HIPARCO (que era empírica, visto que se basaba sobre esti-maciones realizadas a simple vista) cada magnitud difierede la anterior o de la sucesiva en un factor de 2,5. La escalade magnitudes creada por HIPARCO se ha mantenido hastanuestros días con algunas modificaciones imprescindibles.Se ha extendido, obviamente, a todas las estrellas no visi-bles a simple vista: aquellas estrellas que tienen magnitudessuperiores a 6 y que, en los tiempos de HIPARCO, no eranconocidas porque no existían los telescopios. Por lo tanto,desde 6 en adelante (la estrella más débil hoy visible conlos telescopios más potentes de tierra es de magnitud 24)las magnitudes indican objetos siempre más débiles. Porotra parte, en lo relativo a las estrellas más brillantes se havisto que HIPARCO no actuó con mucha sutileza, reagrupan-do bajo la magnitud 1 estrellas que en cambio son muchomás luminosas. Por lo tanto se ha pensado crear una magni-tud 0 y después las magnitudes negativas –2, –3, etc. Eneste caso los números negativos crecientes indican cuerposcelestes siempre más luminosos (el coeficiente de luminosi-dad entre una magnitud y otra es, obviamente, siempre elmismo, es decir, 2,5). Este sistema de evaluación de laluminosidad de una estrella se llama también magnitudaparente, porque está condicionado a nuestra posición.Bastaría que nos situáramos en otra estrella para ver cam-biar todas las relaciones recíprocas de luminosidad, ya quevariarían las distancias entre nuestro punto de observaciór ylas fuentes observadas. Para conocer la cantidad de energíaemitida por una estrella, los astrónomos utilizan la magnl-tud absoluta, que puede calcularse conociendo las caracte-rísticas físicas de la estrella. Conocida la magnitud aparentey la absoluta, los astrónomos pueden también determinarcon buena aproximación la distancia de una estrella desdela Tierra.

Maksutov (telescopio). Es un tipo especial de telescopioastronómico que combina el uso de lentes y espejos para daruna imagen carente de aberraciones, tanto del tipo esféricocomo cromático. Toma el nombre del soviético Maksutov(1896-1964), que en 1946 fue el primero en realizarlo. Elesquema constructivo es similar al Cassegrain, con la dife-rencia de que los rayos luminosos, antes de ser enviadoshacia el espejo primario, pasan a través de una láminacorrectora cóncava.

Manchas solares. Son regiones de la Fotosfera solar queaparecen más oscuras con respecto a las zonas circundantesa causa de la temperatura más baja que las caracteriza. Lafotosfera tiene, en promedio, una temperatura de unos 6.000grados; las manchas tienen una temperatura de aproxima-damente 1.000 grados menos. Desde el punto de vista físicose considera que las manchas son regiones en las que losnormales movimientos convectivos de los gases que formanla fotosfera, son frenados por potentes campos magnéticos.Las manchas solares son fácilmente visibles incluso con unmodesto telescopio para el aficionado, ya sea con el métodode la proyección, recogiendo la imagen en una pantallablanca situada más allá del ocular, o bien con el métododirecto después de haber colocado un filtro. Observadas conmedio aumento, muestran una estructura consistente en unazona central más oscura, que es llamada sombra, rodeadapor una zona periférica más clara llamada penumbra. Lasdimensiones de una mancha son muy variables: van de unmínimo de 1.500 km (en este caso las manchas se denomi-nan también poros), a un máximo de 150.000 km. Lasmanchas, que aparecen habitualmente en grupos, son más omenos frecuentes según un ciclo de once años de actividadsolar.

Mareas. Son variaciones periódicas del nivel de las aguasmarinas, debidas al efecto gravitacional combinado de laLuna y del Sol, que se producen dos veces al día. Debido aque la Luna está mucho más cerca de la Tierra que el Sol,su efecto-marea es de casi el doble que el del Sol. El efecto-marea consiste en dos subidas de las aguas de los océanos,que se verifican una en la parte en que se encuentra la Lunay la otra en la parte exactamente opuesta. Dos veces al mes,en el momento de la Luna Nueva y de la Luna Llena, cuan-do el Sol y la Luna se encuentran en la misma línea, elefecto de la marea alta se hace más fuerte; en cambio, encorrespondencia a las fases del Primero y Ultimo Cuarto,cuando los efectos de las fuerzas gravitacionales de la Lunay del Sol tienden a neutralizarse, se registra el mínimo de lamarea alta. También la atmósfera y la corteza sólida de laTierra experimentan en cierta medida los efectos de laatracción lunisolar: por esto se habla también de mareasatmosféricas y de mareas terrestres.

Mariner. Sondas automáticas americanas para la exploraciónde los planetas interiores, que entre 1962 y 1971 obtuvieronimportantes datos sobre la naturaleza de Mercurio, Venus yMarte. Las sondas Mariner eran una derivación de lassondas Ranger, empleadas para la exploración de la Luna.Estaban constituidas por una estructura de base hexagonalque contenía la instrumentación científica, dos panelessolares que se abrían en el espacio como alas desplegadas,telecámaras, sensores y una antena parabólica para latransmisión de datos a tierra. Eran puestos en órbita por unmisil de dos secciones AtlasAgena o Atlas-Centauro impul-sados en una trayectoria de vuelo inercial hacia el planetaprefijado. El Mariner 2 fue la primera sonda automáticaconstruida por el hombre que se acercó a otro planeta,Venus, el 14 de diciembre de 1962; el Mariner 4, la primeraen acercarse a Marte, revelando que también este planetaestá cubierto de cráteres. El Mariner 9 conquistó el primadode puesta en órbita alrededor de un planeta, Marte, el cualefectuó durante un año un preciso reconocimiento fotográfi-co. Aún más compleja y espectacular es la historia de laempresa del Mariner l0. La NASA había proyectado unvuelo que preveía después del encuentro con Venus hacerlocon Mercurio. Cuando este proyecto fue publicado en variasrevistas científicas, el profesor Giuseppe Colombo, de laUniversidad de Padua, experto en problemas de mecánicaceleste, calculó que, variando las condiciones del lanza-miento, era posible realizar no uno, sino tres pasos sucesi-vos por las cercanías de Mercurio. El estudioso comunicó suidea a la NASA y esta fue aceptada y realizada con granéxito.

Mars (sonda). Infortunada serie de sondas espacialessoviéticas para la exploración automática del planeta Marte.Siete de estas naves fueron enviadas entre 1962 y 1973 alplaneta rojo, pero por diversos inconvenientes de tipo técni-co casi todas fracasaron en su objetivo principal y las infor-maciones recogidas fueron inferiores a las que los técnicosrusos esperaban. La Mars 1 (lanzada en noviembre de 1962)perdió contacto con la Tierra; la Mars 2 (mayo de 1971)llegó a Marte, pero se estrelló contra su superficie; la Mars3 (mayo de 1971) logró efectuar un descenso suave, pero notransmitió nada; la Mars 4 (julio de 1973) no llegó al en-cuentro por un fallo en los cohetes de frenado; la Mars 5entró en órbita alrededor de Marte y transmitió buenasfotografías; la Mars 6 (agosto de 1973) fracasó en el des-censo suave y se precipitó al suelo; la Mars 7 (agosto de1973) se perdió en el espacio.

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Marshall (centro espacial). Es un centro espacial asociadode la NASA, que se levanta en Huntsville, Alabama, y en elcual se construyen transportadores, astronaves y satélitescientíficos. Toma el nombre del general George C. Mars-hall, ministro de defensa de los Estados Unidos y famosoautor del plan de reconstrucción europeo postbélico. Bajo ladirección de Werner VON BRAUN el centro realizó el masto-dóntico transportador Saturno, que llevó a los primerosamericanos a la Luna. De sus laboratorios también salió elfamoso jeep lunar que sirvió a los astronautas para explorarnuestro satélite. El centro trabaja actualmente en los moto-res de las naves espaciales Space Shuttle y en la construc-ción de partes del Space Telescope.

Marte. Marte, conocido también como el planeta rojo por lacaracterística coloración de su superficie es, de los vecinosde la Tierra, el que más ha hecho fantasear al hombre.Desde que, en el siglo XIX, fue posible disponer de instru-mentos ópticos de cierta potencia, el planeta mostró unaserie de detalles que lo hicieron aparecer como un gemelode la Tierra: desde los cascos polares al ciclo estacional, delos fenómenos metéreológicos a la duración del día; todoparecía unirse en favor de la hipótesis de un Marte habita-ble y tal vez poblado por seres inteligentes. Probablementeinfluenciados por estos factores, algunos ilustres astróno-mos del reciente pasado aseguraron haber divisado sobre lasuperficie del planeta una intrincada red de canales: acasovías de agua artificiales construidas para transportar elprecioso líquido desde los hielos polares a las áridas regio-nes ecuatoriales. El problema de la vida en Marte, desdeaquel momento, ha condicionado toda la investigación sobreel planeta vecino, incluso la realizada por medio de sondasespaciales automáticas iniciada hacia mediados de los años60, y podemos afirmar que, aún hoy, no está definitivamen-te resuelto. Si bien es cierto que, efectivamente, ninguno delos dos Viking americanos han indicado trazas de vida nisiquiera elemental, también es cierto que los instrumentosempleados y los lugares elegidos para las investigacionesresultaron inadecuados para proporcionar respuestas segu-ras. Características físicas: Marte forma parte de los llama-dos planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte),es decir, los que tienen una corteza sólida superficial ydensidades bastante elevadas. Tiene una distancia mediadel Sol de 227,9 millones de km, pero su órbita es relativa-mente excéntrica y, por lo tanto, en el perihelio (mínimadistancia del Sol) se acerca al astro central hasta 206,7millones de km; mientras en el afelio (máxima distancia) sealeja de él hasta 249,1 millones de km. Con estos paráme-tros orbitales Marte representa el primero de los planetasexternos, los que se encuentran en el exterior de la órbita denuestro planeta. Su periodo orbital es por lo tanto más largoque el nuestro: en efecto, Marte realiza una vuelta completaalrededor del Sol en 687 días. Las dimensiones de Marteson inferiores a las de la Tierra. Su diámetro ecuatorial esde 6.787 km (alrededor de la mitad del terrestre); su masaequivale a casi un centésimo de la terrestre); su densidadmedia de 3,94 g/cm3 (recordemos que la de la Tierra es de5,5 g/cm3). Es sorprendente la analogía entre el día marcia-no y el terrestre: el periodo de rotación alrededor del propioeje de Marte es de 24h 37m 22s. También hay que destacarque el eje de rotación de Marte presenta casi la mismainclinación que el terrestre: 23° y 59' aquél, 23° y 27' elnuestro. La gravedad ejercida sobre la superficie del planetarojo es también inferior a la de la Tierra: tomando igual a 1la gravedad terrestre, la de Marte es 0,38. Esto quiere decirque un hombre de 70 kg pesaría en Marte sólo 26,6 kg.Siendo la órbita de la Tierra inferior con respecto a la de

Marte, nuestro planeta se mueve más velozmente que elplaneta rojo y las posiciones relativas de los dos cuerposvarían continuamente. Cuando el Sol, la Tierra y Marte seencuentran alineados en este orden, se dice que Marte estáen oposición (es decir opuesto con respecto al Sol paranosotros que lo observamos desde la Tierra). En cambiocuando la alineación es Tierra-Sol-Marte, se dice que Marteestá en conjunción. Desde el punto de vista de las observa-ciones astronómicas, las oposiciones resultan las circuns-tancias más favorables para el estudio del planeta. En estascondiciones, Marte se halla a la mínima distancia de laTierra. Se distinguen las pequeñas oposiciones, que corres-ponden a la posición en la que Marte se encuentra en elafelio; y las grandes oposiciones, que corresponden a laposición de Marte en el perihelio. Obviamente, estas últi-mas son las más codiciadas pc los astrónomos, porque elplaneta alcanza los mínimos absolutos de distancia, esdecir, cerca de 55 millones de km. En estas condiciones eldisco del planeta tiene una dimensión angular de 25. Re-cordemoc que la Luna tiene un diámetro aparente de mediogrado, es decir, 1.800; significa por lo tanto que Marte enlas grandes oposiciones, alcanza las dimensiones de undisquito unas setenta veces más pequeño que la Luna. Ob-servado con un telescopio de unos 30 aumentos, el planetaaparece como una naranja vista a dos metros y medio dedistancia. Las pequeñas oposiciones se verifican, en prome-dio cada dos años y cincuenta días; las grandes oposiciones,en promedio cada quince años. En la segunda mitad delsiglo XX, las fechas de las grandes oposiciones de Martefueron en 1956, 1971 y será en 1986. En el periodo de lasoposiciones Marte tiene una magnitud aparente de –3, sepresenta como un cuerpo dotado de la luz roja y adquiere sumáxima altura en el cielo hacia medianoche. Siempre acausa de los movimientos recíprocos de la Tierra y de Mar-te, el planeta rojo, con el transcurrir de las noches, parecemoverse sobre el fondo de otras estrellas, ya de Occidente aOriente, es decir con movimiento directo; ya de Oriente aOccidente, es decir con movimiento retrógrado; o bienpermanece algunos días aparentemente quieto, y así se diceque está estacionario. Superficie. Los intentos de construiruna cartografía de Marte a través de las observaciones altelescopio se remontan al siglo XVII cuando el físico holan-dés Christiaan HUYGENS realizó un primer mapa del plane-ta. Sin embargo, es en la segunda mitad del siglo XIX, gra-cias a los estudios del italiano Giovani VirginioSCHIAPARELLI, cuando se individualizan las fundamentalesestructuras superficiales del planeta rojo y se estudianalgunas peculiaridades de su climatología, como los casqui-llos polares que se extienden y se retraen según las estacio-nes, los sistemas de nubes y las tempestades de arena queperturban por meses amplias regiones del planeta. Con unaserie apasionada de observaciones realizadas en el periodode un decenio, desde 1877 a 1888, con los refractores de 22y de 44 cm del Observatorio astronómico de Brera en Mi-lán, SCHIAPARELLI individualizó esas estructuras definidascomo tierras y como mares (veremos que se trata de unaterminología impropia, porque en Marte, al igual que en laLuna, no hay trazas de agua en estado líquido). Sin embar-go, el astrónomo cree haber visto una intrincada red delíneas oscuras que unían los mares a través de las tierras yque el comparó a los canales naturales de un archipiélago.Cuando habló de los canales marcianos por primera vez,SCHIAPARELLI no pensaba que estas estructuras pudieran serobra de criaturas inteligentes, pero el informe donde dabanoticia del descubrimiento (Observaciones astronómicas yfísicas sobre el eje de rotación y sobre la topografía delplaneta Marte, Roma 1878), tuvo una amplia difusión en

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todo el mundo, incluso fuera de los ambientes científicos.La obra es traducida al inglés y en particular la palabracanales, que en lugar de su equivalente channels, se le dioel término de canals, que, en lengua anglosajona, indica uncanal, pero de origen artificial. A partir de aquel momento,para muchas personas pertenecientes, y no pertenecientes,al mundo de la investigación, el descubrimiento de loscanales de Marte equivalía automáticamente a la prueba dela existencia de una civilización evolucionada que, encon-trándose con problemas de sequía, había realizado obrasgigantescas para el transporte del agua de las zonas polaresa las ecuatoriales. El más acérrimo sostenedor de estasteorías fue el astrónomo americano Percival LOWELL (1855-1916), quien construyó un observatorio astronómico enFlagstaff, Arizona, con la fundamental intención de estudiarel planeta rojo. Sin embargo, en los años sucesivos, al mul-tiplicarse las observaciones y la mayor potencia y precisiónde los telescopios, aparece claramente que los canales deMarte y una multitud de otras estructuras geométricas ob-servadas por SCHIAPARELLI, LOWELL y otros, eran ilusionesópticas; en efecto, variando las condiciones de observación,la turbulencia de la atmósfera y la apertura del instrumento,cambiaban. En los primeros dos decenios del siglo XX, sibien a ratos la polémica entre canalistas y anticanalistascontinuaba, las primeras fotografías astronómicas de Marterealizadas en diversas longitudes de onda demostraron que,sobre las emulsiones, los canales no aparecían. No obstante,la polémica sobre los canales pudo decirse totalmente aca-bada en 1965, cuando la sonda espacial automática ameri-cana «Mariner 4" envió por primera vez una serie de fotos,desde muy cerca del planeta, en las cuales el paisaje mar-ciano no sólo no mostraba trazas de canales, sino que inclu-so se presentaba completamente similar al lunar: árido ycarente de vida, con zonas profusamente cubiertas de cráte-res. Otras dos sondas, el Mariner 6 y el Mariner 7, confir-maron en periodos sucesivos, este paisaje. En aproximada-mente cincuenta años se había así pasado de la hipótesis deun Marte surcado por las aguas y tal vez habitado, a la deun mundo lunar y desolado, cuando una nueva misión espa-cial arrojó nueva luz sobre la superficie y el ambiente delplaneta rojo. En efecto, en 1971, el Mariner 9 de la NASAse convirtió en el primer satélite artificial puesto en órbitaalrededor de Marte, y desde aquella privilegiada posicióncomenzó a transmitir fotografías. Las primeras no mostraroncasi nada, porque todo el planeta estaba asolado por unaviolenta tempestad de polvo. Pero cuando las nubes sefueron diluyendo, apareció algo muy distinto a un planetamuerto. Ante todo se pudo distinguir una neta diferencia-ción entre el hemisferio norte y el sur. Comencemos coneste último que es el más viejo: muestra una estructurasimilar a las tierras lunares, con una elevada densidad decráteres y algunas grandes cuencas de impacto, como Hellas(1.500 km de diámetro) y Argyre (900 km), que son losmayores de todo el planeta. Se piensa que las tierras delhemisferio sur son contemporáneas a las de la Luna y que,por lo tanto, se remontan al periodo (hace cuatro mil millo-nes de años) en que los planetas experimentaron el granbombardeo meteorítico. En el hemisferio norte, la superficiedebe haber estado cubierta por efusiones lávicas relativa-mente recientes (algunos centenares de millones de años),por lo que aparece más lisa y con una densidad de cráterescinco veces inferior a las tierras del hemisferio sur. Aquítambién han aparecido una serie de estructuras insospecha-das y ciertamente en neto contraste con la tesis del planetamuerto; por el contrario, hay estructuras que indican unaintensa actividad geológica. Se trata de inmensos volcanes,cañones similares a los que existen en la Tierra, por ejem-

plo, en el desierto de Arizona, y canales largos y estrechosque no tienen nada que ver con los canales de Schiaparelli(sus dimensiones son tales que resulta imposible verlosdesde la Tierra, ni siquiera con los telescopios más poten-tes) y que recuerdan los lechos secos de antiguos ríos, hastael punto que algunos terminan, incluso, con una típicaestructura en forma de delta. Las estructuras volcánicas másgrandes tienen una forma similar a los llamados volcanes-escudo de la Tierra (como el Mauna Loa en Hawai que es elvolcán más grande de nuestro planeta) pero están muchomás desarrollados. El mayor de todos ha sido bautizadoMons Olympus, se extiende sobre un diámetro de 500 km yavanza por 2 km sobre las llanuras de alrededor. Su cima noestá caracterizada por una única boca, sino por una multi-plicidad de grandes calderas. Hasta ahora no se han vistovolcanes tan grandes en el sistema solar, por lo tanto MonsOlympus podría tener el récord. En cuanto a su estado deactividad, aunque no está en curso ningún proceso eruptivo,los geólogos piensan que puede estar activo. Al este delOlympus está la región de Tharsis con tres volcanes-escudomás pequeños denominados Arsia, Pavonis y Ascraeus.Además de los volcanes, las estructuras más imponentes-descubiertas por el Mariner 9 en Marte son los llamadoscañones, que dominan las regiones ecuatoriales al este de laregión de Tharsis. El complejo más espectacular toma elnombre de Valles Marineris, ocupa un área de 4.800 x 70km aproximadamente, formando un sistema de valles largosy estrechos originados probablemente por movimientostecnológicos, es decir, por hendedura del terreno a lo largode un sistema de fracturas de la corteza marciana. Así comola Luna está recubierta por una gruesa capa de polvo, tam-bién la superficie de Marte está recubierta oor un estrato dearena de espesor variable, producida por procesos erosivos ytransportada de una región a otra del planeta por violentoshuracanes que a menudo se desatan sobre Marte. En algu-nas zonas esta arena forma dunas muy similares a las queexisten en nuestros desiertos. Entre 1971 y 1972, en elperiodo en el que estuvo operando el Mariner 9, Martecambió una vez más de aspecto para nosotros los terrestres.De un mundo inerte se nos presenta un planeta aún activodesde el punto de vista geológico, en el cual, si no habíaagua en estado líquido, había sin embargo, bastantes signos:en efecto, habían lechos de ríos secos y, según la hipótesisde algunos estudiosos, tal vez existía, en algunas partes dela superficie del planeta, una capa de agua congelada simi-lar al permafrost que se encuentra en la tierra en las regio-nes polares. El agua, se sabe, es el elemento esencial parala vida y, aunque no marcianos evolucionados, existía laposibilidad de encontrar microorganismos animales o vege-tales y demostrar que el surgimiento de la vida sobre unplaneta no es un hecho exclusivo de la Tierra. Por estemotivo los americanos se apresuraron a preparar otra misiónconfiada a dos sondas gemelas de nombre Viking. Cada unade ellas estaba formada por un orbiter, que debía permane-cer girando alrededor del planeta para profundizar el rele-vamiento desde arriba, y de un lander, que debía descendersobre el suelo, excavarlo y analizarlo tanto bajo el perfilgeoquímico, como biológico. Sin embargo antes de hablarde esta extraordinaria misión que se ha desarrollado en elverano de 1976, y que forma un capítulo por sí misma (el dela búsqueda de la vida en Marte), examinaremos antes, demanera sucinta, la atmósfera y los procesos meteorológicosque caracterizan al planeta. Atmósfera y clima. El cuadroproporcionado por las dos sondas Viking es bastante des-concertante si se valora desde el punto de vista de nosotroslos terrestres. La atmósfera marciana es irrespirable, estan-do compuesta por el 95 % de dióxido de carbono, el 2 % de

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nitrógeno y pequeñas cantidades de otros gases como argón,óxido de carbono, oxígeno, etc. Esta atmósfera, además, esbastante fina y en la superficie del planeta ejerce una pre-sión de apenas una centésima con respecto a la que experi-mentamos en la Tierra. Es precisamente esta circunstanciala que determina la imposibilidad de la existencia de aguaen estado líquido en Marte: el líquido, en efecto, con unapresión tan baja, entraría de inmediato en ebullición y seevaporaría. El único estado físico del agua compatible conlas presiones de aproximadamente 7,5 milibares de la su-perficie de Marte es el hielo: he aquí por qué los casquillospolares existen, pues probablemente están formados por unamezcla de hielos, de agua y de dióxido de carbono, mientrasno hay trazas de agua en estado líquido en todo el planeta.Algunos estudiosos han formulado la hipótesis que, ante-riormente, el planeta debía tener una atmósfera más gruesay densa de la actual, que permitía la existencia de agua enestado líquido: se explicarían así los lechos de los ríos,ahora ya secos, descubiertos por las sondas americanasMariner y Viking. La mayor distancia que separa al Sol deMarte determina temperaturas muy bajas con respecto a lasterrestres. Durante la estación estival al máximo, no supe-ran los -300 grados; durante el invierno descienden a –1250grados. Existe además una notable diferencia entre lastemperaturas ecuatoriales y las polares y ello crea sobretodo durante el invierno, potentes áreas de bajas presionesque desencadenan huracanes, que transportan las capas dearena de la superficie hasta 30 km de altura, oscureciendodurante meses regiones enteras. Estos vientos causan impo-nentes fenómenos de erosión y redeposición. En algunasregiones, sobre todo las polares, se han observado inmensoscampos de dunas. Las sondas espaciales también han obser-vado formaciones nubosas a base de agua helada o de hieloseco (dióxido de carbono congelado). Se piensa que sedeben a la evaporación de los hielos polares y del perma-frost. Los componentes químicos de estas nubes seríanseparados por la radiación ultravioleta: el hidrógeno escapa-ría a la atmósfera mientras el oxígeno, recombinándose conotros elementos, daría lugar a esos procesos de oxidacióndel terreno que vuelven roja la superficie de Marte. La vida.Aunque caracterizado por un ambiente hostil con respecto alnuestro, para el desarrollo de la vida, Marte aparecía, des-pués de la exploración del Mariner 9, un planeta aún vivo yen plena evolución geológica. Por estas razones, haciaprincipios de los años 70 se insinuó la hipótesis de la exis-tencia de organismos vivos elementales en su superficie.Comienza así la aventura del programa Viking, de las dossondas gemelas destinadas a descender sobre el planetapara buscar allí vida. Lanzadas con un mes de distancia unade otra, en agosto y en septiembre de 1975, las dos sondasllegaron a las proximidades de Marte en junio y en julio delsiguiente año, se situaron en una órbita alrededor del plane-ta y eligieron con precisión un lugar adecuado para el pri-mer descenso. Entonces cada una de las dos sondas sedividieron en dos partes, un lander y un orbiter. El landerdel Viking 1 descendió el 20 de julio de 1976 en una regiónperteneciente a un mar del hemisferio norte, llamado Chry-se; el lander, del Viking 2 tocó suelo el 7 de agosto siguien-te en un altiplano del hemisferio septentrional llamadoUtopía, a unos 5.000 km de Chryse. Cada lander estabadotado de un brazo mecánico capaz de recoger muestras delsuelo y depositarlas en cinco contenedores dedicados a otrostantos experimentos: dos para el análisis de química orgáni-ca e inorgánica; los otros tres para la búsqueda de microor-ganismos. Estos últimos recurrían a dos mecanismos fun-damentales para descubrir la eventual existencia de vida enestado elemental: se trataba de ver si los microbios marcia-

nos asimilaban un alimento especial emitiendo luego gas, obien si asimilaban gases marcados con sustancias radioacti-vas, elaborándolos y convirtiéndolos en materia orgánica.Los experimentos proporcionaron datos muy controvertidos.Según algunos estudiosos, una serie de reacciones químicasobservadas en la mezcla del alimento con la tierra marcianahabría indicado la existencia de micro-organismos. Segúnotros, esas reacciones podían fácilmente estar provocadaspor reacciones espontáneas de química inorgánica, sin laintervención de seres vivos. Hoy la opinión común es quelos Viking no estaban equipados adecuadamente para pro-porcionar una respuesta precisa y unívoca sobre la vida enMarte. También ha sido criticada la elección de los lugaresde descenso: seguros desde el punto de vista de la sonda,pero poco adecuados para revelar la existencia de animaleso vegetales, aún en estado elemental. Es como si, según seha dicho, para probar que la Tierra está poblada, enviáse-mos una sonda al desierto del Sahara. El problema de lavida en Marte queda aún abierto y será preciso esperar unanueva misión espacial para poder resolverlo. Sin embargoes preciso decir que la empresa de los dos Viking ha permi-tido adquirir otros muchos preciosos conocimientos sobre elplaneta: basta decir que los dos lander llevaban, entre otrosinstrumentos, dos pequeñas estaciones meteorológicas yotros sensores para observaciones de tipo geológico y geofí-sico, mientras los dos orbiter proporcionaron una detalladacartografía del planeta. Interior y evolución. Los relievessísmicos y gravimétricos efectuados por los dos Vikinghacen pensar que Marte, como la Tierra, es un planeta queha experimentado un proceso de diferenciación, con loselementos más densos que se han recogido en el centro paraformar un núcleo, probablemente de naturaleza ferrosa,encerrado en un manto de composición similar al de laTierra y delimitado en el exterior por una corteza de natura-leza basáltica. En lo que respecta a su evolución, se piensaque Marte, completada la fase de crecimiento, ha atravesa-do un periodo de intensa actividad tectónica, como lo de-muestran los grandes volcanes y estructuras tipo VallesMarineris. Sin embargo esta actividad no habría tenidosuficiente energía para desatar un movimiento de placascontinentales similar al terrestre. Algunos estudiosos, enefecto, comparan el estado actual de Marte con la Tierraantes de la rotura de Pangea. (Así llamado el único conti-nente de la Tierra antes de que comenzara la actividad delos movimientos de derivación).

Masa. Según una definición estrictamente física, la masarepresenta el coeficiente de inercia de un cuerpo, es decir,la resistencia que el cuerpo opone a las variaciones de suestado de movimiento o de quietud De manera más inme-diata, la masa puede definirse como la cantidad de materiacontenida en un cuerpo. No hay que confundir ésta con elpeso del propio cuerpo: en efecto, este último varía de unlugar a otro del espacio según el campo de gravedad en elque se encuentra inmerso el cuerpo (por ejemplo el peso deun cuerpo en la Luna es apenas 1/6 con respecto al delmismo cuerpo situado en la superficie terrestre mientras lamasa del propio cuerpo permanece idéntica en cualquierlugar: es por lo tanto una magnitud invariable, que no de-pende de ningún modo de la si tuación física en la que seencuentra el cuerpo.

Mascon. Palabra derivada de la unión de las tres primerasletras de las palabras inglesas mass concentration (concen-tración de masa) y utilizada para indicar una anomalíagravitacional en algunas regiones lunares. Se trata de untérmino de reciente introducción, creado hacia finales de los

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años 60 cuando las primeras sondas orbitando alrededor dela Luna revelaron la existencia de anomalías de gravedad enalgunas zonas. El mascon más grande ha sido localizado enel Mar Imbrium y parece debido a la acumulación de gran-des masas de magma como consecuencia de la rotura de lacorteza, producida hace algunos miles de millones de años,por la caída de un gran esteroide.

Materia interestelar. Hasta hace algunas decenas de años,se consideraba que el espacio entre las estrellas estabacompletamente vacío. Las observaciones ópticas y radioas-tronómicas han demostrado, en cambio, que éste está llenode materia interestelar formada predominantemente porhidrógeno mezclado con minúsculas partículas sólidas,llamadas genéricamente polvo interestelar. El hidrógenopuede encontrarse en diferentes condiciones físicas, segúnesté más o menos cerca de las fuentes de radiaciones ysegún esté en forma neutral o ionizada. La densidad de lamateria interestelar es de todos modos muy baja y, en pro-medio, se encuentra alrededor de un átomo de hidrógenopor centímetros cúbicos. A causa de la materia interestelar,la luz de las estrellas lejanas se debilita antes de llegar a laTierra. En los espacios interestelares también han sidolocalizados elementos más complejos del hidrógeno y, enparticular, moléculas orgánicas.

Materia interplanetaria. Análogamente a cuanto se dirámás adelante sobre la materia interestelar, antes se conside-raba que el espacio entre los planetas de nuestros sistemasolar estaba esencialmente vacío, aparte de los enjambresde partículas meteóricas provenientes de la disgregación delos cometas o de los impactos entre cuerpos sólidos. Lassondas espaciales han demostrado que el espacio interplane-tario está lleno de un componente corpuscular, formado porenjambres de partículas elementales, que fluye de maneracontinua desde la atmósfera solar o Corona y que forma elllamado Viento solar. La materia interplanetaria se compor-ta diversamente según su naturaleza: las partículas elemen-tales interactúan con los campos magnéticos de algunosplanetas; las partículas sólidas de naturaleza meteórica máspequeñas experimentan la Presión de radiación de la luzsolar; las partículas meteóricas más grandes, en cambio,están afectadas por la atracción gravitacional de los planetasmoviéndose sobre órbitas keplerianas. En los comienzos dela era de la astronáutica se temía que la materia interplane-taria pudiera constituir una grave limitación para los viajesespaciales humanos. Sin embargo, se ha podido constatarque, con adecuadas protecciones y evitando algunas zonasdel espacio más densas en partículas, el hombre puedeafrontar con seguridad incluso estos peligros potenciales.

Mauna Kea (observatorio). Es el nombre del complejo deobservación astronómica más elevado de nuestro planeta.Se encuentra sobre la cima de un volcán apagado a 4.200 mde altura, en las Islas Hawai, y es muy codiciado por lalimpidez del cielo y la casi total ausencia de vapor acuoso,lo que facilita la observación al Infrarrojo. El complejo deMauna Kea alberga cuatro grandes instrumentos. El prime-ro, a cargo de la Universidad de Hawai, consiste en unreflector de 224 cm y está en activo desde 1970; el segundorealizado en el ámbito de un acuerdo entre Canadá, Franciay EE.UU., consiste en un reflector de 360 cm operandodesde 1979; el tercero, realizado por la NASA en 1979,consiste en un telescopio infrarrojo de 320 cm; el cuarto,realizado por Inglaterra y funcionando desde 1979, es otrotelescopio infrarrojo de 380 cm.

Mecánica celeste. Es la ciencia que estudia el movimiento ylas mutuas atracciones gravitacionales de los cuerpos celes-tes en el espacio. Su nacimiento se puede hacer coincidircon la publicación por parte de Isaac NEWTON (16241727)de sus Principia, es decir con la formulación de la teoría dela gravitación universal. Continuadores de esta cienciafueron, en el siglo XVIII, el físico y matemático suizo EULER,que realizó precisos cálculos sobre el movimiento de laLuna, de los planetas mayores y de los cometas, y el francésCLAIRAUT que calculó el efecto perturbador de los planetassobre el cometa Halley. En el siglo siguiente, el descubri-miento más importante debido a la mecánica celeste es, sinlugar a duda, la localización del planeta Neptuno a partir delas perturbaciones medidas sobre Urano. El cálculo fuerealizado independientemente por los científicos J.C.ADAMS y U. LEVERRIER. Los modernos desarrollos de lamecánica celeste permiten el cálculo de las trayectorias delas sondas par la exploración del sistema solar. Gracias a laayuda de las computadoras ha sido posible aprovechar pasode las sondas junto a los planetas para obtener fantásticasaceleraciones y desviaciones de ruta, que han llevado a lassondas mismas a citas sucesivas con otros cuerpos celestes.

Mercurio. Es el planeta más próximo al Sol, el más pequeñode los planetas sólidos o terrestres. Hasta comienzos de losaños 70 se sabía bien poco de su estructura, porque lasobservaciones desde tierra no mostraban ningún detalle desu superficie. En 1974 una sonda interplanetaria americana,el Mariner 10, realizó tres pasajes por sus cercanías, trans-mitiéndonos las imágenes de un mundo intensamente crate-rizado y carente de atmósfera, que parece un gemelo másgrande de la Luna. Gracias a las 7.000 imágenes proporcio-nadas por el Mariner 10, hoy conocemos alrededor del 40por cien de la superficie de Mercurio. Esto, junto con lasinformaciones que los sensores de la sonda han reveladosobre las características geofísicas del planeta, permitetener una idea, aunque no completa, bastante atendible deeste cuerpo expuesto, más que los otros, a los rigores delSol. Características físicas. Mercurio dista del Sol 58 millo-nes de km en promedio, pero su órbita es muy excéntrica(e=0,2056), por lo cual el planeta en el perihelio se acercahasta 46 millones de km y en el afelio se aleja hasta 69,8millones de km. Realiza una vuelta completa en casi ochen-ta y ocho días y su órbita está inclinada unos 7° con respec-to a la de la Tierra. En años pasados no se conocía el correc-to valor del día de Mercurio. Las observaciones realizadashacia finales del siglo XIX por SCHIAPARELLI lo igualaban alperíodo de revolución, por lo cual parecía que el planetasiempre dirigía hacia el Sol el mismo hemisferio. En cam-bio, observaciones por medio del radar han conducido, haciamediados de los años 60, a la determinación de 58,65 díaspara el período de rotación alrededor del propio eje, datoconfirmado plenamente por las observacioanes de la sondaMariner 10. Las dimensiones de Mercurio son de aproxi-madamente 2/3 inferiores a las de Marte. El planeta tieneun diámetro de 4.880 km; pero su masa de 3,30·1023 kg escasi la mitad de la del planeta rojo, lo que indica que sudensidad es muy elevada: las medidas indican una densdadcompletamente análoga a la terrestre, 5,42 g/cm3, haciendosuponer un elevado porcentaje de hierro en la composicióninterior del planeta. Como consecuencia de la elevada masadel planeta la gravedad en su superficie es comparable conla de Marte: alrededor del 50 por cien de la terrestre. Suextrema proximidad al Sol y el hecho de que, en la práctica,no posee una atmósfera (ha sido medida una que a nivel delsuelo es un billón de veces inferior a la terrestre) le hacenexperimentar a este mundo infernal las más elevadas varia-

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ciones térmicas existentes en un planeta. En efecto, se pasade una temperatura máxima en las zonas expuestas al Solde 415 °C (suficiente para derretir el plomo) a una mínimade -1750 grados en las zonas en sombra. En estas condicio-nes los científicos excluyen que el planeta pueda albergarcualquier forma de vida. Mercurio es un planeta muy difícilde observar desde tierra, a pesar de que al máximo de suesplendor alcance la magnitud –1 Su distancia angularaparente del Sol no supera los 28°, lo que significa que elplaneta, para el observador terrestre, se encuentra siempreinmerso en la reverberación de la luz solar y sólo es posibleverlo sobre el fondo del cielo claro: o en el crepúsculo queprecede al alba o en el que sigue al ocaso. Como el otroplaneta interior, Venus, también Mercurio presenta el fe-nómeno de las fases. Cuando se encuentra perfectamentealineado entre el Sol y la Tierra, lo que sucede raramente,es posible verlo pasar coma un punto negro sobre el discodel Sol. Los próximos tránsitos de Mercurio se produciránel 12 de noviembre de 1986 y el 14 de noviembre del año1999. Superficie. La superficie de Mercurio muestra unpoder reflector o Albedo del 7 por cien, es decir muy pare-cido al lunar. Su característica fundamental está representa-da por los cráteres: los hay de todas las dimensiones, desdelos que tienen un diámetro de algunos metros a las grandeshendiduras, producidas por el impacto de grandes meteori-tos, que alcanzan diámetros de centenares de km. La másgrande de estas cuencas es el llamado Caloris Planitia, quetiene un diámetro de 1.300 km. Su estructura recuerda dealgún modo las del Mar Imbrium o bien del Mar Orientalsobre la Luna. Planitia está rodeado por una serie de cade-nas montañosas dispuestas concéntricamente, surgidasprobablemente a raíz de la terrible onda de choque queformó el propio cráter; en el centro, la cuenca-cráter estácaracterizada por una superficie lisa debida a la lava quecubrió la zona después de producido el impacto. Al igualque la Luna, Mercurio presenta una diferenciación morfoló-gica entre los dos hemisferios: uno aparece cubierto detierras o altiplanos intensamente craterizados; el otro porsuperficies lisas similares a los mares lunares, con un por-centaje de cráteres netamente inferior. Los cráteres deMercurio, sin embargo, presentan algunas diferencias es-tructurales con respecto a los de la Luna: son menos profun-dos y en los de mayor tamaño el área de los productos se-cundarios del impacto desparramados alrededor, es muchomás reducida. Ambas peculiaridades se deben a la mayorfuerza gravitacional ejercida por Mercurio. Otras formastípicas de la superficie de Mercurio, son los llamados talu-des, que se extienden por centenares de km cortando lasestructuras preexistentes: probablemente se trata de fallascausadas por fenómenos de comprensión, como consecuen-cia del enfriamiento y la contracción de la corteza a escalaplanetaria. También Mercurio como la Luna, presentaríauna capa de polvo que recubre más o menos homogénea-mente todo el planeta con un espesor medio de 20 metros.Evolución e interior. La historia evolutiva de Mercurio nose presenta diferente de la lunar. Después de la formacióndel planeta, el calor desarrollado por el intenso bombardeometeórico fundió la superficie. Entonces se formó la regiónde las tierras o altiplanos. Sucesivos e imponentes impactosesporádicos dieron lugar a la formación de las grandescuencas o cráteres, caracterizados por cubiertas de magmade tipo basáltico. Las observaciones geofísicas del Mariner10, sugieren que el planeta debe poseer un gran núcleo deniquel-hierro, rodeado por una corteza de silicatos. El nú-cleo central del planeta podría estar en estado de fusión. ElMariner 10 también ha medido un débil campo magnéticocuya intensidad es apenas el 1 por cien con respecto al de la

Tierra. Según algunos estudiosos, estaría producido por lamagnetización permanente de las rocas que se encuentransobre el planeta.

Mercury. Nombre del programa americano que llevó a losprimeros hombres al espacio extra-atmosférico al comienzode los años 60, en el intento, después coronado por el éxito,de paliar la ventaja de los soviéticos en el vuelo espacialhumano y allanar el camino hacia la conquista de la Luna.Antes del proyecto Mercury, el camino americano para laexploración del espacio preveía el desarrollo de un avión-cohete conceptualmente similar al Space-Shuttle, peromucho más pequeño, que debía ser puesto en órbita por unmisil y retornar planeando como un aeroplano normal (pro-yecto Dyna-Soar). Los experimentos sobre esta vía ya habíallevado a los aviones del tipo X 15 a alcanzar, a comienzosde los años 60, el récord de altura: 108 km. Con el lanza-miento del primer hombre al espacio por parte de los sovié-ticos (se trataba de Juri GAGARIN, el 12 de abril de 1961),los americanos abandonaron esta línea de investigación y sededicaron al diseño de una pequeña astronave que debía serpuesta en órbita terrestre por un misil balístico interconti-nental. A la astronave y a todo el programa se le dio elnombre de Mercury. La astronave tenía la forma de untronco de cono de 3 m de alto, un diámetro en la base de 2m y un peso de 1.360 kg. Es su interior sólo podía ir unhombre situado en un asiento anatómico especial. La Mer-cury, estaba dotada de pequeños chorros para la correcciónde la trayectoria en órbita, pero no disponía de motores parapasar de una órbita a otra. Un sistema de retrocohetes ase-guraba la reducción de la velocidad orbital para la entradanuevamente en la atmósfera, y un escudo térmico especialcolocado en su base la protegía de las grandes temperaturasocasionadas por la fricción. La caída se producía en plenoocéano y la cápsula permanecía flotando gracias a un col-choncillo inflable. El proyecto Mercury tuvo su bautismo el5 de mayo de 1961, con un vuelo suborbital (la nave norealizó ni una órbita completa alrededor de la Tierra, sinosólo una parábola con el vértice en el espacio extraatmosfé-rico) del astronauta Alan SHEPARD. Dos meses despuéssiguió el segundo vuelo suborbital de Virgil GRISSOM. Enambos casos el transportador empleado fue un misil Reds-tone. Superados estas pruebas fundamentales, el proyectodespegó con los vuelos orbitales. Siguieron cuatro de ellos,desde febrero de 1962 a mayo de 1963, todos coronados conel éxito. El misil empleado para estos experimentos fue elmás potente Atlas. El proyecto Mercury fue la premisanecesaria del Géminis (astronave de dos asientos), en elámbito del cual fueron realizados numcrosos experimentosde rendez-vous y docking en órbita. Y el Géminis a su vezconstituyó la premisa imprescindible para el salto hacia laLuna.

Meridiano celeste. Es el gran circulo de la esfera celesteque pasa por los polos norte y sur y por el cenit. Los cuerposcelestes alcanzan su máxima altura sobre el horizonte cuan-do atraviesan el meridiano celeste y esta posición recibe elnombre de Culminación.

Messier, Charles. 1730-1817 Astrónomo francés conocidosobre todo por haber recopilado el primer catálogo de nebu-losas y cúmulos estelares y por haberse dedicado sistemáti-camente a la búsqueda de cometas, descubriendo unos 13.Habiendo entrado con veinte años en el observatorio deParís en calidad de escribiente, Messier se apasionó por laastronomía y estudiando bajo la guía del director JosephNicholas de l'lsle (1686-1768), se convirtió en su asistente.

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Se dedicó de inmediato a la investigación sistemática de loscometas, descubriendo en 1759 el cometa de Halley y al añosiguiente un nuevo cometa, al que se le dio su nombre. Larecopilación del famoso catálogo de nebulosas y cúmulosestelares surgió, precisamente, de la necesidad de conocerexactamente posiciones y formas de estos objetos difusos,para no confundirlos con los cometas que iba descubriendo.El catálogo, que contiene un centenar de objetos, es aún hoyconsultado por los astrónomos y constituye un punto dereferencia fundamental para los aficionados. Gracias a susdescubrimientos fue nombrado primer astrónomo de Franciay académico de París.

Meteorito. Con este nombre se indica un fragmento más omenos grande de material extraterrestre, que cae al suelo yes recuperado. El fenómeno luminoso al que da lugar estecuerpo penetrando en la atmósfera se llama en cambioMeteoro. Los meteoritos caídos en la tierra y recuperadosson en total unos 2.000; a través de los diversos tipos deanálisis se ha podido estudiar su estructura física y químicay formular hipótesis sobre su origen. El número total demeteoritos que caen en nuestro planeta es estimado en unos500 al año; pero de estos, 300 terminan en los océanos,mientras un buen porcentaje de los que llegan al suelo caenen zonas desérticas; así, el número de los que se encuentrananualmente es muy bajo y no supera actualmente la decena.Desde el punto de vista de su naturaleza, los meteoritos sedividen en tres clases: pétreos o aerolitos; ferrosos o sideri-tas; pétreo-ferrosos o siderolitas. Para cada una de estasclases hay también subdivisiones, sin embargo recordare-mos aquí solo que los meteoritos pétreos se subdividen encondritos (del nombre de pequeñas partículas esféricas,llamadas cóndrulos, que las caracterizan). Las observacio-nes ópticas han demostrado que la gran mayoría (92,7 %)de todos los meteoritos que caen a la Tierra, pertenece a laclase de los pétreos, y, en particular, a la subclase de loscondritos (84,8 %); mientras es muy pequeño el porcentajede los ferrosos (5,6 %) y de los pétreo-ferrosos (1,7 %).Estas proporciones avalan la hipótesis de algunos estudio-sos, según la cual la mayor parte de los meteoritos provienede la desintegración de núcleos cometarios: en efecto, hoyse considera que los materiales sólidos contenidos en losnúcleos cometarios son también de tipo condrítico. A pesarde ello, la mayoría de las muestras encontradas en el suelo,pertenece a la clase de los meteoritos ferrosos (54,5 %).Esta aparente paradoja se explica con el hecho de que losmeteoritos pétreos, una vez caídos al suelo y no recuperadosde inmediato, son fácilmente destruidos o alterados por losagentes atmosféricos, mientras que los ferrosos resisten mástiempo y pueden ser encontrados incluso muchos añosdespués de la caída. El meteorito más grande que se conocees el de Grootfontein, en Namibia: pesa 60 toneladas y esdel tipo ferroso. El meteorito más grande del tipo pétreo esel de Norton County, en Kansas: se trata de un condrito conun peso de una tonelada. A veces la observación precisa deun bólido lleva a la reconstrucción de la trayectoria y a lalocalización de los fragmentos. Un hecho de este tipo hasucedido hace algunos años en Checoslovaquia, donde elregistro fotográfico de un bólido, el 7 de abril de 1959,permitió la recuperación de los fragmentos en las cercaníasde la ciudad de Pribram. Los fenómenos físicos que acom-pañan la caída de un meteorito han sido profundamenteestudiados.

Meteoro. Es un fenómeno luminoso consistente en un cuerpoceleste de apariencia estelar que se desplaza sobre el fondodel cielo oscuro, a veces dejando detrás una estela persis-

tente. Su definición popular es la de estrella fugaz. Unmeteoro no debe confundirse con un Meteorito, mientras elprimero consiste en el fenómeno luminoso, el segundo es uncuerpo sólido más o menos grande que provoca el fenómenoluminoso mismo. Los meteoros más luminosos, que superanla magnitud estelar de –4m llegando hasta –22m, son habi-tualmente llamados bólidos o bolas de fuego. Los meteorosse forman cuando un meteorito que se encuentra en el espa-cio entra en la atmósfera terrestre y, por efecto de la fric-ción, se quema en las capas altas de la atmósfera. Habi-tualmente el cuerpo meteorítico, que está animado por unavelocidad comprendida entre pocas decenas y 60 km/s, seconsume completamente entre los 80 y los 100 km de altu-ra: entre la estratosfera y la ionosfera. Los bólidos másespectaculares, cuya presencia puede estar acompañada porun estruendo debido al desplazamiento del aire, se mani-fiestan más abajo, hasta alturas de 1 00 km. En lo querespecta al origen de los meteoros, hasta finales del sigloXVIII muchos estudiosos pensaban que se trataban de fenó-menos eléctricos interiores de la atmósfera; después lasobservaciones simultáneas de grandes bólidos desde diver-sos puntos permitieron, por medio de la triangulación,calcular el lugar de los hechos y descubrir que el cuerporesponsable de la estela luminosa provenía del espacioextraterrestre. En cambio, en lo relativo a la fenomenologíade los meteoros, se debe distinguir entre lluvias anuaIes demeteoros y meteoros esporádicos. Las primeras se producenpuntualmente todos los años, en un fecha precisada y cadauna presenta características bien definibles: parecen irra-diarse desde un cierto punto del espacio que es llamadoRadiante, y tienen una frecuencia horaria, una altura dondese produce el fenómeno luminoso y una magnitu mediabastante típicas. Las lluvias de meteoros anuales sonaproximadamente una veintena y están rela cionadas confragmentos esparcidos en el espacio por Cometas periódi-cos, o con los fragmentos residuales de procesos de planeto-génesis. Los meteoros esporádicos, que no tienen una fre-cuencia periódica y que entran ocasionalmente en contactocon nuestra at mósfera, podrían ser en cambio el resultadode fragmentos arrojados muy lejos por colisiones entreasteroides. Es preciso subrayar que casi todos los meteorospresentan velocidades inferiores a las de fuga de nuestrosistema solar (42 km/s), lo que representa un prueba de suorigen interno en el sistema solar mismo. Uno de los másfamosos y popularmente conocidos enjambres de meteorosanuales es el de las Perseidas así llamadas por la constela-ción (Perseo) en la cual se encuentra el radiante: se produceen pleno verano, con un máximo de intensidad el 11 deagosto y of rece como media, unas 60 trazas meteóricas porhora. Sin embargo, las condiciones de observación de losmeteoros varían de año en año según encuentre la Tierrauna zona más o menos densa de partículas. Entre las lluviasde estrellas fugaces más espectaculares verificadas en elsiglo XX se recuerdan las Dracónidas del 9 de octubre de1933, observadas en Europa con un máximo de 350 apari-ciones por minuto, y las Leónidas del 17 de noviembre de1966, observadas desde EEUU con un máximo de 2.000apariciones por minuto. Las observaciones de los meteorosse efectúan con diversos métodos. El más antiguo, el cualaún hoy recurren la mayoría de los astrófilos, consiste en laobservación visual. Habitualmente se organizan grupos deobservación formados por expertos conocedores del cieloquienes registran, en cada aparición, las coordenadas delinicio y el final de la estela luminosa, la magnitud aparente,la velocidad aparente, el color y otras características físicas.Los numerosos datos recogidos son sucesivamente trans-formados con adecuados métodos de cálculo, de tal manera

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que determinen las características del enjambre relativo aese año. Otro método, al que recurren preferentemente losobservadores especializados, es el fotográfico. En este casose emplean máquinas fotográficas con objetivos de focalesmuy cortas, capaces de captar meteoros de pequeña magni-tud y cubrir una amplia zona del cielo. También se empleaun obturador rotatorio que sirve para interrumpir la trazadejada sobre la película por el meteoro, y así poder calcularla velocidad. Con los métodos de observación radar esposible registrar las estelas de los meteoros incluso cuandoel cielo está cubierto, y calcular con buena aproximaciónvelocidades y alturas del fenómeno. Con los métodos deanálisis espectroscópico se ha podido establecer que lamayor parte de los meteoros está originada por fragmentosde meteoritos pertenecientes a la clase de los Condritoscarboníferos: meteoritos pétreos muy frágiles y fácilmentedesintegrables. Desde un punto de vista estadístico, se hacalculado que el número total de partículas quecotidianamente chocan contra la atmósfera terrestre, dandolugar a meteoros de luminosidad mayor a 5m, es deaproximadamente 100 millones.

Meteorológico (satélite). Son un tipo de satélites artificia-les que tienen el objetivo específico de mantener bajo con-trol la atmósfera terrestre, con el fin de recoger elementosútiles para el servicio mundial de previsiones meteorológi-cas. Además de proporcionar imágenes sobre la evolucióndel sistema de nubes, de las zonas ciclónicas, del estado dela nieve, etc., estos satélites están dotados de sensoresespeciales capaces de determinar las temperaturas a diver-sos niveles atmosféricosl evaluando así los efectos delbalance térmico sobre la evolución del clima. Los primerossatélites meteorológicos fueron los Tiros, lanzados desdeEEUU a partir de los años 60 y seguidos por los más sofisti-cados Nimbus. Desde principios de los años 70, los EEUUhan lanzado la nueva generación de satélites meteorológicosNOAA (iniciales de National Oceanic and AtmosphericAdministration), que giran en órbitas polares garantizandouna completa cobertura de la situación meteorológica mun-dial. En órbita geosíncrona ecuatorial operan los Geos, enfuncionamiento desde 1975, que han proporcionado precisosdatos al programa meteorológico internacional denominadoGRAP (sigla de Global Atmospheric Research Program). LaURSS, por su parte, dispone de un sistema de satélitesmeteorológicos denominado «Meteor», inaugurado en 1969.Se trata de satélites polares similares a los «NOM». Fun-ciones de análisis meteorológicos son confiados por lossoviéticos también a algunos «Cosmos» y a las estacionesespaciales «Salyut». También la ESA (European SpaceAgency) ha comenzado a desarrollar un sistema propio desatélites meteorológicos basado en la serie Meteosat.

Meteosat. Nombre del sistema de satélites meteorológicosdesarrollado por la ESA (European Space Agency). La serieestá compuesta hasta ahora, de dos elementos, Meteosat 1,lanzado en noviembre de 1977, y Meteosat 2, lanzado enjunio de 1981. Ambos han sido colocados en una órbitageoestacionaria, que tiene al satélite prácticamente inmóvila 36.000 km de altura sobre la perpendicular del Golfo deGuinea. La función del Meteosat es la de efectuar un con-trol continuo de las condiciones del tiempo sobre Europa yparte de Africa.

Micrometeoritos. Son partículas provenientes del espacioextraterrestre, de algunas milésimas de milímetro de diáme-tro, que llueven incesantemente sobre la Tierra sedimentán-dose sobre el fondo de los océanos o sobre los casquillos

polares, donde sus capas acumuladas por el tiempo puedenser fácilmente reconocibles. No son otra cosa que el compo-nente más pequeño de ese material más tosco que producelos espectaculares fenómenos de Meteoros y Meteoritos.Por lo tanto es común el origen de los micrometeoritos conel de los meteoritos: la disgregación de cometas y el choqueentre asteroides.

MICHELSON, Albert Abraham. 1852 - 1931 Físico polaconaturalizado americano, a quien se debe la primera medidaprecisa de la velocidad de la luz. Sus experimentos, efec-tuados con diferentes tipos de equipo en los laboratorioscalifornianos, comenzaron en 1878, pero no fue hasta 1926cuando obtuvo el valor más preciso de la velocidad de laluz: 299.798.000 km/s. Junto con su colega Edward WilliamMorley (18381923), MICHELSON realizó en 1887 también elhistórico experimento que demostró la inexistencia del étercósmico, a través del cual la luz habría debido propagarse.MICHELSON, por último, ha sido el primer científico enmedir con métodos interferométricos el diámetro de diferen-tes estrellas.

MILLER, Stanley L. Químico americano que en 1952 realizóun importantísimo experimento que pasará a la historia dela cienca. Simulando en el laboratorio de la Universidad deChicago las condiciones de la atmósfera primordial (unamezcla de gas reductor), obtuvo por síntesis moléculasorgánicas complejas consideradas como precursoras de lavida. En la práctica, el experimento de MILLER consistía endos bolas de vidrio unidas entre sí por un circuito de tubos.En una bola había metano, amoniaco, hidrógeno y vapor deagua (el modelo de la presunta atmósfera primordial), queeran excitados por descargas eléctricas; en la otra bola habíaagua, que se mantenía en ebullición por medio de un calen-tador. En el circuito se llevaba a cabo una circulación devapores y de sustancias sintetizadas por efecto de las des-cargas eléctricas. La muestras recogidas indicaron quedurante el experimento se habían formado numerosos tiposde aminoácidos. El experimento de MILLER fue la primerademostración experimental de que en la primitiva atmósferaterrestre los aportes de energía provenientes de los rayos, delas radiaciones ultravioletas, etc., actuando sobre las sus-tancias inorgánicas presentes en la atmósfera y en los océa-nos, pudieron haber llevado a una síntesis de moléculasbiológicamente significativas. Los resultados de este expe-rimento pueden interpretarse de dos maneras diferentes: quede una síntesis de este tipo se desarrolló un largo procesoevolutivo que, por etapas sucesivas, llevó al nacimiento dela vida y a su extraordinaria diferenciación en una multipli-cidad de especies; o bien que la propia síntesis era la quehabía creado sobre la Tierra el ambiente favorable para elarraigo de una vida importada desde el espacio exterior (porejemplo, utilizando un cometa como transportador).

Mimas. Primer satélite de Saturno en orden de distanciadesde el planeta. Tiene un diámetro de 390 km y una densi-dad un poco superior a la del agua (1,2 g/cm3). Gira a unadistancia media de 185.000 km de Saturno, en una órbitacasi circular con un periodo de un día. Fue descubierto eldía 17 de septiembre de 1789 por William HERSCHEL.

Mira. Espectacular estrella variable, que fue la primera de estetipo en ser descubierta. Se trata de una gigante roja, tam-bién conocida como o Ceti, que se encuentra en la constela-ción de la Ballena. Su distancia del Sol es de aproximada-mente unos 820 AL. El primer astrónomo en registrar la

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variabilidad fue David FABRICIUS en 1596. Su magnitudexperimenta oscilaciones que van de un máximo de 2m,durante el cual es posible ver a la estrella a simple vista, aun mínimo de 10m. El periodo de variación es de 332 días.La variabilidad, desde un punto de vista físico, está causadapor un fenómeno de expansión y contracción de las capasexternas de la estrella.

Miranda. Es el primer satélite de Urano en orden de distanciadesde el planeta. Tiene un diámetro de 320 km y una densi-dad equivalente al doble de la del agua (2 g/cm3). Gira auna distancia media de 130.000 km del planeta, en unaórbita circular con un periodo de 1,4 días. Fue descubiertoel 16 de febrero de 1948 por el astrónomo Gerald Kuiper.

Mizar. Famosa estrella de la Osa Mayor, fácilmente localiza-ble en el cielo porque ocupa la posición central del timóndel Gran Carro. Fue la primera estrella doble en ser descu-bierta por medio de una observación con telescopio. Elautor del descubrimiento fue el astrónomo Giovan BatistaRiccioli.

Módulo de distancia. Es una de las técnicas utilizadas paradeterminar las distancias de las estrellas a través de unacomparación entre la magnitud absoluta de la estrella (es dela magnitud que el objeto tendría si se hallara a la distanciaestándar de 10 pc) y la magnitud aparente del propio cuer-po.

Moléculas interestelares. En los años treinta los astrofísi-cos descubrieron que las nubes de gas y polvo interestelaresestán pobladas no sólo por átomos de elementos simples,sino también por moléculas. A partir de los años 60, observaciones tanto ópticas como radioastronómicas han permiti-do la localización de moléculas interestelares complejas,tanto inorgánicas como orgánicas: agua amoniaco, formal-deidos, alcohol etílico. Las especies moleculares diferentesdeterminadas hasta ahora son más de cincuenta se encuen-tran concentradas en algunas nubes que rodean estrellas enformación, como la famosa nebulosa de Orión. Su presenciaindica una química interestelar relativamente compleja, dela cual hasta hace algunos decenios no se sospechaba suexistencia. Parece que los granos de polvo interestelar deapenas unas décimas de micra ofrecen a los átomos la posi-bilidad de unirse para dar vida a las moléculas complejas y,al mismo tiempo, constituyen una especie de escudo protec-tor contra las radiaciones de todo tipo que, de lo contrario,romperían las cadenas moleculares recién formadas. Segúnotro punto de vista, en cambio, las moléculas orgánicascomplejas, en lugar de ser el resultado de uniones a partirde moléculas más simples, serían la materia bioquímicaproducida por microorganismos vivos en las nubesinterestelares. Los dos estudiosos Fred HOYLE y ChandraWickramasinghe aducen la existencia de moléculasorgánicas complejas como la prueba de que la vida estáampliamente difundida en el Universo. Según su hipótesis,llamada de la nueva panespermia, los microorganismosvivos en las nubes interestelares serían transportados porobjetos cometarios a los planetas y allí comenzarían unlargo proceso evolutivo.

Molni ja. Serie de satélites soviéticos para telecomunicacio-nes el primero de los cuales fue lanzado en abril de 1965.Sus órbitas, contrariamente a las de los actuales satélitespara telecomunicaciones, que son geoestacionarias sobre unpunto del Ecuador, estaban inclinadas en 65° sobre éste,aunque fueron calculadas de manera tal que el satélite

empleaba la mayor parte de su periodo orbital en atravesarel territorio de la URSS. Esto podía lograrse con órbitasmuy elípticas, con un apogeo (punto más distante de laTierra) a unos 40.000 km sobre el hemisferio Norte y unperigeo (punto más cercano) a unos 500 km sobre el hemis-ferio Sur. Una órbita de este tipo, que tiene un periodo de12 horas, asegura al satélite una visibilidad de casi diezhoras del territorio soviético. Con un sistema de trés satéli-tes Molnija era posible obtener una cobertura de veinticua-tro horas sobre veinticuatro del territorio soviético. Cadasatélite pesaba unos 800 kg y estaba formado por un cilin-dro de unos 3,5 m x 1,5 m, con seis paneles solares abiertosen forma de pétalos. El sistemal, bastante ingenioso porquepermitía obtener un servicio de comunicaciones radiotelevi-sivas sin recurrir a la más costosa órbita geoestacionaria,tuvo éxito. En efecto, después de la primera generación delos Molnija, siguió una segunda a partir de noviembre de1971 y una tercera que comenzó en el mes de noviembre de1974.

Momento angular. Se dice momento angular de un cuerpoque gira, por ejemplo una estrella que gira alrededor de símisma, al producto de la masa m por el radio r, por suvelocidad de rotación v. Un principio físico de fundamentalimportancia es la llamada conservación del momento angu-lar: ello nos dice que si un cuerpo que gira se contrae, esdecir, si la masa que lo forma se reúne en el centro, lavelocidad de rotación aumenta de manera que el momentoangular resultante se mantiene inalterado, y, a la inversa, sila masa se distribuye hacia la periferia, la velocidad derotación disminuye de manera que el momento angular semantiene. Este principio encuentra una verificación experi-mental en la simple observación de que una bailarina, quienrealiza un movimiento con los brazos abiertos, gira conmayor velocidad si acerca los brazos hacia el tórax. En elcampo cosmogónico, la observación de que la mayor partedel momento angular del sistema solar está concentrada enlos planetas (98 %), mientras una mínima parte se encuen-tra en el propio Sol (2 %), representa casi toda la masa(99,9 %) del sistema solar, ha permitido formular hipótesissobre el origen coherente con este cuadro de la situación.

Monte Palomar (observatorio). Es el segundo observato-rio astronómico más grande del mundo, después del soviéti-co de Zelecjukskaja en el Cáucaso. Está situado a 80 km alNord-Este de San Diego (California), a una altura de 1.700m y tiene un telescopio principal con un espejo de 508 cmde diámetro. Un segundo instrumento, sobre el que confíaplenamente el observatorio, es un telescopio de tipoSchmidt con un espejo de 183 cm de diámetro, que es utili-zado para la fotografía sistemática del cielo. Monte Palo-mar, al igual que Monte Wilson, debe su existencia a lavisión y tenacidad de George Hellery Hale (1868-1938), elastrofísico americano que se dedicó en particular a losestudios de espectroscopia solar y estelar. Cuando fue pro-yectado, en los años inmediatamente precedentes a la se-gunda guerra mundial, el solo problema de la fundición deun monobloque de cristal del cual obtener el espejo princi-pal y el sucesivo pulido del mismo, con el fin de obtener unespejo con la superficie deseada, planteó dificultades técni-cas enormes. Hale murió en 1938 cuando el gran espejo decinco metros, con un peso de 16 toneladas, apenas habíasido terminado, no pudiendo llegar a ver el instrumentomontado. Sólo en 1948 fue posible inaugurar el gran reflec-tor que recibió el nombre de Hale. La construcción es tanenorme que el observador puede situarse en el mismo so-porte del telescopio. El reflector Hale de 5 m ha mantenido

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la primacía de telescopio más grande del mundo hasta 1975,año en el que la URSS inauguró el reflector de 6 metros dediámetro de Zelencjukskaja. Los observatorios de MontePalomar y de Monte Wilson son han sido unificados en1970 bajo una única organización y rebautizados HaleObservatories. Opera bajo la supervisión del CaliforniaInstitute of Technology.

Monte Wilson (observatorio). Es uno de los observatoriosastronómicos más grandes de EEUU, fundado en 1904 porel gran astrofísico George Hellery Hale (1868-1938). Selevanta a 32 km, al Nord-Este de Los Angeles, a una alturade 1.740 m y está dotado de un instrumento principal conun espejo de 254 cm de diámetro, llamado telescopio Hoo-ken, en honor del magnate californiano John D. Hooker que,en 1906, donó los 45.000 dólares necesarios para su cons-trucción. Otros instrumentos importantes son dos torressolares de 18 y 46 metros de altura y un reflector de 150 m.En los años 30, a causa de la expansión de Los AngeIes y dela contaminación atmosférica producida por esta ciudad, elobservatorio entró en una crisis progresiva, por lo cual se hahecho necesario proyectar y construir otro gran observatoriomás al Sur, el de Monte Palomar, obra a la cual se dedicóhasta su muerte el propio Hale. Ambos observatorios estándesde 1970 reunidos en una organización de investigaciónastronómica dirigida por el California Institute of Technolo-gy y toman el nombre de Hale Observatories, en honor a sufundador.

Montura (de telescopio). Es la estructura que sirve parasujetar el tubo de telescopio y que permite las operacionesde enfocar y seguir a un cuerpo celeste. Las monturas sonde dos tipos fundamentales: altacimutales y ecuatoriales. Lamontura altacimutal hace referencia al sistema de coorde-nadas celestes altacimutales. El instrumento tiene libertadde moverse independientemente en altura, es decir, dearriba abajo; y en acimut, es decir, a derecha e izquierda.Esto requiere un continuo ajuste con el fin de seguir latrayectoria del astro. La montura ecuatorial, en cambio,hace referencia al sistema de coordenadas celestes ecuato-riales. Un eje del telescopio, llamado horario, está alineadocon el eje de la Tierra y puede disponer de un pequeñomotor que le hace realizar un giro completo en 24 horas; elotro eje, llamado declinación, es regular al primero. Unavez enfocado un astro y puesto en marcha el motor, el tubodel telescopio sigue automáticamente el movimiento de labóveda celeste y el objeto enfocado permanecerá fijo en elinterior del campo visual. Por este motivo la montura ecua-torial encuentra su empleo más eficaz en la astrofotografía,desde el momento que permite largas exposiciones. Existendiversos diseños de monturas ecuatoriales las más difundi-das son la alemana, la inglesa y la de horquilla.

Movimiento propio. Es el pequeñísimo desplazamiento deuna estrella con respecto a las otras, causado por el movi-miento de cada una en el espacio. Por efecto del movimien-to propio de cada estrella, la forma de las constelacionesvaría en el tiempo, aunque son necesarios algunos siglospara poder apreciar este cambio. El movimiento propio delas estrellas se mide en segundos de arco por año y, dadaslas enormes distancias entre las estrellas, es tan pequeñopara cada estrella que, en promedio, se halla alrededor deuna décima de segundo de arco por año. El movimiento propio más notable de una estrella es el de la estrella de Bar-nard, que alcanza los 10,27 segundos de arco por año. Otrasestrellas con movimiento propio muy marcado son las deKapteyn, la Groombridge 1830 y la Lacaille 9352.

Mullard (obseirvatorio radioastronómico). Es uno delos observatorios radioastronómicos más importantes delmundo. Fue fundado en 1951 y se encuentra el Lord's Brid-ge, cerca de Cambridge. En este observatorio se han des-arrollado los llamados radiotelescopios de síntesis, consis-tentes en pequeños radiotelescopios de forma para paraboi-dal puestos en fila a lo largo de una línea de base y conecta-dos entre sí para obtener, a efectos de lograr un gran poderde resolución, el mismo resultado de una única e inmensaantena de diámetro equivalente a la línea de base. El siste-ma más grande de este tipo instalado en el Mullard es unradiotelescopio de síntesis de 5 km, compuesto por 8 ante-nas parabólicas cada una con un diámetro de 13 metros ydispuestas a lo largo de una línea, precisamente, de 5 km.Con los instrumentos del Mullard se han descubierto diver-sas radiofuentes estelares entre las cuales se encuentran losfamosos Púlsar: descubrimiento este último sucedido en1967 por obra del radioastrónomo Antony HEWISH que, araíz de ello, obtuvo el premio Nobel de Física en 1974.

Mulller, Johann. 1436-1476 Astrónomo de Koenigsberg,conocido también con el sobrenombre latino de Regiomon-tanus y considerado, junto con su maestro G. PUERBACH(1423-1461), el fundador de la astronomía alemana. Hábilcalculador de acontecimientos astronómicos, se dedicótambién al estudio de los calendarios y en 1475 fue llamadoa Roma por el Papa Sixto IV para la reforma del calendario.Fue un asiduo observador y en 1472 describió el paso de ungran cometa, el mismo que tres siglos más tarde sería ob-servado por E. HALLEY de quien tomó el nombre. En lalínea de todo lo hecho por su maestro, trató de medir laParalaje de los cometas, sin embargo sus resultados fueroninsatisfactorios.

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NNadir. Definición astronómica de origen árabe que indica el

punto de la bóveda celeste a los antípodas del observador; obien el punto exactamente opuesto al Cenit. Si imaginamossuspender un hilo a plomo en el lugar de observación, elcenit se localiza en la prolongación hacia arriba del hilohasta interceptar la imaginaria esfera celeste; el nadir es laprolongación hacia abajo del mismo hilo.

NASA. Sigla de la National Aeronautics and Space Adminis-tration, la agencia de los EE.UU. que tiene la función decoordinar todas las investigaciones espaciales y los progra-mas de desarrollo aeronáutico para fines no militares. Fuefundada el 1 de octubre de 1958 bajo la presión del éxitoobtenido por los soviéticos con el lanzamiento de los prime-ros satélites artificiales. Estaba claro, en aquel periodo, quelos EE.UU. no podían remontar la supremacía espacialsoviética, que se basaba sobre todo en potentes cohetestransportadores si no se concentraban en una única organi-zación todos los cerebros esparcidos en los diversos labora-torios e industrias que podrían dar impulso al programaespacial americano. La NASA nace de las cenizas de laNACA (National Advisory Committee for Astronautics),que había resultado insuficiente para dirigir un gran pro-grama de exploración espacial. Hoy la NASA representauna de las industrias más importantes del estado americano,cuenta con más de 23.000 empleados y coordina el trabajode una docena de centros de investigación repartidos portodo el territorio de los EE.UU.: el Ames Research Center,el Hugh Dryden Flight Center de Edwards, el GODDARDSpace Flight Center, el Jet Propulsion Laboratory, el John-son Space Center, el Kennedy Space Center, el LangleyResearch Center, el Lewis Research Center de Cleveland, elMarshall Space Flight Center, el Wallops Flight Center.

Navegación (satélites). Se trata de satélites artificialescolocados en órbita terrestre con el fin específico de colabo-rar con la navegación marítima y aérea. Algunos de estossatélites emiten señales que son directamente captadas porlos diferentes medios de navegación y a través de los cualeses posible efectuar el llamado punto nave y establecer, portanto, las coordenadas instantáneas del navegante. otros,dotados de relojes atómicos, proporcionan el tiempo exactoy, finalmente, otros aseguran una conexión directa y sininterferencias entre los medios de navegación y las estacio-nes de relevamiento situadas en tierra.

Nebulosa. Son cúmulos de gases y polvos en el espacio, quetienen una importancia cosmológica notable porque seconsideran los lugares donde nacen, por fenómenos decondensación y agregación de la materia, los sistemas sola-res similares al nuestro. Las nebulosas pueden hacersevisibles si se encuentran en las proximidades de estrellas, obien permanecer completamente envueltas en la oscuridaddel espacio. En el primer caso, una nebulosa puede brillar obien porque refleja la luz de estrellas cercanas, como sucedea la nebulosa de Mérope en las Pléyades (y se habla denebulosa de reflexión), o bien porque, excitada por lasradiaciones de las estrellas vecinas, emite ella misma radia-

ciones, como la famosa nebulosa de Orión (y entonces sehabla de nebulosas de emisión). En el segundo caso, encambio, la nebulosa no emite ninguna luz; sin embargo supresencia se deduce por una especie de región negra quedestaca sobre el fondo del cielo estrellado. Estas nebulosasse llaman oscuras y un caso típico de ellas está representadopor la llamada Bolsa de Carbón en la Cruz del Sur. Sontambién llamadas impropiamente nebulosas las Galaxias, esdecir los sistemas de estrellas como el del que forma partenuestro Sol, que sin embargo nada tienen que ver con lasnebulosas de las que hablamos. Se trata de una herencia dela astronomía de siglo XIX, que ha dejado su signo en ellenguaje astronómico contemporáneo.

Nebulosa planetaria. Esta es otra definición astronómicaque puede inducir a error, desde el momento que no se tratani de una nebulosa ni de un planeta. Una nebulosa planeta-ria es en realidad una estrella que ha llegado al fin de supropia existencia, que lanza hacia afuera las capas periféri-cas de su atmósfera, las cuales adquieren una característicaconfiguración de anillo. El objeto celeste más famoso deeste tipo está representado por la nebulosa de anillo de laLira. Las estructuras de este tipo son muy frecuentes en elUniverso: cálculos estadísticos indican que deben sumarunas cuantas decenas de miles, sin embargo sólo unas mil,por lo general concentradas hacia el núcleo de nuestraGalaxia, son bien conocidas. Se trata de objetos estelaresviejos desde el punto de vista evolutivo, pertenecientes a lallamada Población 11. Se ha podido establecer que la partecentral de las nebulosas planetarias está formada por elnúcleo de la primitiva estrella a temperaturas muy elevadas,entre 30.000 y 150.000 grados. En estas condiciones el astroemite sobre todo rayos ultravioletas de manera que, obser-vada en luz normal, la parte central se presenta como unadébil estrellita. El anillo periférico está en cambio formadopor hidrógeno en rápida expansión. El diámetro medio delos anillos de las nebulosas planetarias es aproximadamentede unas 40.000 UA. Las nebulosas planetarias resultanobjetos muy espectaculares si se observan con un telescopiode media o gran potencia.

Neptuno. Es el octavo planeta de nuestro sistema solar, enorden de distancia desde el Sol, pero también es el últimode los planetas gigantes: después de Neptuno, en el extremoconfín conocido del sistema solar, sólo está el pequeñoPlutón. Debido a la gran excentricidad de la órbita de Plu-tón, que por algunos periodos se desplaza al interior de lade Neptuno, este último adquiere la primacía temporal deplaneta más alejado. Un fenómeno de este tipo se estáproduciendo actualmente: desde 1979 a 1999 Plutón se halanzado al interior de la órbita de Neptuno. Mientras, de losdos grandes gigantes del sistema solar, Júpiter y Saturno,hemos podido conocer, entre finales de los 70 y comienzosde los 80, una abundante cantidad de nuevas informacionesgracias a las revelaciones de los dos Voyager, Neptuno aúnse encuentra fuera del alcance de estos dos robots automáti-cos y no se sabe si dentro de algunos años, cuando se en-cuentren en las proximidades del planeta periférico, estarán

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aún en condiciones de transmitir informaciones e imágeneshacia la Tierra. Tal vez aún por mucho tiempo debamoscontentarnos con las escasas indicaciones proporcionadaspor los telescopios terrestres o, en el mejor de los casos, delos espaciales puestos en órbita alrededor de la Tierra.Neptuno está demasiado lejos para que pueda ser observadoa simple vista; tiene una magnitud aparente de 7m, 7. Inclusocon los telescopios más potentes no se ve más que un mi-núsculo disquito sobre el cual es difícil distinguir detallesde su superficie. Sin embargo, las observaciones espectros-cópicas que han revelado detalles sobre la composición ylas medidas efectuadas durante ocultaciones estelares, hanpermitido conocer algo sobre su atmósfera. Comencemoscon las características físicas fundamentales. Neptunomuestra un diámetro ecuatorial de 49.500 km, ligeramenteinferior al de Urano; tiene una masa 17,2 veces mayor quela de la Tierra y, por consiguiente, una densidad de 1,7(algo superior a la del agua). Se encuentra a una distanciamedia de 4,5 mil millones de km del Sol y emplea cientosesenta y cinco años en realizar una vuelta completa a sualrededor. El planeta realiza una vuelta completa alrededorde sí mismo en 15,8 horas y su eje está inclinado con res-pecto a la vertical, en 28° y 48'. Desde el punto de vista dela estructura interior, considera que Neptuno es un gemelode Urano: presentaría un núcleo central rocoso de aproxi-madamente 16.000 km de diámetro, rodeado de una gruesaenvoltura de hielos. Por encima de esta superficie sólidahabría una abundante atmósfera a base de hidrógeno, helioy metano. Este último compuesto, en particular, parece elresponsable de la coloración azul verde que puede observar-se a través del telescopio. Aunque con los telescopios máspotentes no se distingan detalles de esta atmósfera, estadebería estar estructurada en franjas paralelas al ecuador,de manera muy similar a las de Júpiter y Saturno. Neptunono es uno de los planetas conocidos desde la antigüedad: sudescubrimiento es relativamente reciente, se remonta amediados del siglo XIX y se produjo antes sobre el papel queen el telescopio. En 1845, en efecto, dos astrónomos, elinglés J. C. ADAMS y el francés U. J. LEVERRIER, llegaron demanera independiente a la conclusión de que la órbita deUrano era alterada por la presencia de un cuerpo Celestemás allá de su órbita. LEVERRIER solicitó una investigaciónen un sector específico del cielo a sus colegas del observato-rio de Berlín y así, el 23 de septiembre de 1845, J. G.GALLE pudo descubrir Neptuno. Neptuno tiene dos satélitesconocidos: Tritón y Nereida (aunque una exploración desdesus cercanías por parte de las sondas espaciales podríapermitir el descubrimiento de otros). Tritón es, si no el másgrande uno de los mayores satélites del sistema solar. Ladeterminaciones más recientes de su diámetro van de unmínimo de 3.600 a un máximo de 5.200 km (en este últimocaso sería más grande que Titán, satélite de Saturno, y porlo tanto el más grande de todos los satélites conocidos).Aunque más grande que la Luna, Tritón es más ligero queésta por estar constituido con materiales menos densos.Tritón fue descubierto por W. Lassel en 1846, gira a unadistancia media de 3S5.000 km del planeta, en 5,8 días. Suórbita es circular, pero caracterizada por un movimientoretrógrado u horario (en el mismo sentido de las agujas delreloj; mientras que es sabido que casi todos los cuerposprincipales del sistema solar rotan con movimiento directo oantihorario). A causa de esta peculiaridad los astrónomoshan formulado la hipótesis de que en una época Plutón (esteúltimo caracterizado por una órbita particularmente excén-trica que atraviesa la de Neptuno) era también un satélite deNeptuno y que después, por efecto de un encuentro muyaproximado, haya sido lanzado lejos convirtiéndose en un

planeta independiente, mientras Tritón permaneció girandoalrededor de Neptuno pero con el movimiento orbital cam-biado de directo en retrógrado. El segundo satélite de Nep-tuno se llama Nereida, fue descubierto por G. Kuiper en1949 y no es otra cosa que un pequeño fragmento de roca yde hielo que está en órbita a gran distancia del planeta(5.562.000 km en promedio), realizando un giro completoen aproximadamente un año; la excentricidad de su órbita,equivalente a 0,75, es la más grande entre los satélites delsistema solar. El diámetro de Nereida es de 940 km, lamasa de 1,3 x l015 kg y la densidad media de 2,6 g/cm3.

Nereida. Es el satélite de Neptuno más distante y máspequeño. Descubierto en 1949 por G. Kuiper, orbita a unadistancia media de 5.562.000 km, realizando una vueltacompleta alrededor del planeta en 360 días. Su órbita esmuy excéntrica (e = 0,75). El satélite tiene un diámetro de940 km y podría estar formado de una mezcla de hielo yrocas. El valor de su masa es relativamente incierto. Recor-demos que ninguna sonda espacial ha llegado aún hastaNeptuno para una exploración cercana del planeta y de sussatélites.

NERVA. Iniciales de Nuclear Engine for Rocket VehicleApplication, es decir motor nuclear para aplicar a un vehí-culo de cohetes, el NERVA se constituyó en un gran proyec-to para el desarrollo del primer transportador a energíanuclear de los EE.UU. Nacido a comienzos de los años 60 yconfiado a los famosos científicos que ya habían desarrolla-do en los laboratorios de Los Álamos la tecnología de losreactores, el NERVA habría debido abrirle al hombre elcamino para la exploración de los planetas vecinos, desdeMarte hasta Mercurio, proporcionando toda la potencianecesaria para estar empresas. Se proyectaba utilizar elmotor nuclear como segunda sección de un misil Saturno,encendiéndolo en el espacio, evitando así los problemas decontaminación en la atmósfera terrestre. A pesar de losmillones de dólares gastados en la fase de proyecto y expe-rimentación en tierra, el proyecto NERVA fue abandonadohacia finales de los años 60. En esta decisión concurrierondiversos factores: los crecientes costos de la empresa, elfinal de la tensión antagónica con la URSS después de laconquista americana de la Luna, y el estallido de la guerrade Vietnam. Es probable que durante todo el siglo XX unaempresa colosal como es la realización de un gran transpor-tador a energía nuclear, no sea ya tomada en consideración.

Neutrino. El neutrino es una partícula elemental pertenecien-te a la misma familia del Electrón Como indica su propionombre, es una partícula carente de carga eléctrica. Encuanto a la masa, o es nula o bien, como lo demostrarían losestudios más recientes, es muy pequeña, por lo menos diezmil veces menor que la del electrón. Este último hecho, sies cierto, tiene consecuencias importantísimas a escalacosmológica. Los neutrinos, en efecto, son partículas produ-cidas en gran cantidad en el curso de los procesos termonu-cleares que se llevan a cabo en el interior de las estrellas; secalcula que, sólo del Sol, nosotros recibimos un flujo equi-valente a diez mil millones de cm2/s. Todo el Universoestaría inundado de enjambres de neutrinos continuamenteemitidos por las estrellas y, si ellos tuvieran realmente unamasa, la cantidad de materia contenida en el Universopodría superar ese valor que representa un límite a la inde-finida prosecución de la expansión. En otros términos,descubrir si los neutrinos tienen una masa equivale a preverla suerte futura del Universo, a saber si éste continuaráexpandiéndose o bien si, en un cierto punto de su existen-

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cia, cesará de dilatarse para entrar en colapso sobre sí mis-mo. La determinación de la masa y de otras característicasfísicas de los neutrinos es relativamente problemática,porque estas partículas interactúan muy poco con la materiay por lo tanto son de difícil determinación. Baste pensarque, mientras estamos leyendo, billones y billones de neu-trinos atraviesan nuestra casa, nuestro cuerpo, la Tierraentera, sin ser desviados por las partículas elementales queconstituyen todas estas cosas. En el intento de estudiar losneutrinos se han realizado descubrimientos particulares.Uno de estos, realizado por investigadores del BrookhavenNational Laboratory en los EE.UU., consiste en un recipien-te de 6 metros de diámetro por 15 metros de profundidadlleno de tetracloroetileno, un disolvente utilizado en laslavanderías. El principio en el que se basa este singulardescubridor de neutrinos está en el hecho de que el cloro 37contenido en el solvente, si tuviera que absorber un neutri-no, se transformaría en argón 37; por lo tanto del recuentode los átomos de este isótopo eventualmente formado, setendría una demostración indirecta del paso de neutrinos yalgunas indicaciones sobre sus características físicas. Paraevitar contaminaciones por parte de otras radiaciones pene-trantes, como los rayos cósmicos, el recipiente ha sidocolocado en las profundidades de una mina abandonada deSouth Dakota. Los resultados del experimento, actualmenteen curso y de difícil interpretación, indicarían que efectiva-mente los neutrinos tienen masa. Un experimento análogo,para estudiar las características físicas de los neutrinos y deotras partículas elementales, será efectuado en un laborato-rio actualmente en construcción en las entrañas del GranSasso, en Abruzzo (Italia).

Neutrón. Es una partícula fundamental sin carga eléctricaque, junto con los protones, representa un componentefundamental de los núcleos del Átomo. Tiene una masa deapenas 1,675 x 1 o-Z4 gramos/ muy poco superior a la delProtón. En el interior del núcleo permanece en una configu-ración estable; aislado, el neutrón es inestable y después deaproximadamente diez minutos decae (es decir se transfor-ma) en un protón y en un electrón. Los neutrones tienen unpapel fundamental en los estudios de astrofísica, porquealgunas estrellas están formadas exclusivamente por cúmu-los compactos de estas partículas y por ello toman el nom-bre de Estrellas de neutrones.

Neutrones (estrellas de). Se trata de estrellas de las quelos átomos han sido comprimidos hasta tal punto que losProtones y los Electrones se han unido para formar Neutro-nes, de modo que toda la estrella resulta constituida porestas últimas partículas. Se considera que un proceso deeste tipo se produce en algunas estrellas llamadas Superno-vas, las cuales en cierto punto de su evolución estallanemitiendo enormes cantidades de energía. Mientras losestratos externos de la estrella se expanden, formando unanebulosa de gas, los internos entran en colapso, dando lugara la formación de una estrella de neutrones. Se calcula queun astro de este tipo tiene una masa comparable a la delSol, pero con un diámetro de apenas algunos km. En talescondiciones la densidad de la materia es tan elevada que uncm3 pesa alrededor de un millón de toneladas. Un clásicoejemplo de estrella de neutrones se encuentra en el interiorde la nebulosa del Cangrejo. Aquí el astro que entró encolapso, en rápida rotación alrededor de su propio eje,emite radiaciones en todas las longitudes de onda, desde lasondas radio, a la luz visible, a los rayos X. Una característi-ca de las estrellas de neutrones es la de latir como un radio-faro, de lo cual también el nombre de Púlsar.

Newcomb, Simon. 1835 - 1909 Astrónomo canadiensenaturalizado en los EE.UU., que hizo una notable contribu-ción a los estudios de mecánica celeste. A él se deben loscálculos precisos de una gran cantidad de magnitudes astro-nómicas concernientes a casi todos los cuerpos del sistemasolar conocidos en su época; cálculos que se revelaronmucho más precisos que aquellos efectuados por sus prede-cesores, y que han sido utilizados durante decenas de añosdespués de su muerte. Siempre partiendo de consideracio-nes de mecánica celeste, Newcomb desmintió la opinión,muy extendida en sus tiempos, que los asteroides eranfragmentos de un planeta que hizo explosión. En la épocaactual, como es sabido, se considera que son, por el contra-rio, los trozos de un planeta que no ha tenido la posibilidadde unirse a causa de las influencias gravitacionales de Júpi-ter.

NEWTON, sir Isaac. 1642 - 1727 Matemático, físico yastrónomo inglés, a cuyo genio, además de los numerososdescubrimientos en el campo óptico y matemático, se debenla formulación de la ley de gravitación universal y la expli-cación del movimiento de los astros. NEWTON nació enWoolsthorpe, en Lincolnshire, y realizó estudios universita-rios en Cambridge. Las primeras intuiciones con respecto ala gravedad las tuvo cuando era poco más que veinteañero,tal vez precisamente por haber visto caer una manzana de larama en su jardín (este episodio fue contado a Voltaire porla sobrina de NEWTON y por lo tanto probablemente esauténtico; de cualquier manera, la Royal Society de Londresconserva un fragmento del famoso manzano que, hasta serdestruido en el siglo XIX por un temporal, había sido objetode verdaderas peregrinaciones). Después de haberse pre-guntado si la fuerza que atraía la manzana hacia la Tierraera la misma que mantenía a los planetas y la Luna en susórbitas, NEWTON calculó que la atracción debía ser inver-samente proporcional al cuadrado de la distancia. Para estecálculo se sirvió de las leyes formuladas por GALILEO sobrela caída de los pesos, y de las leyes de KEPLER sobre elmovimiento de los planetas. Llegado a este punto tuvo queocuparse de otros problemas abandonó esta cuestión y no laretomó hasta diez años más tarde. En esta segunda fase,alrededor de 1679, NEWTON volvió a los cálculos interrum-pidos, beneficiándose de datos muy precisos que en elínterin se habían logrado sobre el valor del radio terrestre, eidentificó con la gravedad la fuerza de atracción Tierra-Luna; extendiendo entonces esta hipótesis a todo el Univer-so, e imaginando la masa de los cuerpos concentrada el suscentros, llegó a la célebre fórmula F = G (M1 M2 /r2 ). en laque F es la fuerza de atracción, G una constante universal,M1 y M2 las masas de dos cuerpos cualquiera y r su distan-cia. Enunciada, la ley dice así: Dos cuerpos cualesquiera seatraen recíprocamente con una fuerza directamente propor-cional a sus masas e inversamente proporcional al cuadradode sus distancias. Aplicando esta ley a las atracciones Sol-planetas, se obtienen las leyes de KEPLER: NEWTON habíadescubierto por lo tanto la causa de los movimientos celes-tes. Consideraba que también las órbitas muy excéntricas delos cometas obedecían a la atracción ejercida por el Sol, ysobre esta base Edmund HALLEY, su amigo y entusiastasostenedor, calculó las órbitas de 24 cometas. Precisamentepor HALLEY (que incluso se encargó de los respectivosgastos) NEWTON fue alentado a publicar sus resultados en suobra más importante titulada: Philosophie naturalis princi-pia mathematica, que es más brevemente conocida comoPrincipia. Aunque resulta inmediato unir el nombre deNEWTON ala gravitación, gracias a él se hicieron grandesprogresos también en matemáticas y óptica. Su mayor méri-

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to, en lo que respecta a las matemáticas, consiste en haberinventado, casi simultáneamente con Leibniz, el cálculoinfinitesimal, un instrumento indispensable para afrontar lorelativo a magnitudes continuamente variables, como porejemplo la distancia desde un planeta al Sol. En cuanto a laóptica, los primeros trabajos de NEWTON en este campo serefieren a la posibilidad de descomponer la luz blanca endiversos haces de colores; a ello siguieron investigacionessobre la naturaleza misma de la luz, que para NEWTON eracorpuscular. Sin embargo, también está presente en susreflexiones sobre el comportamiento de la luz, el conceptode onda asociado al de partícula; las partículas luminosaspueden propagarse en línea recta en el vacío, pero al encon-trarse con un sólido generan una especie de onda de choque,que se propaga en el interior de éste: una concepción estaque recuerda, aunque un tanto lejanamente, la actual teoríade la luz. También la observación astronómica debe muchoa NEWTON: considerando que la aberración cromática de laslentes no podía ser eliminada, tuvo la idea de sustituir conun espejo el objetivo de los telescopios. Construyó así eltelescopio de reflexión, destinado a convertirse en uno delos instrumentos astronómicos más potentes y por ello másimportantes. Los trabajos de óptica fueron publicados con eltítulo de Opticks, en 1704, gozando después de más detreinta años de autoridad incontestada, incluso a pesar delos errores que contenían (por ejemplo el relativo a la pre-tendida imposibilidad de corregir las aberraciones cromáti-cas de las lentes). .. En el campo matemático merece sercitada la obra Tractatus de quadratura curvarum, en la queel genio inglés expuso las reglas del método de las fluxio-nes. La influencia ejercida por NEWTON en la ciencia de suépoca y en la futura, fue muy grande. Ante todo, natural-mente, por la gran importancia de sus descubrimientos, ydespués al imponerse su método de investigación, quereforzaba el rechazo de todo aquello que no podía ser de-mostrado matemáticamente o físicamente, una posición quepuede resumirse en el famoso dicho Hypotheses non fingo.

NGC. Sigla de un famoso catálogo estelar llamado NewGeneral Catalogue (nuevo catálogo general), que contienelas posiciones de nebulosas y cúmulos estelares. El NGCfue recopilado hacia finales del siglo XIX por el astrónomodanés J. L. DREYER (1852-1926) y publicado en 1888.Contenía 7.840 objetos a los que se agregaron, en los suce-sivos suplementos, otros 5.000. Se trató de una obra masto-dóntica que lanzó las bases para un mejor conocimiento delos objetos celestes lejanos.

Nikolaev, Andrian Grigorevic. Cosmonauta soviético,nacido en 1929, que fue uno de los pioneros de los vueloshumanos en el espacio. En agosto de 1962 pilotó la Vostok3, una de las astronaves soviéticas de la primera generación(el mismo tipo inaugurado por GAGARIN) y realizó 64 órbi-tas alrededor de la Tierra, mientras, simultáneamente otrocosmonauta, Pavel Popovic, era lanzado a bordo de la Vos-tok 4. Los dos pudieron así realizar un vuelo conjunto, perosin ningún tipo de conexión en órbita. Ambos aterrizaronnormalmente en el territorio de la URSS. Nikolaev realizósu segundo vuelo en el mes de junio de 1970 a bordo de laSoyuz 9, la gran astronave de la tercera generación con laque los soviéticos consiguieron muchas primacías en elcurso de los años 70. Esta vez le hacía compañía a NikolaevVitali Sevastianov. Ambos obtuvieron el récord (para aque-llos tiempos) de permanencia en órbita, de 17 días. Niko-laev se casó en 1963 con la cosmonauta soviética ValentinaTERESHKOVAl famosa por haber sido la primera mujer enrealizar un vuelo espacial.

NOAA (satélites). Iniciales de National Oceanic andAtmospheric Administration, esta sigla se le dio a una seriede satélites para fines meteorológicos lanzados desde losEE.UU. para reforzar la vigilancia de las condiciones deltiempo realizada por los satélites Nimbus. Cinco satélitesdel tipo NOAA fueron lanzados entre diciembre de 1970 yjulio de 1976. Se trataba de satélites que se movían enórbita casi polares a 1.500 km de altura, realizando unavuelta completa alrededor de la Tierra en 115 minutos.

Nochelucientes (nubes). Son formaciones nubosas a basede cristal de hielo que se forman a unos 80-90 km de altura,en el confín entre la estratosfera y la ionosfera. Se hacenvisibles después de la puesta del Sol y se destacan contra elcielo que tiende a oscurecerse, con nebulosidades de colorblanco-azul. Las nubes nochelucientes no emiten luz propiasino que se limitan a reflejar la del Sol. Se ha aclarado quelos hielos que las componen se forman por fenómenos decondensación alrededor de partículas de polvo micrometeó-rico, que permanecen en suspensión en la altura de la at-mósfera.

Nodo. Es un punto en el que la órbita de un cuerpo celeste yasea un planeta, un satélite o un cometa, intercepta un planode referencia como, por ejemplo, el plano de la órbita te-rrestre. Se distingue un nodo ascendente cuando el cuerpoque intercepta el plano se mueve de sur a norte; y nododescendente en el caso opuesto. La línea de los nodos es laque une el nodo ascendente con el nodo descendente, o bienla línea de intercepción de los planos orbitales de los doscuerpos considerados.

Nova (O Nueva). Es una estrella que imprevistamente esinvolucrada en un proceso explosivo y aumenta su lumino-sidad en varios millares de veces en pocas horas. Por efectode este fenómeno el observador terrestre ve encenderse unaestrella donde no observaba nada, o ve aumentar el brillo deuna estrellita que antes apenas era perceptible. Los antiguosastrónomos, creyendo que se trataba del nacimiento de unaestrella, llamaron a estos astros estrellas nuevas o novae. Sepiensa que el mecanismo físico de la explosión de una novaconsiste en una inestabilidad que hace expandir rápidamen-te las capas externas de la estrella: sería precisamente elaumento de la superficie la que, junto con la emisión ener-gética, determinarían el drástico aumento en magnitud. Otromecanismo posible del encendido de estrellas nuevas estimalas causas en la existencia de sistemas binarios, en los quelos gases expulsados por una de las componentes son absor-bidos por la otra, donde, al caer, liberan enormes cantidadesde energía en diversas longitudes de onda del espectroelectromagnético. A las nuevas se les da el nombre de laconstelación en la que aparecen, seguido del año de apari-ción. La primera de estas estrellas observada en el siglo XXfue la Nova Persei, aparecida en 1901. Alcanzó en menosde un día una luminosidad de 0m y se pudo observar en elcielo a simple vista durante varias semanas. Las novas son amenudo descubiertas por los astrónomos aficionados, queescrutan sistemáticamente el cielo en busca de la apariciónde nuevos cometas, de nuevos asteroides o de otros fenóme-nos imprevisibles. También existen novas recurrentes, lascuales dan lugar a explosiones intermitentes con intervalosde algunos años. Este es el caso de la Nova Pyxis aparecidaen 1890 y que volvió a brillar de manera inusual en 1902,1920 y 1944. Las novas no deben confundirse con las Su-pernovas, estrellas que experimentan fenómenos explosivosanálogos, pero en los cuales la cantidad de energía liberaday, por consiguiente, la luminosidad aparente, superan en

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aproximadamente un millón de veces la de una estrellanova.

NRAO (observatorio). Sigla que constituye la abreviaturade National Radio Astronomy Observatory, es decir obser-vatorio radioastronómico nacional. Se trata del complejomás grande de los EE.UU. para estudios de radioastrono-mía; dispone de una gran cantidad de antenas entre lascuales se encuentra el VLA (Very Large Array), un radiote-lescopio de síntesis constituido por 27 paraboloides alinea-dos a lo largo de una línea de base de 21 km, con el cual esposible obtener imágenes de gran resolución de lejanosobjetos estelares como nebulosas planetarias, nebulosas,galaxias, etc. La primera sede del NRAO nace en 1957 enGreen Bank, West Virginia. La antena más grande tiene undisco de 91 cm de diámetro, es operativa desde 1962 y hatrabajado preferentemente sobre longitudes de onda de 21 yde 6 cm. Una antena del NRAO de 11 m de diámetro, estu-diada con precisión para captar las longitudes de ondamilimétricas, ha sido colocada en Kitt Peak, en las proximi-dades del observatorio óptico homónimo. Con ella se handescubierto numerosas Moléculas interestelares que seencuentran en las correspondientes nubes. El Very LargeArray que ya hemos mencionado, ha sido inaugurado enoctubre de 1980 y se encuentra junto a Socorro, New Mexi-co. Con este instrumento es posible obtener poderes deresolución comparables a los que se tienen con los mejoresinstrumentos ópticos, lo que para los estudios de radioas-tronomía representa un logro indudablemente importantísi-mo.

Nutación. Es una ligera oscilación del eje terrestre causadapor la influencia gravitacional de la Luna. La nutaciónproduce una cíclica variación de la inclinación del propioeje terrestre. Cada ciclo de nutación dura dieciocho años ydoscientos veinte días, durante los cuales el eje oscila unos9" alrededor de su posición media. La nutación se superpo-ne a otro movimiento que afecta al eje terrestre y que esllamado Precesión.

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OOAO. Sigla de la primera generación de satélites astronómicos

americanos, iniciales de Orbiting Astronomical Observatory(Observatorio Astronómico Orbital). Los OAO fueron lan-zados a partir de 1966, cuando el desarrollo tecnológicopermitió las maniobras a distancia de telescopios astronó-micos. Su objetivo consistía en la observación de objetoscelestes en longitudes de onda muy cortas: radiacionesultravioletas rayos X y rayos γ. Como es sabido, estas emi-siones del espectro electromagnético no son perceptibles porlos instrumentos en tierra, porque son filtradas por la capaatmosférica; sin embargo su estudio es de enorme importan-cia para comprender los mecanismos energéticos de estre-llas macizas, nebulosas, galaxias y quásar. Pero veamos lasmisiones OAO. El OAO 1 fue lanzado el 18 de abril de1966, transportaba un telescopio de 41 cm y cuatro de 20cm pero los aparatos no pudieron funcionar por una averíaen el sistema de alimentación. El 7 de diciembre d 1968 sepuso en órbita el OAO 2, que llevaba un instrumentaciónaún más sofisticada: un telescopio de 41 cm, cuatro de 32cm, cuatro de 20 cm y dos espectrómetros ultravioletas de20 cm. La actividad d este racimo, de instrumentos deobservación fue coronada por el éxito, ya que se pudo des-cubrir la primera fuente de rayos ultravioletas en la galaxiade Andrómeda. En cambio resultó un fracaso el lanzamientodel OAO B producido el 30 de noviembre de 1970 cuando acausa de un desperfecto en el motor de la última sección delobservatorio astronómico, que contenía un gran instrumentode 91 cm, no pudo ni siquiera llegar a la órbita. Por último,otro éxito coronó la serie el 21 de agosto de 1972, cuandofue lanzado el OAO 3, después rebautizado Copérnico enhonor al gran científico polaco. El satélite astronómico, quetransportaba un telescopio de 81 cm y tres sensores pararayos X, descubrió el objeto celeste V 861 Scorpii, conside-rado como un probable Agujero negro.

Oberon. Es el más alejado de los cinco satélites conocidos deUrano. Está en órbita a una distancia media de 586.000 kmdel planeta, y la completa en 13,5 días; tiene un radio de460 km y una densidad media de 2 g/cm3. Fue localizado en1787 por el gran astrónomo William HERSCHEL, que seisaños antes había descubierto el propio Urano. Los otrossatélites del planeta son Ariel, Umbriel, Titania y Miranda.

OBERTH, Hermann Julius. Pionero alemán de las investiga-ciones astronáuticas y misilísticas realizadas a comienzosdel siglo XX, puede considerarse, junto con el rusoTSIOLKOVSKY y el americano GODDARD, entre los fundado-res de estas ciencias. Teórico de los vuelos espaciales,preconizó desde 1917 el misil a combustible líquido ypresentó un proyecto en su tesis de graduación. En 1922escribió un fascinante tratado titulado El misil en el espaciointerplanetario donde presentó, entre otras cosas, los princi-pios constructivos de las estaciones espaciales orbitales, yen 1929 publicó la que se considera su obra fundamental: Elcamino al viaje espacial, en la que prevé el desarrollo delmotor a propulsión iónica. Este último trabajo le significó laobtención de un premio en dinero instituido por el mecenasfrancés Robert Esnault-Pelterie, que OBERTH empleó para

sus primeros experimentos en motores a cohete efectuadosen el ámbito de la Sociedad Alemana para los viajes espa-ciales. Entre sus asistentes figuraba el jovencísimo WernerVON BRAUN. Junto con este último, OBERTH trabajó duranteun corto tiempo en el polígono alemán de Peenemundedurante la segunda guerra mundial y después en losEE.UU., desde 1955 a 1958; a partir de esta fecha se retiró.

Objetivo. Es un sistema constituido por una o más lentes, obien por un espejo, que tiene la función de hacer convergeren un Foco la imagen real del objeto observado; ésta des-pués será ampliada por el Ocular. Los telescopios con unobjetivo constituido por lentes se llaman refractores; los quetienen un espejo, reflectores. En los refractores de buenacalidad el objetivo está constituido por un sistema de lentesque tienen diferentes índice de refracción (típicamente unalente flint y una crowm) con el fin de eliminar la Aberra-ción cromática. Los reflectores no tienen aberración cromá-tica, pero están afectados por otras aberraciones como laesférica. Una característica fundamental del objetivo es larelación focal, es decir, la relación entre su distancia focal ysu diámetro.

Observatorio astronómico. Es un centro de investigacióndedicado al estudio del cielo y dotado de unos instrumentospara la observación de los fenómenos celestes. El conceptode observatorio astronómico ha experimentado una profun-da evolución con el pasar del tiempo. Antiguamente, cuandola astronomía estaba íntimamente ligada a las creenciasreligiosas, los observatorios coincidían con los templosdestinados al culto de las divinidades. Es en la Edad Mediacuando se afirma la concepción de observatorio como lugarde reunión de astrónomos e instrumentos. En los siglossucesivos el observatorio se instala, por lo general, en unatorre elevada de la ciudad. Sin embargo, después de losprimeros decenios del siglo XX se manifiesta la exigencia dealejarse de la contaminación química y luminosa de lasmetrópolis: así se establecen los observatorios en lugaresdesérticos y elevados, donde el cielo nocturno es oscuro y elnúmero de días serenos cada año es muy elevado. Desde losaños sesenta, por último, gracias a los extraordinarios pro-gresos de la física espacial y de las técnicas de exploraciónautomática del espacio, se inició la construcción de losobservatorios astronómicos orbitales. En esta voz no sehabla de los observatorios radioastronómicos, que se tratanen la voz Radioastronomía. La historia. Los primeros obser-vatorios de los que se tiene noticia, nacen en el tercer mile-nio antes de Cristo en Egipto y en Babilonia, son dirigidospor los grandes sacerdotes que se dedican al culto de losastros y tienen, predominantemente, la función de estable-cer los calendarios y prever los espectaculares fenómenos alos que se les atribuye un significado astrológico, como loseclipses. Famosos son los grandes templo-observatoriosegipcios de Amon-Ra y de Hat dedicados al Sol y construi-dos de manera que una vez al año, en la época del Solsticio,un rayo de Sol atravesara la majestuosa construcción porentero hasta llegar a la nave. Al siguiente milenio se remon-ta la primera construcción de grandes templos-observatorios

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megalíticos en Inglaterra, como el de Stonehenge. Tambiénla astronomía china tiene raíces antiquísimas: muchas cró-nicas que nos llegaron a través de los jesuitas misioneros,que se trasladaron a aquellas regiones siguiendo las huellasde Marco Polo, nos cuentan de un gran observatorio que selevantaba sobre la Montaña Imperial, cerca de Nankin,donde se llevaba a cabo lo que se diría una vigilancia conti-nua de los fenómenos celestes. De todos modos, parece queel primer gran observatorio dotado de instrumentos (noópticos se entiende) para medir el tiempo y determinar lascoordenadas de los astros, fue fundado en Samarcanda porobra del astrónomo persa Ulug Beg (1394-1449). Aquí serecopiló un catálogo estelar conteniendo las posiciones de994 estrellas, que puede considerarse una edición puesta aldía del catálogo de TOLOMEO y de HIPARCO. Más tarde, en1576, Tycho BRAHE construyó en la isleta de Hven, en elestrecho de Sund, el observatorio astronómico más grandede su época y lo llamó Uraniborg. Allí existían instrumentoshechos construir por el propio astrónomo, ahora ya en des-uso, como la esfera armilar, cuadrante mural, etc. Gracias aellos, Tycho BRAHE logró realizar precisas observacionesque permitieron a KEPLER descubrir sus tres famosas leyesdel movimiento planetario. Se trataba de instrumentoscarentes de la parte óptica, con lo que todo tipo de medidaseran efectuadas observando a simple vista. En el siglosiguiente, exactamente en 1609, hace su aparición en laastronomía el primer telescopio construido por GALILEO:para los observatorios astronómicos este descubrimientotuvo el significado de una revolución. Los primeros grandesobservatorios nacionales dotados de un telescopio son fun-dados en París y Londres, hacia finales del siglo XVII Sinembargo, los telescopios gigantes de aquellos tiempos sonobra, tanto en diseño como en construcción, de colosos de laastronomía como William HERSCHEL, que en 1789 realizaun reflector de 182 cm, y Lord ROSSE, que en 1845 pone apunto un reflector de 182 cm. Llegamos así a la época delos modernos observatorios astronómicos fuera de las ciu-dades. En 1888 es fundado el Lick Observatory, situado a1.300 m de altura en el Monte Hamilton, California. Estádotado de un refractor de 91 cm. Este instrumento es rápi-damente superado por el de 102 cm del Yerkes Observato-ry, fundado en 1897 en Wisconsin, que aún hoy sigue sien-do el telescopio de lente más grande realizado por el hom-bre. Con él, en efecto, se ha llegado a los límites de diáme-tro máximo posibles para una lente de objetivo. Los teles-copios modernos. Con el comienzo del siglo XX, los grandesobservatorios apuntan hacia la realización de los superre-flectores. En efecto, ya en 1917, gracias al genio y esfuerzode George Ellery Hale, el recién nacido observatorio deMount Wilson se enriquece con el mastodóntico reflector de2,54 m y, pasados apenas treinta años, se duplica la medidacon la construcción del famoso reflector de 5 m de diámetrode Mount Palomar. Este es considerado aún hoy, por losprofanos, como el telescopio más grande del mundo, aunqueen realidad ha sido superado en 1975 por el reflector de 6 mde diámetro realizado en Zelencjukskaja, en la Unión So-viética. En los últimos años, el concepto de grandes obser-vatorios astronómicos, entendidos como un polo aislado dedesarrollo de la astronomía de una nación, ha sido sustitui-do por el concepto de grandes institutos de astronomía, quedirigen varios observatorios situados en regiones distantesen un mismo país, o incluso en países diferentes, y dedica-dos a investigaciones específicas en el ámbito de la astrofí-sica, etc. Una de las más importantes entre estas institucio-nes es la AURA (Association of Universities for Researchin Astronomy), que coordina el trabajo de grandes ymodernísimos observatorios como el de Kitt Peak enArizona (que fue fundado en 1960 y posee la mayor concen-

fue fundado en 1960 y posee la mayor concentración deinstrumentos, entre los cuales hay un reflector de 4 m dediámetro y el mayor telescopio solar del mundo, con 150 cmde diámetro y 100 m de distancia focal), y el de Cerro Tolo-lo en Chile, que puede considerarse un observatorio gemeloal de Kitt Peak. Este último posee un gran reflector de 4 mde diámetro, el mayor disponible en el hemisferio Sur.Otras grandes instituciones que dirigen el funcionamientode observatorios notables son la ATT (AngloAustralianTelescope), cuyo mayor instrumento consiste en un reflectorde 3,8 m en Siding Spring, Australia, y el ESO (EuropeanSouthern Observatory), formado por un consorcio de nacio-nes europeas que han realizado un complejo de instrumen-tos, entre los que destaca un reflector de 3,6 m de diámetro,en Cerro La Silla, Chile. También es relevante el complejointernacional de Mauna Kea en Hawai, donde convergengrandes observatorios ingleses (3,8 m), franco-americanos(3,6 m) y americanos (3,2 m). La generación de los observa-torios astronómicos orbitales, que ha visto la luz a mediadosde los años sesenta, ha abierto excepcionales perspectivasde desarrollo a la astronomía. En efecto, más allá de la capaatmosférica no sólo son posibles medidas astronómicas degran precisión, sino que también se pueden realizar estudiossobre emisiones en longitudes de onda no filtradas por laatmósfera. Después de los primeros modelos de observato-rios orbitales (OAO, OSO, etc.), se ha pasado a instrumen-tos más sofisticados, como los satélites HEAO, Iris, Hippar-cos. La realización más importante de la década de losochenta consiste en el Space Telescope, con el cual seráposible descubrir si algunas estrellas están acompañadas deplanetas. También los astronautas que han pasado largosperíodos en órbita terrestre se han convertido en astróno-mos, como ha sucedido con la tripulación del Skylab que hallevado a cabo importantes observaciones sobre el Sol y elcometa Kohoutek. Sin embargo, nos parece prematuroafirmar ahora que la astronomía de tierra está próxima adesaparecer. En efecto, la mayoría de los cuerpos celestesemite en el espectro visible, y por lo tanto debe esperarseque los observatorios terrestres sean potenciados, como dehecho ya está sucediendo. El objetivo ya no será la creaciónde espejos de mayor abertura, porque se está en el límitepasado el cual la utilidad no crece ya proporcionalmente conla superficie del espejo reflector; la tendencia actual eshacia la realización de espejos múltiples que envían susrayos luminosos hacia un único foco. Un instrumento deeste tipo, el Multi-Mirror Telescope, ha sido colocado enArizona y consiste en seis espejos contiguos de 180 cm cadauno, cuyas imágenes se hacen coincidir con un sistemaelectrónico. Se obtiene así un resultado equivalente al de unsimple espejo de 4,4 m, pero con un notable ahorro: laconstrucción de un solo elemento reflector de estas dimen-siones habría requerido mucho más dinero y trabajo que laconstrucción de los seis pequeños espejos. La Universidadde California proyecta para el futuro un telescopio con 60elementos reflectores de 140 cm cada uno, equivalentes aun inmenso espejo de 10 m de diámetro. Tanto estos ins-trumentos de vanguardia como los tradicionales serán cadavez más sofisticados, debido al desarrollo de la microelec-trónica y la informática. Ya ahora es posible para un astró-nomo aprovechar sus horas de observación con un graninstrumento, sentado cómodamente en la habitación de suinstituto universitario, controlando el telescopio a distanciaa través de un terminal conectado a una computadora cen-tral que realiza todas las funciones del gran instrumento.

Ocular. Es un sistema óptico que sirve para ampliar laimagen real formada en el Foco de un Objetivo. De la dis-

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tancia focal, tanto del objetivo como del ocular, depende laMagnificación o Aumento obtenido. Habitualmente unocular tiene una distancia focal comprendida entre 4 y 40mm. Esquemáticamente está formado por dos lentes: aqué-lla, en la que se apoya el ojo, se llama lente ocular; la otra,lente de campo porque tiene la función de incrementar laamplitud del campo visual. Las combinaciones ópticas quecomponen un ocular son múltiples: hay desde oculares detipo Huygens y Ramsden, formados por dos lentes plano-convexas, a oculares de tipo ortoscópicos en los que una delas dos lentes está constituida por un triplete de lentesunidas entre sí; e incluso oculares del tipo Erfle en los quelas lentes separadas son tres. Cada uno de estos tipos deoculares es capaz de satisfacer las más diversas exigencias,como por ejemplo la eliminación de la Aberraciones, laobtención de un gran campo visual, etc.

Ocultación. Es la desaparición de un cuerpo astronómicodetrás de otro. Se trata de un fenómeno menos espectacularque un eclipse, pero que sin embargo reviste gran importan-cia para medidas astronómicas de diverso tipo. El cuerpoceleste que más frecuentemente oculta las estrellas es laLuna que, moviéndose a través de las constelaciones delZodíaco, cubre en promedio todos los años una cincuentenade estrellas hasta la sexta magnitud. Debido a la ausenciade atmósfera, tanto la ocultación como la sucesiva reapari-ción de la estrella detrás del disco lunar son repentinas.Esto permite determinar con gran precisión los instantes deaparición y desaparición y verificar, a través de complicadoscálculos, las teorías del movimiento lunar. La Luna ocultaocasionalmente también planetas, satélites, asteroides yfuentes de radio varias; esto permite determinar, en el casode que no sean bien conocidas, las dimensiones angularesde estos objetos. Mucho más raras, pero posibles, son lasocultaciones entre planetas, como la de Marte que fue cu-bierto por Venus en 1950.

OGO. Sigla de Orbiting Geophysical Observatory (observato-rio geofísico orbital), dada a seis satélites americanos parael estudio de las características físicas de la tierra y delespacio que la rodea. Lanzados entre 1964 y 1969, lossatélites OGO, con la típica forma de caja con las antenasdirigidas hacia tierra, realizaron las primeras medidas delcampo geomagnético y estudiaron sus interacciones con laspartículas de diferentes orígenes provenientes del espacioexterior. Estos son los principales resultados obtenidos porlos seis satélites y sus respectivas fechas de lanzamiento:OGO 1 (4 de septiembre de 1964), mapa del campo geo-magnético y de los haces de radiación; OGO 2 (14 de octu-bre de 1965), mapa del campo geomagnético y medida delas radiaciones ultravioletas y X de origen solar; OGO 3 (7de junio de 1966), estudio del viento solar, de los rayoscósmicos y de las radiaciones de origen terrestre; OGO 4(28 de julio de 1967), mapa del campo geomagnético, estu-dio de la ionización atmosférica y de las auroras boreales;OGO 5 (4 de marzo de 1968), ulteriores investigacionessobre el campo geomagnético y descubrimiento de la nubede hidrógeno alrededor del cometa Bennet; OGO 6 (5 dejunio de 1969), estudio de la ionosfera así como de lasauroras boreales. Los satélites OGO fueron puestos enórbitas elípticas muy excéntricas, de manera que su apogeo(punto de máxima distancia de la Tierra) se encontraraaproximadamente a un tercio de la distancia Tierra-Luna.Esto permitía a los sensores una amplia visión de la magne-tosfera.

OLBERS, Heinrich Wilhelm. 1758- 1840 Astrónomo alemán,descubridor de cinco cometas y de dos asteroides; su nom-bre está unido también a una famosa paradoja cosmológica.OLBERS puso a punto en 1796 un método para calcularfácilmente las órbitas de los cometas, que fue rápidamenteadoptado por los otros astrónomos y ahora es conocido comométodo de OLBERS. En 1811, época en la que no se conocíala existencia de la presión de radiación, formuló la hipóte-sis de que la cola de los cometas está siempre dirigida en ladirección opuesta al Sol, porque era acometida por la radia-ción solar. El 1 de enero de 1802 OLBERS localizó, en laposición prevista por Karl F. GAUSS, el primer asteroide,Ceres, que ya había sido descubierto exactamente un añoantes por Giussepe PIAZZI, y después perdido de vista. Pocotiempo después, siguiendo a Ceres, OLBERS descubrió otroasteroide, Palas, y se convenció de que estaban relacionadoscon los fragmentos de un cuerpo más grande; por lo tantobuscó otros fragmentos y en 1807 descubrió Vesta. Suhipótesis sobre el origen de los Asteroides se hizo obsoleta.

OLBERS (paradoja de). Tal vez OLBERS sea conocido sobretodo por su paradoja, enunciada en 1826, según la cual elcielo nocturno debería ser, en lugar de oscuro, extremada-mente luminoso debido a la luz emitida por todas las estre-llas del Universo. El consideraba que la oscuridad nocturnaacaso se debía a las nubes de polvo que interceptaban la luzproveniente de las estrellas. Hoy sabemos que el Universoestá en expansión (descubrimiento hecho hace un sigloaproximadamente, después de la formulación de la paradojade Olbers); a causa de esta expansión aumenta la longitudde onda de la luz emitida por las estrellas y disminuye suenergía luminosa. Por lo tanto, las estrellas están más aleja-das y mayor es la diferencia entre sus luminosidades y laluminosidad que tendrían si el Universo fuera estacionario:de esta manera la paradoja no se sostiene.

OORT, Jan Hendrik. Astrónomo danés, autor de importantesestudios sobre nuestra Galaxia y de otra importante teoríasobre el origen de los cometas. Después de haber estudiadola distribución y el movimiento de las estrellas en nuestraGalaxia, OORT en 1927 determinó su masa total, equivalen-te aproximadamente a 200 mil millones la masa del Sol, lasdimensiones (encontrando para el diámetro el valor de10.000 AL) y la distancia del Sol desde el centro, equiva-lente a unos 30.000 AL. En los años de la segunda guerramundial impulsó el desarrollo de la radioastronomía, gra-cias a la cual en 1954 su equipo de trabajo pudo publicar unmapa de la Galaxia en el cual se veían los brazos de laespiral determinados por la emisión del hidrógeno. El mo-vimiento del hidrógeno llevó a OORT a la conclusión de quela Galaxia realiza una vuelta completa en 225 millones deaños; además, ésta emite desde su núcleo nubes de gas quese comportan como si provinieran de una explosión. En1950 OORT propuso para el origen de los cometas una inte-resante teoría: todos ellos provendrían de una gran nubesituada en los bordes del sistema solar, a aproximadamenteun AL del Sol, y habrían sido impulsadas hacia él comoconsecuencia de una perturbación gravitacional causada porel paso de una estrella en las proximidades. La hipótesis dela nube o depósito de cometas es hoy ampliamente acepta-da.

Oposición. Es la posición de un planeta cuando, respecto alobservador terrestre, se encuentra en el cielo opuesto a Sol.En el periodo de la oposición el Sol, la Tierra y el planetase encuentran aproximadamente a lo largo de una línearecta y en el orden mencionado. Obviamente los planetas

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internos a la órbita de la Tierra no pueden encontrarse enoposición: ésta, en efecto, es una posición típica de losplanetas externos a la órbita terrestre. La oposición repre-senta el periodo más favorable para la observación de unplaneta, porque se encuentra a la mínima distancia de laTierra.

Órbita. Es la curva descrita por un cuerpo alrededor de supropio centro de atracción. Una órbita adquiere la forma deuna Cónica, es decir, de una circunferencia, de una elipse,de una parábola o de una hipérbola. La forma de una órbitadepende de la ley de la Gravitación Universal formuladapor NEWTON. Los planetas de nuestro sistema solar recorrenórbitas elípticas alrededor del Sol.

Orbitales (elementos). Cuando se descubre un nuevoobjeto celeste, por ejemplo un asteroide o un cometa, seplantea el problema de determinar las características de suórbita con el fin de ver qué trayectoria seguirá el cuerpo.Con el fin de ejemplificar el problema, al principio no setiene en cuenta la fuerza de atracción ejercida por los plane-tas; se supone tener que tratar sólo con el nuevo cuerpoceleste y con el Sol (problema de lo dos cuerpos) y se pro-cede al cálculo de la forma de la órbita, de su orientación enel espacio y de la posición que el cuerpo celeste ocupa a lolargo de su órbita en un determinado momento. Para obte-ner estas informaciones son suficientes seis parámetrosllamados elementos de la órbita en un determinado momen-to. Para obtener estas informaciones son suficientes seisparámetros llamados elementos de la órbita: 1) el semiejemayor, a, de la órbita; 2) la excentricidad, e, de la órbita; 3)la inclinación, i, del plano de la órbita con respecto al planode la órbita terrestre; 4) el ángulo, omega, (también llamadolongitud del nodo ascendente), que se mide sobre el planode la elíptica y está comprendido entre la dirección delpunto y (o primer punto de Aries, un punto de referencia enel que se encuentra el Sol en el Equinoccio de primavera) yla línea a lo largo de la cual el plano de la órbita terrestreintercepta el del cuerpo celeste (línea de los nodos); 5) elángulo, llamado también argumento del perihelio, que semide sobre el plano de la órbita del cuerpo celeste y estácomprendido entre la línea de los nodos y la recta que uneel Sol con el perihelio; 6) la época, T, del paso del cuerpoceleste por el perihelio. Determinados estos parámetros conrespecto a los dos cuerpos, se toman luego a examen losefectos gravitacionales de los otros planetas (problema delos 3, 4, 5, n cuerpos) y se realizan por lo tanto las nece-sarias correcciones en los elementos orbitales.

Orión (nebulosa de). Es un cúmulo de gas y polvos queemite una tenue luminosidad a causa de un fenómeno deexcitación producido por estrellas que se encuentran en suinterior. Se halla en la célebre constelación de Orión, bajolas tres estrellas que forman el cinturón del mítico cazador,y puede observarse fácilmente con binoculares o con untelescopio de poca potencia. La nebulosa aparece como unaclaridad lechosa en forma de abanico, con un diámetroaparente de alrededor de 20 (seis veces al diámetro de laLuna Llena). Su magnitud integral es de alrededor de 3m,pero en realidad el objeto no se llega a distinguir a simplevista, si no es en condiciones de visibilidad excepcional-mente buenas, por el hecho de que su luminosidad estádistribuida en una superficie muy amplia. En el interior dela nebulosa se notan cuatro estrellas muy próximas, conoci-das como el Trapecio de Orión, Orionis), con magnitudesrespectivas de 5m, 4, 6m, 9, 7m y 8m. Una de ellas es la res-ponsable de los fenómenos de excitación que produce sobre

la nebulosa y que hacen que esta sea visible a nuestros ojos.Distante unos 1.500 AL de nosotros, la nebulosa de Orióntiene un diámetro aproximado de 25 AL y contiene unacantidad de materia equivalente a 10 masas solares. Debidoal gran volumen en el que esta masa está distribuida, sudensidad media es extremadamente baja, inferior al mejorvacío absoluto que se puede lograr en los laboratorios te-rrestres. Esta tiene un importante valor cosmogónico, por-que se considera que en algunas regiones de la nebulosaestén produciéndose fenómenos de condensación de lamateria muy similares a los que acompañaron la formaciónde nuestra nebulosa solar primordial. La nebulosa de Orión,resumiendo, es una cuna en la que están naciendo nuevasestrellas y tal vez nuevos sistemas solares similares alnuestro. Descubierta en 1610 por el astrónomo francés,discípulo de GALILEO, Nicola Fabri de PEIRESC (1580-1637), la nebulosa de Orión está clasificada en el catálogoMessier bajo la sigla M 42 (correspondiente a NGC 1976).En los últimos años también ha adquirido una gran impor-tancia en lo que respecta a los estudios de Astrobiología,desde el momento que en ella se han localizado moléculasorgánicas interestelares.

Orión (Proyecto). Es el nombre de un proyecto americanopara la construcción de la primera astronave atómica desti-nada a vuelos interplanetarios. Desarrollado principalmenteentre 1958 y 1959, el proyecto Orión sobrevivió hasta 1965,pero después fue suspendido por resultar irrealizable. En unprincipio fue confiado a un grupo de valiosos científicos,entre los que se encontraba el físico Freeman Dyson (1923),quienes análogamente a lo que sucedió con el proyecto parala realización de la primera bomba atómica, se aislaron enun polígono de la Marina Militar en Punta Loma (una pe-nínsula que se extiende sobre el Pacífico no muy lejos de laciudad de San Diego, California), para poner a punto losplanes de construcción de la astronave y efectuar los prime-ros experimentos. Según los cálculos, una sucesión depequeñas explosiones nucleares le imprimirían a la astrona-ve el empuje necesario para despegar de Tierra y adquirir lavelocidad de fuga. Con este método se quería obviar elinconveniente del excesivo costo necesario para el desarro-llo de los grandes misiles de propulsor químico. Precisa-mente en aquellos años VON BRAUN había comenzado arealizar su poderoso Saturno y se dio cuenta de que, debidoa los costos del transportador, la exploración de la Luna nose continuaría y que para la exploración de los planetassería necesario diseñar un vehículo más eficiente y econó-mico que el supercohete químico. En el proyecto teórico, laastronave Orión de propulsor nuclear tenía un rendimientoenergético, a masas iguales, equivalente a un millón deveces superior al de las otras astronaves y un costo decidi-damente inferior. El objetivo de los diseñadores era reali-zarla a mediados de los años 60, para efectuar el primerviaje a Marte en 1968 y el primer viaje al sistema de Satur-no en 1970. También se llevaron a cabo lanzamientos deprueba con modelos a escala reducida, algunos de los cua-les, por cuanto se ha visto que el programa estaba bajo lacobertura de secreto militar, fueron coronados por el éxito.Después de apenas dos años de trabajo, el gobierno ameri-cano no sostuvo más esta empresa. Contribuyó evidente-mente al hecho de que el despegue de astronaves comoestas desde tierra habrían contaminado la atmósfera deresiduos nucleares. Se pensó entonces en una combinaciónhíbrida: una primera sección formada por un Saturno conpropulsor químico y la astronave Orión colocada en lasección final, de modo que su ascensión se produciría en elespacio exterior. Sin embargo, esto anulaba los beneficios

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económicos provenientes del uso exclusivo del propulsornuclear. Descartada así esta idea, a comienzo de los años 60el proyecto fue quitado de las manos al grupo de científicosciviles y pasó íntegramente bajo la gestión de los militaresque, en 1965, lo eliminaron definitivamente del programade desarrollo astronáutico. La idea de una astronave a ener-gía nuclear ha sido tomada recientemente por la BritishInterplanetary Society con el proyecto Dédalo.

Oriónidas. Lluvia anual de estrellas fugaces, llamadas deesta manera porque parecen irradiarse de la homónimaconstelación. Se hacen visibles entre el 11 y el 30 de octu-bre de cada año, con un máximo de frecuencia el 19 delmismo mes. Están provocadas por detritus dejados a lolargo de su propia órbita por el cometa Halley. Este da lugara dos lluvias anuales de estrellas fugaces, correspondientesa dos intercepciones de su órbita con la terrestre; la otralluvia es la de las Acuáridas, que puede observarse entre el29 de abril y el 31 de mayo con un máximo de frecuencia el5 de mayo.

OSCAR. Sigla de una serie de satélites para radioaficionados,de las primeras letras de Orbiting Satellite Carrying Ama-teur Radio. Se trata de pequeños satélites construidos pororganizaciones privadas de radioaficionados americanos,que han obtenido un billete a bordo de lanzadores destina-dos a la puesta en órbita de otros satélites más importantesOSCAR 1, lanzado el 12 de diciembre de 1961 contenía unsimple transmisor para el estudio de la propagación de lasondas sobre la banda de aficionados de 2m (144 - 146 me-gaciclos), que podía se captada también por los poseedoresde una pequeña estación receptora. OSCAR 3, llevaba abordo un repetidor, para permitir así los primeros contactosvía satélite entre estaciones de radioaficionados, siempre enla banda de los 2 m. OSCAR 4, cumplía la misma funciónque su predecesor, tanto en los 2 m como en los 70 cm.OSCAR 5, puso en órbita un transmisor para los 2 m y otropara los 10 m, mientras OSCAR 6 aseguró las comunica-ciones entre los radioaficionados sobre las mismas bandas.La serie fue continuada ampliando cada vez más el númerode frecuencias disponibles y el tiempo para los experimen-tos de diálogo vía satélite. En el futuro, los radioaficionadosintentan realizar también una red de satélites OSCARgeoestacionarios.

Oscurecimiento en el borde. Observando el Sol con untelescopio (obviamente provisto de filtro), se nota una dis-minución de su luminosidad a medida que se pasa del cen-tro hacia la periferia del disco. Este fenómeno, llamado deoscurecimiento del borde, está causado por el hecho de quelos rayos provenientes del borde atraviesan oblicuamente laatmósfera solar antes de llegar a nosotros y, debido a laabsorción experimentada por ésta, aparecen menos lumino-sos.

Oso. Siglas de Orbiting Solar Observatory, utilizadas paradenominar ocho satélites lanzados por la NASA para elestudio del Sol y de sus efectos sobre el espacio circundan-te.

OTS. Siglas de Orbital Test Satellites. Se trata de un satéliteexperimental para telecomunicaciones, lanzado en 1978 porla ESA (European Space Agency) con el fin de poner adisposición de las administraciones de correos y telecomu-nicaciones europeas un banco de pruebas para los tests detráfico telefónico y televisivo a nivel intercontinental. Si-

tuado en una órbita geoestacionaria encima de Europa, elOTS representa el prototipo de una red de cuatro satélitestelefónicos y televisivos que debería ser completado antesde 1990. Las comunicaciones con el OTS han sido asegura-das en cada país, por un sistema de antenas junto a unaestación elaboradora de datos.

Ozono. Es una forma particular de oxígeno caracterizadaporque la molécula de ozono contiene tres átomos de oxíge-no en lugar de dos, de donde surge su otro nombre de trioxí-geno (O3). El ozono alcanza elevadas concentraciones en laestratosfera, más allá de los 20 km de altura, donde seforma naturalmente por efecto de la radiación ultravioletasolar sobre las moléculas de oxígeno contenidas en el aire.En este proceso casi toda la radiación ultravioleta solar esabsorbida y por lo tanto no llega a la superficie de la Tierra.Esto representa una suerte para la vida en nuestro planeta,que de otra manera no habría podido ni siquiera nacer, yaque las radiaciones ultravioletas son letales para cualquierforma de vida. Desde el punto de vista astronómico, encambio, es una gran limitación, porque los instrumentos entierra resultan ciegos con respecto a las informacionestransmitidas desde la banda ultravioleta del espectro elec-tromagnético. Para obviar este inconveniente, son puestosen órbita observatorios astronómicos con adecuados instru-mentos capaces de captar la radiación ultravioleta.

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PPad. Palabra americana que en lenguaje misilístico indica la

zona en que se produce el lanzamiento de un cohete. Mien-tras pad se refiere a la zona en la cual se encuentra la rampade lanzamiento, la palabra cómplex comprende las estructu-ras circundantes como los servicios, la casamata, etc. De lasoperaciones que se llevan a cabo dentro del pad, es respon-sable un pad chief.

Pallas. Es el segundo asteroide que se descubrió después deCeres, por parte del astrónomo William OLBERS, el 28 demarzo de 1802. Palas gira alrededor del Sol en 4,61 años,en una órbita bastante excéntrica inclinada unos 43° conrespecto a la de la Tierra. Tiene un diámetro de 538 km yuna masa equivalente a 4·1017 toneladas. Desde el punto devista de la composición se considera que es análogo a unmeteorito de la clase de los condritos carboniosos. En susmáximos acercamientos a la Tierra. Palas alcanza una lumi-nosidad aparente de 6m y, en condiciones de cielo particu-larmente oscuro, puede ser observado bastante bien a sim-ple vista.

Parábola. Es una órbita típica de un objeto que no estávinculado a un centro de gravedad y que viaja a una veloci-dad, llamada de fuga, que le es necesaria para librarse delcampo gravitacional. Por ejemplo, realizan órbitas parabóli-cas las sondas espaciales interplanetarias que deben escaparal campo gravitacional de la Tierra, con el fin de dirigirsehacia los planetas. Desde el punto de vista geométrico laparábola pertenece a la familia de las Cónicas.

Paraboloide. Es una superficie sólida que se puede imaginarobtenida haciendo rotar una parábola alrededor del propioeje de simetría. Un espejo cóncavo de un telescopio o lapantalla de una antena para radioastronomía tienen unasuperficie con forma de paraboloide. Las radiaciones prove-nientes de una fuente lejana, interceptadas por un parabo-loide, son concentradas en un punto denominado foco.

Paralaje. Es un fenómeno que consiste en el desplazamientoaparente de una estrella cercana sobre el fondo de otrasestrellas más lejanas, a medida que la Tierra se mueve a lolargo de su órbita alrededor del Sol Este fenómeno ha sidoaprovechado como el primer y más simple método para lamedida de las distancias estelares. Hay un modo muy senci-llo de comprender prácticamente qué es la paralaje: bastacon tener el dedo índice de la mano recto delante de los ojosy cerrar alternativamente una vez el ojo derecho y otra elizquierdo; se tendrá entonces la neta sensación de quenuestro dedo se desplaza con respecto a los objetos queestán en el fondo. Un fenómeno idéntico se produce cuandomedimos la posición de una estrella cercana en dos momen-tos del año, a seis meses de distancia el uno del otro, esdecir, cuando la Tierra se encuentra en los dos extremosopuestos de su órbita. Conocida la línea de base (el diáme-tro de la órbita terrestre) y el ángulo determinado por eldesplazamiento aparente, es fácil conocer la distancia delobjeto observado, aplicando una fórmula elemental detrigonometría. El método de medida de las distancias astro-

nómicas por medio de la paralaje es aplicable solamente aestrellas relativamente próximas, hasta algunos centenaresde años luz. Para estrellas más lejanas, los ángulos de para-laje se van haciendo cada vez más pequeños e impercepti-bles. También podemos comprender este fenómeno de unamanera sencilla alejando el dedo de nuestros ojos y obser-vando que el desplazamiento aparente sobre el fondo dismi-nuye con la distancia. Para objetos muy lejanos los astró-nomos abandonan por lo tanto el método de la paralaje yrecurren al de las Cefeidas o del Desplazamiento hacia elrojo. Una de las primeras aplicaciones del método de laparalaje fue efectuada por Tycho BRAHE, quien descubrió enel lejano 1578 que los cometas no son fenómenos atmosfé-ricos como entonces pensaba la mayoría de los astrónomos,sino objetos celestes lejanos a la Tierra. La primera medidade distancia estelar fue realizada por Friedrich BESSEL en1838, sobre la estrella 61 Cygni; ese mismo año el astróno-mo escocés Thomas HENDERSON medía, siempre con elmétodo de la paralaje, la distancia de α Centauri, la estrellamás cercana al Sol.

Parkes (observatorio radioastronómico). Gran observa-torio para estudios de radioastronomía situado a 24 km alNorte de Parkes, en Australia. El principal instrumento derecepción de las señales está constituido por una gran ante-na con forma de paraboloide, de 64 m de diámetro, enfuncionamiento desde 1961. Gracias a ella se han descu-bierto numerosas especies de Moléculas interestelares. Elcomplejo está dirigido por un instituto científico llamadoCSIRO, iniciales de Commonwealth Scientific and Indus-trial Research Organisation.

Parsec. Es el nombre de una unidad de medida astronómicacorrespondiente a la distancia que habría a una estrella quetuviera una paralaje de un segundo. Un parsec equivale a30.870 trillones de kilómetros o bien 3.26 años luz. Múlti-plos del parsec son el kiloparsec, equivalente a mil parsec yel megaparsec, equivalente a un millón.

Pegasus. Nombre del caballo alado de a mitología griega,dado a tres satélites americanos para el estudio de los mi-crometeoritos que se desplazan en las proximidades de laTierra. En los primeros anos de la década de los sesenta,cuando el hombre había llevado a cabo sus primeras y cau-tas exploraciones en órbita terrestre, los científicos nosabían aún cuál era la entidad del peligro representado porlas pequeñas partículas procedentes de la desintegración delos muchos kilómetros por segundo, constituyendo, en casode impacto con una astronave, un verdadero proyectil. Fueprecisamente para verificar la frecuencia y la distribuciónde los micrometeoritos alrededor de la Tierra, en previsiónde la intensificación de a exploración humana y de la cons-trucción de estaciones espaciales orbitales, que la NASAdiseñó los tres satélites Pegasus, caracterizados por dosenormes paneles que ofrecían una amplia superficie a losgolpes de las partículas. El Pegasus 1 fue lanzado el 16 defebrero de 1965; el Pegasus 2, el 25 de mayo de 1965: elPegasus 3, el 30 de julio de 1965. Los tres funcionaron

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durante tres años y demostraron que el riesgo de que unaastronave fuera golpeada por un micrometeorito era comple-tamente insignificante.

Penumbra. Es una zona de sombra parcial que se formaalrededor del cono de sombra de la Tierra; está caracteriza-da por el hecho de que un hipotético observador, encontrán-dose en ella, sólo vería una parte del Sol. Así, durante loseclipses de Luna, hay regiones cubiertas de sombra y otrasde penumbra. También hay eclipses lunares solo de penum-bra, en los que la diferencia de luminosidad de la superficielunar es casi imperceptible a simple vista, mientras que sepuede evidenciar mejor con la observación fotográfica.

Perigeo. Es el punto en el cual un objeto celeste que giraalrededor de la Tierra se encuentra a su mínima distancia denuestro planeta. El punto de distancia máxima es el Apo-geo. Cuando la órbita de un cuerpo que gira alrededor de laTierra es casi circular, no hay gran diferencia, en términosde distancia, entre el perigeo y el apogeo; en cambio cuandoes relativamente elíptica, la distancia es más marcada. LaLuna, por ejemplo, cuya órbita tiene una Excentricidad de0, 0549, tiene en el perigeo una distancia de la Tierra de356.410 km; en el apogeo de 406.740 km. Estos dos puntosextremos de la órbita se llaman Ápsides.

Perihelio. Es el punto en el cual un objeto celeste que giraalrededor del Sol se encuentra a la mínima distancia de él.El punto de máxima distancia de un cuerpo al Sol se llama,en cambio, Afelio. Por ejemplo, la Tierra llega al periheliotodos los años a principios de enero: la distancia desde elSol es de 147.090.000 km.

Periodo. Se distinguen un periodo de revolución, que es eltiempo empleado por un cuerpo celeste en efectuar unavuelta completa de su órbita, y un periodo de rotación, quees el tiempo empleado por un cuerpo ce leste en realizaruna vuelta completa alrededor de su propio eje. En el casode los planetas, cuanto mayor es su distancia del Sol (y porlo tanto mayor del circuito de su órbita), más largo será elperiodo de revolución. El periodo de rotación, en cambio, esindependiente de la distancia del Sol y estuvo condicionado,en los tiempos de la formación de los propios planetas, porfactores dinámicos.

Perseidas. Enjambre anual de meteoros provenientes de ladesintegración del cometa Swift-Tuttle (1862111), quepuede observarse desde el 20 de julio al 19 de agosto, conun máximo de intensidad en la noche de San Lorenzo, entreel l0 y el 11 de agosto. Las Perseidas deben su nombre aque parecen irradiarse desde la constelación de Perseo.Además de ser la lluvia de estrellas fugaces más espectacu-lar, tienen una notable importancia histórica porque repre-sentan el primer caso de correlación que vio la luz entrecometas y estrellas fugaces. En 1862 dos astrónomos, Swifty Tuttle, habían descubierto un espléndido cometa, querealizaba una larga órbita alrededor del Sol con un periodode 120 años, que fue llamado precisamente cometa Swift-Tuttle en honor a sus descubridores (o también 1862 lll,porque fue el tercer cometa descubierto ese año). Algúntiempo después, el astrónomo italiano VirginioSCHIAPARELLI (1835-1910), estudiando la órbita del cometa,se dio cuenta que la Tierra cada año intercepta su órbitaprecisamente en el periodo que se ven aparecer las estrellasfugaces Perseidas. Formuló entonces la hipótesis de que losmeteoros no son otra cosa que partículas sólidas que el

cometa, desintegrándose por efecto del calor solar, va de-jando tras de sí. Casi al mismo tiempo, el astrónomo italia-no encontró también una correlación entre las estrellasfugaces de mitad de noviembre, llamadas Leónidas, y elcometa de Temple-Tuttle (1866 I). Desde ese momento, fueevidente que muchas lluvias anuales de meteoritos provie-nen de residuos cometarios. La intensidad de las Perseidas,como de otros enjambres de meteoros, puede variar de unaño a otro, según la Tierra se encuentre con un banco más omenos denso de detritos que, chocando contra la atmósfera,producen las características trazas luminosas. Gran parte delas imágenes fotográficas de las Perseidas, como de otrosenjambres meteóricos, se debe a la apasionada labor de losastrófilos.

Perturbaciones. Son pequeñas oscilaciones en el movimien-to de un cuerpo celeste, producidas por la fuerza gravitacio-nal ejercida por un astro próximo. El estudio de las pertur-baciones aparentemente anómalas tiene una notable impor-tancia, porque ha permitido a veces reconocer objetos invi-sibles perturbadores y descubrir nuevos cuerpos celestes.Fueron las perturbaciones observadas en el movimiento deUrano las que condujeron a la localización de Neptuno.Análogamente, las perturbaciones observadas en los movi-mientos de estrellas lejanas, nos informan de la presenciade compañeras invisibles o de planetas que están en órbitaalrededor de ellas.

PIAZZI, Giuseppe. 1 746-1 826 Astrónomo italiano, conocidosobre todo por haber descubierto el primer asteroide. PIAZZIfundó y dirigió, a partir de 1790, el Observatorio astronó-mico de Palermo. Fue allí donde el 1 de enero de 1801,observó por primera vez un objeto celeste similar a unaestrella, pero no citado en los catálogos estelares. PIAZZIcomenzó a seguirlo y pudo observar que se desplazaba en elcielo como un cometa o un planeta menor. Pasado poco másde un mes, debió interrumpir las observaciones a causa deuna enfermedad. Cuando las reemprendió, el pequeñoplaneta, al que se le había dado el nombre de Ceres, ya noera visible, evidentemente porque se había acercado dema-siado al Sol. El gran matemático K. F. GAUSS logró, sobrela base de los pocos datos recogidos por PIAZZI, calcular suórbita, situada entre la de Marte y la de Júpiter, y predecirsus sucesivas posiciones; así Ceres, exactamente un añodespués de su descubrimiento, fue localizado nuevamentepor OLBERS. Desde aquel momento, el número de planetasmenores (o asteroides) ha crecido hasta los cerca de dos milconocidos actualmente (al número mil, descubierto en elaño 1923, se le dio el nombre de PIAZZI). Hoy se consideraque los planetas menores son materia de la época en que seformaron los planetas. PIAZZI también fue autor de un catá-logo estelar muy preciso, que comprendía 7.646 estrellas.Una curiosidad: PIAZZI era un religioso perteneciente a laorden de los teatinos, una congregación fundada en Romaen 1524.

Pic du Midi (observatorio). Fundado en 1882, el observa-torio de Pic du Midi fue uno de los primeros complejosastronómicos situados a grandes alturas. Se levanta en losPirineos franceses, a 2.862 m de altura, y está dirigido porla Universidad de Toulouse. Aquí, el inventor del Coronó-grafo, Bernard Lyot, instaló su instrumento en 1930. Hoy elobservatorio dispone de un reflector de 2 cm de diámetro.

Pickering, Edward Charles. 1846-1919 Astrónomoamericano, autor de numerosos e importantes trabajos,

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sobre todo en el campo de la astrofísica. PICKERING se sirviódel fotómetro meridiano para comparar la luminosidad deuna estrella cualquiera con la de la Estrella Polar, cuyamagnitud se toma como referencia. A finales del siglo XIXpublicó un primer catálogo fotométrico comprendiendo másde 4.000 estrellas, pero este número superó las 50.000 enun gran catálogo publicado sucesivamente. Convencido dela utilidad de la fotografía en el estudio de las estrellas,emprendió a comienzos de este siglo la publicación de unaimportante serie de mapas celestes, obtenidos con fotografí-as realizadas tanto por el observatorio de Harward que éldirigía, como por el de Arequipa en Perú. TambiénPICKERING dio gran impulso a los estudios espectroscópicos.En los años veinte su grupo recopiló el inmenso CatálogoHenry Draper, del nombre del rico astrónomo aficionadocuya viuda hizo posible la realización del trabajo. Estecontenía inicialmente los espectros de más de 225.000estrellas, que luego subió a 250.000 con los sucesivos agre-gados. Este trabajo permitió la subdivisión de todas lasestrellas en diez clases, precisamente de acuerdo con susespectros, ampliando el conocimiento de su naturaleza yevolución.

PICKERING, William Henry. 1858-1938 Astrónomo america-no, hermano de Edward Charles. Mientras trabajaba en elobservatorio peruano de Arequipa, que había contribuido acrear, descubrió en 1898 el noveno satélite de Saturno,Febe. En 1905 informó también de un décimo satélite, quedenominó Temide, pero éste nunca volvió a ser visto y sepiensa que lo que PICKERING vio en la fotografía tomadaentonces no era un satélite de Saturno. A partir de 1909PICKERING se dedicó a buscar el planeta exterior a Neptuno,cuya existencia era inducida por las perturbaciones de laórbita del propio Neptuno. El observatorio de Mont Wilson,que trabajaba con sus cálculos, obtuvo en 1919 fotografíasen las que aparece el nuevo planeta; sin embargo, lamenta-blemente, nadie supo interpretarlas correctamente y así esteéxito se le escapó a W. PICKERING, lo que nos disminuye sumérito. Plutón fue descubierto en 1930 por ClydeTOMBAUGH.

Pioneer. Serie de sondas espaciales americanas que, porcuenta de la NASA, ha comenzado la exploración del espa-cio interplanetario Diseñadas hacia finales de años 50, lasprimeras cuatro sondas Pioneer fueron destinadas a la ex-ploración del espacio circumlunar, pero fracasaron en suobjetivo; a partir del Pioneer 3, las sondas fueron enviadashacia los espacios interplanetarios, donde efectuaron impor-tantes medidas del campo magnético y de las radiacionessolares, en algunos casos fotografiando los planetas. Pioneer10 fue la primera sonda interplanetaria en realizar un en-cuentro próximo con Júpiter, en diciembre de 1973. Unosdiez años después, en junio de 1983, se constituyó tambiénen el primer objeto construido por el hombre que abandonólos confines del sistema solar dirigiéndose hacia el espacioexterior. Esta sonda, así como su gemela Pioneer 11, lleva-ba a bordo una lámina de aluminio dorado de 15 x 3 cm quetiene inscritas algunas informaciones sobre el género huma-no: allí están el lugar, la época y dos figuras humanas dehombre y mujer, números binarios, fórmulas concernientesa la física de las partículas elementales, el dibujo del propioPioneer y nuestro sistema solar. Esta placa se ha definidocomo un mensaje dentro de una botella espacio-temporal,que tarde o temprano podría ser encontrado por lejanascivilizaciones galácticas.

PITÁGORAS. 580-500 a. J. C., aprox. Gran matemático yfilósofo griego, nativo de Samos y fundador de una célebreescuela en la Italia Meridional, en la llamada Magna Gre-cia. A PITÁGORAS y a su escuela se deben fundamentaleslogros en el campo de la geometría y en el de la aritmética(basta citar el teorema de Pitágoras y el descubrimiento delos números irracionales) Los pitagóricos, sin embargo,también se interesaban en la física y en la astronomía conresultados a veces notables: por ejemplo, fueron los prime-ros en relacionar la altura del sonido con la longitud de lacuerda que lo produce Consideraban, tal vez por razones deperfección geométrica, que la Tierra era de forma esférica y,para explicar los movimientos aparentes de los astros,imaginaron una enorme esfera girando alrededor de laTierra con un periodo de un día. Entre esta, conteniendo lasestrellas fijas, y la Tierra se interponían otras siete esferascon la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter ySaturno. Cada una, al rotar, producía una nota musical,surgiendo así la famosa música de las esferas. Este sistemafue tomado y llevado a un mayor grado de perfeccionamien-to y complejidad por EUDOXIO de Cnido.

Planeta. Esta palabra deriva de una griega que quiere decirerrante, y se trata de un cuerpo que no emite luz propia,sino que brilla en el cielo por luz reflejada, y que está enórbita alrededor de una estrella. Desde un punto de vistafísico, un planeta puede estar formado por materiales sóli-dos, como rocas y metales, o bien por un cúmulo de gas.Desde un punto de vista genético, hoy se piensa que losplanetas se forman por procesos de condensación de gases ypolvos alrededor de una o más estrellas. Nuestro SistemaSolar no sería por lo tanto un caso único, sino uno de losmuchos existentes en el Universo. El límite superior demateria que puede estar contenida en un planeta es del 1 %con respecto a la masa de nuestro Sol (es decir unas 10veces la masa de Júpiter, el mayor planeta de nuestro siste-ma solar). Además de este límite, las temperaturas y laspresiones que se crean en el interior del cuerpo serían sufi-cientes como para hacer desencadenar procesos nucleares, yel planeta se transformaría progresivamente en una estrella.Cuerpos con dimensiones de algunos centenares de km sonen cambio llamados Asteroides o Planetas Menores; y cuer-pos aún más pequeños entran en la clase de los Meteoritos yMicrometeoritos. Todos estos fragmentos menores se pue-den considerar como los restos de procesos formativos denuestro sistema solar, o bien como los fragmentos de acon-tecimientos colisionales.

Planetas menores. Nombre que suele darse a una clase deobjetos menores del sistema solar, con dimensiones inferio-res a los 1.000 km, los cuales por lo general se encuentranconfinados entre las órbitas de Marte y Júpiter, entre 2,2 y3,3 UA del Sol. Son también conocidos con el término deAsteroides.

Planetesimales. Nombre dado a los agregados de materia delos que nacieron, después de un lento proceso de crecimien-to, los planetas. Según la hipótesis nebular del nacimientodel Sistema Solar, en una primitiva nebulosa de gases ypolvos en forma de disco, las partículas sólidas más grandesactuaron como centros de atención para las más pequeñas:estas son precisamente los planetesimales que dieron vida alos embriones los cuales después se desarrollaron los plane-tas que hoy vemos en órbita alrededor del Sol.

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Planetología. A caballo entre la astronomía y la geología, laplanetología es una disciplina de reciente creación. Fecun-dada por la gran masa de informaciones recogidas en elcurso de las exploraciones espaciales, la plenetología estu-dia el origen y la evolución de los planetas de los mecanis-mos que en el tiempo han modelado sus superficies.

Plasma. Es un gas en condiciones físicas particulares, cuyosátomos han sido rotos en sus respectivos núcleos (ionespositivos) y electrones (iones negativos) El plasma es por lotanto un buen conductor de electricidad y resulta bastantesensible a los campos magnéticos. La mayor parte del gasque hay en el espacio se encuentra en estado de plasma: aestas condiciones es llevado bien por efecto de las altastemperaturas que se registran en la proximidad de las estre-llas (al aumentar la temperatura de un gas, los átomoschocan uno contra otro y están sujetos a romperse en susconstituyentes fundamentales), bien por efecto de las radia-ciones de alta energía, como los rayos ultravioletas. Porejemplo el Viento solar es un plasma.

Plesetsk. Nombre de un polígono de lanzamiento soviéticosituado casi en el Círculo Polar Ártico, a 170 km al Sur dela ciudad de Arcángelo. Puesta en actividad en 1966 paralos lanzamientos de la serie Cosmos, la base de Plesetsk seha convertido en una de las más importantes de la URSS,porque de allí son lanzados los satélites puestos en órbitaspolares o con una elevada inclinación con respecto al Ecua-dor terrestre.

Pléyades. Es un sugestivo Cúmulo estelar, hermoso decontemplar incluso a simple vista en condiciones favora-bles. Normalmente a simple vista se distinguen seis o sieteestrellas, pero quien tenga una visión aguda puede ver más.El astrónomo Michael MAESTLIN dibujó en 1579, treintaaños antes de la invención del telescopio, un mapa de lasPléyades con la posición correcta de 11 de sus componentes.De todos modos, las estrellas del cúmulo son muchas más:superan el centenar. Las Pléyades distan unos 400 AL de laTierra y están contenidas en una esfera de una treintena deAL de diámetro. Este cúmulo, que en la antigüedad eratambién llamado las siete hermanas, está formado por estre-llas muy jóvenes, nacidas no hace más de 50 millones deaños (un periodo breve de vida comparado con los 5 milmillones de años de nuestro Sol); están inmersas en unatenue nebulosidad de gases y polvos, que representa lanebulosa de la que se han condensado las estrellas delcúmulo. Vistas con un telescopio de mediana potencia, tantolas estrellas como la nebulosa parecen emitir una luz azula-da. La más luminosa de las Pléyades se llama Alcyone(Tauri) y tiene una magnitud de 2m, 96. Desde el punto devista estructural, el grupo de las Pléyades está clasificadoentre los cúmulos abiertos o galácticos, es decir aquélloscúmulos de estrellas que se encuentran en el plano centralde nuestra Galaxia y que están caracterizados por una den-sidad de estrellas un centenar de veces más elevada respec-to a la que se encuentra en las regiones circundantes al Sol.

Plutón. Es conocido como el planeta más remoto del Sol,aunque no siempre está relegado a las regiones extremas denuestro sistema solar. En efecto, durante veinte años, desde1979 a 1999, Plutón se encontrará en el interior de la órbitade Neptuno, cediendo a este último la primacía de planetamás alejado; por otra parte, no todos los estudiosos están deacuerdo con su naturaleza: según algunos Plutón es unsatélite escapado de Neptuno; según otros, incluso es un

asteroide. Por lo tanto de Plutón puede decirse que se tratade un cuerpo aún no bien definido. El descubrimiento.Plutón es el fruto de una larga búsqueda, pero su descubri-miento se debe a la casualidad. Después del descubrimientode Neptuno, encontrado en el cielo en 1846 gracias a loscálculos de J. C. ADAMS y U. J. LEVERRIER, quienes habíandeducido su existencia a partir de la irregularidad en elmovimiento de Urano, los astrónomos pensaron repetir unaempresa de ese tipo. El propio Neptuno mostraba anomalíasorbitales que podían ser explicadas con la presencia de unnoveno planeta más allá de su órbita. Las investigaciones, alas que contribuyeron fundamentalmente los astrónomosPercival LOWELL y William PICKERING, se desarrollarondurante muchos años sin resultados. Finalmente correspon-dió a Clyde TOMBAUGH localizar, el 18 de febrero de 1930,el lejano cuerpo celeste sobre algunas fotografías tomadascon el telescopio de 33 cm del Lowell Observatory de Ari-zona. Plutón fue el primer planeta en ser descubierto gra-cias al empleo de la fotografía aplicada a la observaciónastronómica. Sin embargo, inmediatamente después de sudescubrimiento, se llegó a la conclusión de que el cuerpoceleste era demasiado pequeño para causar las perturbacio-nes observadas en Neptuno. Por lo tanto, era probable quelas anomalías fueran fruto de errores instrumentales. Decualquier modo, este hecho estimuló mucho la investiga-ción. Aunque el descubrimiento de Plutón no había sidoprevisto como el de Neptuno, considerándose más hijo de lacasualidad que del cálculo, no hay dudas de que las hipóte-sis de LOWELL y de otros anticiparon el momento de suencuentro. Característica orbitales. Plutón está a una distan-cia media de 5.900.000.000 km del Sol pero su órbita esextraordinariamente excéntrica con respecto a las de losotros planetas del sistema solar (e = 0,250, la máximaexcentricidad hasta ahora determinada en una órbita plane-taria), por lo cual el planeta se acerca al Sol hasta4.425.000.000 km y se aleja de él hasta 7.375.000.000 km.También la inclinación de su órbita con respecto al plano dela órbita terrestre es la mayor que existe para un planeta: 17grados con dos décimas. Plutón emplea 247,7 años pararealizar una vuelta completa a rededor del Sol, y no volveráa la misma posición en la órbita donde fue descubiertohasta el año 2177. Es precisamente a causa de la excentrici-dad de su órbita que Plutón, cuando se acerca al perihelio(punto de mínima distancia del Sol), pierde la primacía deplaneta más alejado, porque entra dentro de la órbita deNeptuno. En la realidad, sin embargo, las órbitas de ambosplanetas no se cruzan, porque la de Plutón es, como hemosdicho, muy inclinada y por lo tanto desfasada con respecto ala de Neptuno. La rotación de Plutón alrededor de su propioeje es bastante lenta y la realiza en seis días y nueve horas.Características físicas. Debido a la enorme distancia delplaneta, poco se sabe de su aspecto exterior, sus medidasfundamentales se han deducido con alguna inexactitud. Lasdeterminaciones del diámetro efectuadas en 1950 por G.Kuiper a través del gran telescopio de Monte Palomar,daban un resultado de 6.400 km; pero las más recientesindican que Plutón es mucho más pequeño. Hoy se le atri-buye un diámetro entre 2.400 y 3.800 km: por lo tanto,Plutón sería un mundo de dimensiones lunares, lo que paraun planeta exterior es realmente singular (los planetasdesde Júpiter en adelante son, con la excepción de Plutónde los llamados gigantes). En la segunda mitad de los años70 ha sido posible llevar a cabo precisas observacionesespectroscópicas de la luz reflejada por Plutón: por esta víase ha obtenido la confirmación de que la superficie delplaneta está compuesta de metano en estado de hielo, atemperaturas inferiores a los 200 °C bajo cero. Parece tam-

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bién existir la evidencia de una delgada atmósfera de meta-no en estado gaseoso, proveniente de la sublimación de loshielos por efecto del tenue calor solar, que se hace sentircuando Plutón se encuentra en el perihelio. Si nos encontrá-ramos en Plutón, el Sol se nos aparecería sólo como unaestrella muy luminosa y, sin embargo, sus radiaciones serí-an suficientes para hacer pasar algunas partículas de hielodel estado sólido al gaseoso. Tampoco los valores de lamasa, y por lo tanto de la densidad, de Plutón se conocíancon mucha aproximación hasta hace algunos años. Pero en1977 se hizo un descubrimiento que ha contribuido a unmejor conocimiento al menos de las características físicasesenciales del planeta. El astrónomo Christy, examinandouna serie de fotografías obtenidas con el telescopio de 1,5 mdel US Naval Observatory de Flagstaff (Arizona), notó queen algunas de ellas el planeta mostraba una protuberanciaque cambiaba de posición con el transcurrir de las horas. Setrataba en realidad de un satélite, que se encuentra en unaórbita bastante estrecha alrededor de Plutón, y al que se leha dado el nombre de Caronte. La distancia media, de cen-tro a centro, de Caronte a Plutón es de apenas 17.000 km.El diámetro de Caronte ha sido estimado en alrededor de lamitad con respecto al de Plutón, y su período de revoluciónalrededor del planeta es de 6,39 días, es decir, idéntico alperiodo de rotación de Plutón alrededor de su propio eje. Eldescubrimiento de Caronte, además de enriquecer el cuadrodel sistema solar con el conocimiento de un nuevo cuerpoceleste, ha sido importante porque ha permitido, aplicandolas fórmulas de la mecánica celeste, rehacer los cálculossobre la masa de Plutón. De ello ha resultado que el planetapesa alrededor de dos milésimas con respecto a la masa dela Tierra: por lo cual, conocido su volumen, puede deducirseque su densidad media es muy baja, cercana a la del agua.Origen. Todos los datos a que hemos hecho referenciaconfluyen para hacer de Plutón un mundo verdaderamenteproblemático. De acuerdo con algunos astrónomos, más quede un planeta se trata de un satélite, probablemente huidode Neptuno por algún acontecimiento catastrófico. Otrateoría es que Plutón sea uno de los miembros mayores deuna familia de Asteroides similares a la existente entreMarte y Júpiter, confinada más allá de la órbita de Neptuno.En este caso deberemos esperar a que se descubran en elfuturo decenas o tal vez centenares de miembros de estafamilia. El hecho de que Plutón tenga su satélite, dicen lossostenedores de esta tesis, no invalida la hipótesis de Plu-tón-asteroide, ya que algunos de los asteroides tienen cuer-pos que giran a su alrededor. En 1977 se descubrió unasteroide muy lejano, que sirve para apoyar la existencia decuerpos asteroidales también en las regiones extremas delsistema solar. Se trata de Quirón, un cúmulo de roca y hielode unos 300 km de diámetro, que gira alrededor del Solentre las órbitas de Urano y Saturno. Los extremos confinesdel sistema solar, por lo tanto, podrían esconder nuevosmundos que, a causa de sus pequeñas dimensiones, novemos desde la Tierra, pero que podrían ser localizadosfuera de la atmósfera terrestre por una nueva generación desondas espaciales.

Poblaciones estelares. De acuerdo con una clasificaciónintroducida por Walter BAADE (1893-1960), las estrellaspueden subdividirse en dos categorías según su edad: laPoblación I que comprende a estrellas jóvenes; y la Pobla-ción II que comprende estrellas viejas. BAADE llega a estadistinción observando que las galaxias lejanas, como An-drómeda, tienen un halo circular caracterizado por estrellasrojas viejas (Población II) y brazos en espiral caracterizadospor estrellas más jóvenes (Población 1). En realidad la

distinción no es tan neta; aunque la clasificación de BAADEtodavía esté en uso. Las estrellas viejas de la Población II sehan formado hace alrededor de diez mil millones de años,cuando las galaxias comenzaban a condensarse y en suinterior nacían las primeras estrellas. En aquellos tiempos,los brazos en espiral no se habían aún formado y las estre-llas, hoy transformadas en rojas, se encuentran aproximadamente en un halo de forma circular. Las estrellas jóvenes dela Población I se encuentran, en cambio, en una capa delga-da que coincide con el plano galáctico, en el cual estánacumulados gases y polvos: de los procesos de condensaciónaún en curso, nacen precisamente los nuevos astros que sehacen visibles bajo la forma de estrellas azules.

Poder de resolución. En el caso de un telescopio, se dicepoder de resolución a la distancia angular mínima a la quedos cuerpos celestes lejanos, o bien dos elementos geográfi-cos sobre la superficie de un planeta, pueden distinguirseuno del otro. Cuanto mayor es el diámetro del objetivo deun telescopio, mayor será su poder de resolución. Paracalcular el poder de resolución de un objetivo se aplica lafórmula empírica establecida por el astrónomo W. R.DAWES, que consiste en una simple división del número fijo115 por el diámetro del objetivo expresado en milímetros.Un ejemplo: si se observa la estrella Castor de la constela-ción de Géminis con un refractor de 25 mm, aparecerá comouna sola; en cambio, si se observa con uno de 150 mm, sepresentará doble. Dado que las dos componentes de laestrella se encuentran a 3",9 de distancia angular, esevidente que el primer instrumento tiene un poder deresolución inferior y no es capaz de diferenciarla como dospuntos distintos (en el primer caso el poder de resolución esde 115: 25 = 4",6); pero el segundo tiene un poder de resolu-ción ampliamente superior al necesario, y distingue sindificultades las dos estrellas.

Polar (estrella). La Estrella Polar no se encuentra exacta-mente en el Polo Norte celeste, sino a 1° de él. A causa delmovimiento de Precesión del eje de rotación de la Tierra, enel 2012 la Polar se encontrará a la mínima distancia conrespecto al Polo Norte celeste (alrededor de medio grado) ydespués se alejará de nuevo. En el 2500 a J. C. la EstrellaPolar era la α Lyrae, también conocida con el nombre deVega.

Polarización. Es un fenómeno por el cual las vibraciones deun rayo luminoso, que como es sabido se producen en todoslos planos normales a la dirección de propagación de éste,se realizan preferentemente en un solo plano determinado,que se llama, precisamente, plano de polarización. Su des-cubrimiento se debe al holandés Christian HUYGENS. Laradiación luminosa proveniente de fuentes celestes puedeser polarizada cuando es reflejada por polvos interestelares,o por una nebulosa de gas y polvos como la que rodea elcúmulo estelar de las Pléyades. El grado de polarización dela luz puede medirse con instrumentos apropiados dotadosde filtros polarizadores.

Polos celestes. Son los puntos en los que la prolongaciónideal del eje de rotación de la Tierra hacia el Norte y haciael Sur corta la esfera celeste. A causa del movimiento dePrecesión realizado por el eje de rotación de la Tierra,también los polos se desplazan. Las estrellas que se encuen-tran en coincidencia o casi con la posición de los poloscelestes se llaman Polares; revisten una gran utilidad parala orientación, porque indican el punto cardinal Norte y el

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Sur. Debe subrayarse que, mientras que en correspondenciacon el Polo Norte existe actualmente una estrella Polarbrillante y fácilmente reconocible, en el Sur, tal estrellafalta.

Pons, Jean Louis. 1761 - 1831 Astrónomo francés asiduodescubridor de cometas: encontró unos cuarenta en veinti-cinco años de actividad. Empezó como aficionado y ayudan-te en el observatorio de Marsella. A los cuarenta años efec-tuó su primer descubrimiento cometario y desde ese mo-mento se dedicó a la caza de estos astros. En 1813 fuenombrado director de la escuela astronómica de Lucca(Italia), donde descubrió siete cometas. En 1825 fue nom-brado director del observatorio astronómico de Florencia,donde permaneció hasta su muerte continuando la afortuna-da serie de sus descubrimientos.

Posición (ángulo de). Es la posición aparente de un objetoastronómico referida a otro y medida en grados desde elpunto Norte del objeto principal hacia el Este. El ángulo deposición es indispensable para conocer la posición relativade las dos componentes de una estrella doble, o bien ladirección de la cola de un cometa con respecto a la cabeza.El ángulo de posición de Alcor con respecto a Mizar, porejemplo, es actualmente de 15° (Mizar y Alcor son las dosprincipales componentes de una famosa estrella doble en laconstelación de la Osa Mayor). Para calcular el ángulo deposición se recurre generalmente a un micrómetro, que esaplicado al ocular de un telescopio del tipo refractor.

Poynting-Robertson (efecto). Es un fenómeno causadopor el efecto de la presión de radiación sobre las pequeñaspartículas de polvo interplanetario. Como consecuencia delfrena miento sufrido por la interacción con la radiación laspartículas se desplazan en órbitas espiraliformes cada vezmás próximas al Sol y terminan cayendo sobre él. El efectodebe su nombre al físico inglés J. H Poynting y al americanoH. P. Robertson, que hicieron una previsión teórica antes deque se determinara experimentalmente.

Precesión. La Tierra no es una esfera perfecta, sino quepresenta un ensanchamiento ecuatorial debido a su rotación.E efecto gravitacional de la Luna y del Sol sobre este ensan-chamiento hace que el eje de rotación de nuestro planeta,que está inclinado 23o,5 con respecto a la vertical, no estéfijo en el espacio, sino que describa una circunferencia,precisamente como hace el eje de una peonza que giravertiginosamente. El movimiento que realiza el eje terrestreal describir esta circunferencia se llama precesión. La pre-cesión tiene una duración de 25.800 años y el diámetro dela circunferencia descrita por el eje sobre el fondo de laesfera celeste es de 47°, es decir, el doble de la inclinacióndel eje terrestre. Por efecto de la precesión, esa estrella dereferencia alineada con el eje terrestre y llamada Polarcambia; así como cambian las Coordenadas astronómicas delos astros y el punto de intersección entre el plano delEcuador terrestre y el plano de la órbita terrestre, que sedefine Equinoccio. Este fenómeno y sus consecuencias sonconocidos desde la antigüedad y fueron descritos por prime-ra vez por el astrónomo griego HIPARCO.

Presión. Desde un punto de vista físico, la presión es larelación entre una fuerza actuando sobre una superficie y elárea de la propia superficie. La presión atmosférica de unplaneta es, a un determinado nivel, el peso ejercido sobre la

unidad de superficie de la columna a gas que está por enci-ma de la propia superficie.

Presión de radiación. Es la presión ejercida sobre partícu-las en el espacio de la radiación electromagnética.

Prognoz. Nombre dado a una serie de satélites científicossoviéticos, colocados en órbita terrestre con la finalidad deestudiar la actividad solar y la interacción entre las radia-ciones solares y nuestro planeta. En particular, el sexto y elséptimo satélite de la serie han estudiado las radiacionesUV, X y γ, así como el campo geomagnético. Similares enlos objetivos y en las características a los satélites america-nos del tipo IMP, (Interplanetary Monitory Platform), losPrognoz han sido puestos en órbitas elípticas que llegan enel perihelio a 200.000 km de distancia de la Tierra(aproximadamente la mitad de la distancia que nos separade la Luna). Sus lanzamientos, que comenzaron en abril de1972, han sido concentrados en el periodo de crecienteactividad del Sol, que ha registrado el máximo en 1979.

Protoestrella. Es una estrella en la etapa inicial de suformación, en una fase evolutiva comprendida entre elmomento en que comienza el colapso hacia un centro comúnde una nube de gases y polvos y aquel en que, por efecto delaumento de la temperatura en el interior de la masa demateria en contracción, se desencadenan los procesos ter-monucleares que llevan a la liberación de enormes cantida-des de energía. Los astrónomos consideran que se encuen-tran en el estado de protoestrellas masas de materia interes-telar llamadas Glóbulos de Bok; estos glóbulos tienen unadensidad de unas 1.000 veces superior a la de las normalesnebulosas oscuras y un diámetro que varía entre 0,05 y 0,5parsec.

Protón. Partícula subatómica que forma parte del núcleo delÁtomo. El protón tiene una carga positiva y una masa 1.840veces mayor a la del electrón (que, por convención, es iguala 1). En un átomo estable, el número de protones en elnúcleo es igual al de los electrones. Siendo él mismo unapartícula de tendencia estable, el protón tiene una vidamedia muy larga.

Protón-protón (ciclo). Es uno de los procesos nucleares,ciertamente el más importante, que se llevan a cabo en elinterior de nuestro Sol y que son responsables de su enormeproducción de energía. En el transcurso de este proceso, quese desarrolla a temperaturas por debajo de 15 millones deKelvin, cuatro átomos de hidrógeno son transformados enuno de helio. La transformación está acompañada por unaemisión de radiaciones electromagnéticas.

Proton (misil). Nombre de un potente lanzador soviético queentró en funcionamiento, por primera vez, en el año 1965para poner en órbita al primer satélite científico de la seriehomónima. La sección principal está formada por un husocentral con un racimo de seis booster que lo rodean. Se lepuede agregar una segunda sección. En su configuraciónmínima el Proton tiene un empuje de 1.500.000 kg, puedeponer en órbita terrestre 23.000 kg, sobre la Luna 5.500 kgy hacia los planetas 4.500 kg El misil Proton ha sido em-pleado también para el lanzamiento de la estación espacialSayut y de numerosas sondas lunares y planetarias soviéti-cas.

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Proton (satélites). Satélites cientificos soviéticos para elestudio de los rayos cósmicos de alta energía, lanzados apartir de julio de 1965 con un misil de nueva concepción, elProton. Su notable peso, entre 12.000 y 17.000 kg, es debi-do al hecho de que con los Proton también se experimenta-ron algunas partes de la estación orbital Salyut. Proton 1 fuelanzado el 16 de julio de 1965 y se dedicó al estudio de losrayos cósmicos primarios y de los rayos γ; el Proton 2 fuelanzado el 2 de noviembre de 1965 y desarrolló una misiónanáloga al anterior; el Proton 3 fue lanzado el 6 de julio de1966 y se dedicó, en particular, a la investigación de laspartículas subatómicas en los rayos cósmicos; el Proton 4,por último, fue lanzado el 16 de noviembre de 1968 y efec-tuó investigaciones análogas a las realizadas en el transcur-so de los vuelos anteriores.

Protuberancia. Erupción solar que se eleva de la Cromosferay se proyecta hacia la Corona. Está constituida por gases,principalmente hidrógeno, a altísimas temperaturas y seasocian con frecuencia a las manchas solares. Las protube-rancias pueden observarse durante los eclipses de Sol, comoarcos de fuego en las proximidades del borde solar, inclusocon un modesto telescopio o binocular. Su altura media esde unos 150.000 km. Se subdividen en dos tipos: protube-rancias quiescentes cuando se levantan y evolucionan muylentamente; protuberancias eruptivas, cuando se producenen el lapso de pocas horas. Estas últimas a menudo estánasociadas con los Relumbrones solares.

Próxima Centauro. Es una de las tres estrellas que formanel sistema de α Centauro. Próxima es una enana roja alre-dedor de 50 millones de veces menos luminosa que el Sol.Se llama así porque, en su posición actual, es la estrellamás cercana al Sol del que dista 4,3 AL. Próxima es unavariable visible sólo con un potente telescopio. Las otrasdos estrellas que forman el sistema de α Centauro, en cam-bio, pueden observarse con un modesto instrumento. Recor-demos que el sistema de α Centauro se encuentra en elhemisferio austral y por lo tanto no puede verse desde elcontinente europeo.

PUERBACH, George. 1 423-1 461 Fundador de la astronomíaalemana y profesor en la Universidad de Viena, se ocupó dela teoría del movimiento de los planetas en su época domi-nada por el sistema tolomeico. Trató de realizar también lamedida de la Paralaje de un cometa con el fin de establecersu distancia desde la Tierra, pero la imprecisión de losinstrumentos no le permitió resolver el problema. Enseñódurante algunos años en Italia. Entre sus alumnos se encon-tró el famoso Johann MÜLLER, más conocido con el sobre-nombre de REGIOMONTANO, quien, entre otras cosas, en1472, describió el paso del cometa que sería observado porEdmund HALLEY tres siglos más tarde y de quien tomaría elnombre.

Pulkovo (observatorio). Observatorio astronómico deantigua tradición que se encuentra próximo a la antiguaciudad de Leningrado. Fundado en 1839 por el astrónomoF. G. Struve, operó con telescopios refractores que en aque-llos tiempos eran los más grandes y perfeccionados delmundo. Destruido por los bombardeos de la última guerramundial, el observatorio fue reconstruido en 1954 y hoy,aunque dispone de instrumentos de pequeña y media aper-tura, aún está en actividad.

Púlsar. Es una estrella que emite radiaciones a intervalosbreves y regulares, como si se tratara de un radiofaro. Estesingular comportamiento se explica admitiendo que lospúlsar son estrellas de Neutrones, en rápida rotación alre-dedor de su propio eje. Los púlsar fueron descubiertos porcasualidad en 1967 por el radioastrónomo inglés AnthonyHEWISH y fue tal el desconcierto por el singular comporta-miento de estos astros, que algunos periódicos atribuyeronlas señales intermitentes a seres inteligentes. Sin embargo,un año más tarde, cuando fue descubierto un extraordinariopúlsar en el interior de la nebulosa del Cangrejo, el meca-nismo físico de las pulsaciones fue puesto en claro. Hastahoy se han descubierto más de 300 púlsar con periodos deemisión de las señales que oscilan entre un treintavo ycuatro segundos. Muchos de ellos se encuentran en el planoecuatorial de nuestra Galaxia.

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QQuásar. Palabra derivada de la frase Quasi Stellar Object

(objeto casi estelar) creada en 1963 para definir una nuevaclase de objetos celestes descubiertos en el transcurso deconjuntas observaciones ópticas y radioastronómicas. Setrata de cuerpos celestes que tienen una apariencia estelar yque, en el telescopio, aparecen como débiles estrellitas; sinembargo, observadas con el radiotelescopio, muestran unaemisión energética tan intensa como para ser comparablecon la de una galaxia íntegra. Los quásar muestran tambiénun desplazamiento de las rayas espectrales hacia el rojo tanfuerte que, si este fenómeno tuviera que ser interpretado entérminos de Expansión del Universo, ellos deberían estaranimados con velocidades próximas a las de la luz y encon-trarse en los extremos confines del Universo mismo, a milesde millones de años-luz de nosotros. El primer quásar fuedescubierto por el astrónomo Maarten SCHMIDT del observa-torio de Mount Palomar (California), en 1963. El encontróuna pequeñísima estrella cuya posición coincidía con la deuna gran fuente de ondas de radio de tipo galáctico. Elespectro de esta estrella era sin embargo muy especial: enefecto, mostraba un redshift elevadísimo. Desde entonces,los astrónomos han localizado más de un centenar de estosproblemáticos objetos, que parecen los más lejanos pobla-dores de nuestro Universo. Una de las hipótesis formuladases que los quásar son núcleos de lejanas galaxias convulsio-nadas por fenómenos catastróficos: tal vez en el interior deestas galaxias se ha formado un Agujero Negro que absorbela materia que le rodea, originando las potentes emisionesde radio. Esta hipótesis parece sostenida por el hecho deque algunos quásar, visibles ópticamente, muestran, si sefotografían con largas exposiciones, una envoltura de gasalrededor del objeto central. En cambio, según otros astró-nomos, los quásar serían objetos próximos y su extraordina-rio redshift se debería a fenómenos físicos que aún no hansido explicados por el hombre.

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RRadar. Instrumento así llamado por la frase Radio Detection

and Ranging (radio-determinación y medida de las distan-cias), que es adoptado para determinar distancia, posición yotras características físicas peculiares de un objeto lejano.Consiste en una antena direccional que emite un haz deondas electromagnéticas enviadas contra un determinadoobjeto. Este último lo refleja hacia atrás; las ondas de retor-no son captadas por un receptor apropiado y entonces anali-zadas con el fin de obtener de ellas la información deseada.El principio de funcionamiento de un radar es similar al deun reflector óptico que ilumina un objeto distante parapermitir fotografiarlo; la diferencia estriba en que el haz deondas emitidas por el radar está compuesto por radiacioneselectromagnéticas invisibles, que tienen la capacidad deatravesar nubes y proporcionarnos la información con cual-quier condición meteorológica. El radar, además, puedealcanzar objetivos muy distantes. Nacido entre las dosguerras para evidentes fines de reconocimiento militar, elradar ha encontrado una amplia aplicación en la astronomíamoderna.

Radar-astronomía. Es la aplicación de las técnicas deinvestigación del Radar a astronomía. Consiste en enviar unhaz de ondas electromagnéticas hacia un cuerpo celeste conuna antena parabólica y recibir, por medio de la mismaantena, el eco de las señales reflejadas hacia atrás. Debido aque las ondas electromagnéticas se desplazan a la velocidadde la luz (300 km/seg. aprox.), es posible determinar asícon extrema exactitud la distancia del cuerpo celeste estu-diado; por otra parte, de las modificaciones que experimen-tan las ondas de retorno, se pueden obtener informacionessobre las características físicas superficiales del propiocuerpo. Obviamente, las ondas reflejadas tienen una poten-cia extremadamente inferior a las transmitidas, a causa delas dispersiones y atenuaciones que el haz experimenta ensu viaje de ida y vuelta, por lo cual el alcance de la radar-astronomía no puede sobrepasar los límites de nuestrosistema solar. Los primeros intentos de aplicación de lastécnicas del radar a la observación astronómica fueronefectuados por el ejército americano en 1946. Como disci-plina científica la radar-astronomía nace a comienzos de losaños 50, cuando por primera vez un haz de ondas de radiofue enviado a la Luna, permitiendo determinar con preci-sión su distancia. Diez anos después, el experimento fuerepetido con éxito sobre el planeta Venus. Con relación aeste planeta, la radar-astronomía ha sido de gran ayuda,porque ha permitido penetrar la espesa capa de nubes que loenvuelven la aplicación de las técnicas de investigación delven permanentemente y escrutar allí donde el ojo del Radara la astronomía. Consiste en enviar un haz de telescopio nollega. Ya hacia finales de los años 60, se había observadoque las características de las onda reflejadas por Venus eransimilares a las de la Luna indicando la existencia de unasuperficie accidentada y con muchos cráteres. Pero losresultados más interesantes se han obtenido en el deceniosucesivo, con la recopilación de un mapa radar de Venusefectuado gracias el empleo de los grandes radiotelescopiosde Goldstone (California) y de Arecibo (Puerto Rico). Estos

han demostrado, entre otras cosas, la existencia de una grancadena montañosa, los Montes Maxwell cuyas cimas másaltas, de unos 11.000 metros, superan ampliamente las delEverest y rodean un gran cráter. Gracias a los métodos deinvestigación del radar ha sido posible determinar, en 1962,el periodo de rotación del planeta alrededor de su propioeje, que es de 243 días y se lleva a cabo en sentido retró-grado (opuesto al de la Tierra). Debido a que ni siquiera lasmisiones que llegaron a sus proximidades lograban penetrarla espesa capa de nubes venusianas, a partir de 1978 elmétodo de investigación fue colocado sobre los vehículosespaciales automáticos. El Pioneer-Venus, en efecto, lleva-ba a bordo un pequeño equipo radar que permitió la recopi-lación de un mapa radar de Venus más preciso. En 1965 laradar-astronomía ha cosechado otro éxito: la determinaciónexacta del periodo de rotación de Mercurio, que es de 58,6días y no de ochenta y ocho como pensaban aquellos que lohabían determinado por observaciones ópticas. El radar hapermitido, además, establecer las exactas dimensiones delos invisibles núcleos cometarios, que han resultado sermucho más pequeños de cuanto se creía, ya que sólo alcan-zan algunos kilómetros.

Radiación de fondo. En 1965, dos físicos americanos, ArnoPENZIAS y Robert W. WILSON, estaban experimentando conantenas para mejorar las comunicaciones entre las estacio-nes de tierra y los satélites artificiales en órbita, cuandodescubrieron un ruido de fondo de origen ignoto. Se tratabade una emisión constante que provenía de todas las partesdel cielo y que tenía una longitud media de onda de tresmilímetros. Una emisión de este tipo se sitúa, en el espectroelectromagnético, en la zona donde las ondas de radio limi-tan con los rayos infrarrojos y por lo tanto sólo son percep-tibles a través de las antenas de los radiotelescopios Des-pués de un periodo de desconcierto salió a la luz la verdad.Tenía sus raíces en dos predicciones, hechas respectivamen-te por los físicos americanos George Gamow en 1948 y porRobert Dicke en 1964. Partiendo de la hipótesis de que elUniverso fue generado hace entre 15 y 20 mil millones deaños por una gran explosión de energía o Big Bang y quecon el tiempo ha sido una expansión de la llamada esfera defuego primordial, de aquel grandioso acontecimiento debe-ría haber quedado un testimonio bajo forma de una tenueluz o, mejor dicho, radiación, que aún se encuentra en todoel Universo. En otros términos, se trataría del residuo delfuego primordial como consecuencia del enfriamiento cau-sado por la expansión. La radiación de fondo es muy fría:tiene una temperatura de apenas 8 K, correspondientes a –270 °C. Estas medidas concuerdan bastante bien con loprevisto por la teoría, de modo que hoy se puede afirmarque el descubrimiento de la radiación de fondo ha contri-buido a reforzar la hipótesis del Big Bang. Los dos físicosque han localizado, aunque casualmente, la radiación defondo han obtenido el premio Nobel de física en 1978.

Radiación (presión de la). Es la fuerza ejercida por laradiación electromagnética sobre la materia.

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Radiación electromagnética. Con este término se indicael conjunto de radiaciones emitidas por los diversos cuerposcelestes y por la materia en general existente en el Univer-so. La radiación electromagnética comprende una variedadextraordinariamente amplia de emisiones que van, en ordendecreciente de energía y de frecuencia (y creciente en cuan-to a la longitud de onda), desde los rayos γ a los rayos X,rayos ultravioletas, etc. Todas estas emisiones, que segúnlos casos tienen una naturaleza de partículas o de ondaselectromagnéticas, son producidas en el curso de procesosenergéticos que involucran a las partículas elementales conque está formada la materia y constituyen el denominadoespectro electromagnético. La luz que perciben nuestrosojos sólo ocupa una pequeña banda del espectro electro-magnético total, precisamente la comprendida en las longi-tudes de onda de 4.000 Ångstrom (luz violeta) y los 7.000Ångstrom (luz roja). Hasta la primera mitad del siglo XIXtodas las informaciones sobre el Universo se recogían de lasobservaciones en luz visible; con el nacimiento de la astro-física y la construcción de instrumentos capaces de percibirlas otras emisiones del espectro electromagnético, nuestrosconocimientos sobre el Universo se han ampliado enorme-mente.

Radial (velocidad). Es la componente del movimiento deuna estrella medida a lo largo de la línea ideal que la unecon la Tierra. La velocidad radial es determinada por lamedida del efecto Doppler y se expresa en números positi-vos si la estrella se aleja de nosotros; negativos en el casoopuesto. Hasta ahora se han medido las velocidades radialesde más de 20.000 estrellas y su valor medio ha resultado serde 20 km/s. Todas las galaxias que observamos desde laTierra, a excepción de las pertenecientes al llamado GrupoLocal, tienen velocidades radiales positivas, lo que significaque se alejan de nosotros. En esta observación se basa lateoría de la expansión del Universo.

Radiante. Es la dirección aparente desde la cual parecenirradiarse sobre la bóveda celeste los Meteoros pertenecien-tes a una determinada Lluvia meteórica. Debido a que loscorpúsculos sólidos que componen el enjambre de unalluvia meteórica, viajan juntos a lo largo de una determina-da órbita alrededor del Sol en trayectorias paralelas, cuandola Tierra los intercepta ellos penetran en nuestra atmósferamostrando el mismo punto radiante. El radiante coincidecon un determinado punto del cielo estrellado y, habitual-mente, toma el nombre de la constelación en la cual seencuentra. La determinación del radiante es una de lasinvestigaciones que generalmente son realizadas por losastrófilos, habituales observadores de las lluvias meteóri-cas. Puede determinarse a través de observaciones visualeso fotográficas; se trata de establecer, sobre un mapa celeste,las trayectorias vistas o fotografiadas de un cierto númerode meteoros pertenecientes a la misma lluvia y prolongarhacia atrás su punto de origen: esta prolongaciones conver-gerán, aproximadamente, el un único punto del cielo que esprecisamente el radiante. En las lluvias de meteoros delarga duración es interesante registrar el fenómeno deldesplazamiento de radiante, consistente en una emigracióndel punto radiante a medida que pasan los días. Ello se debeal hecho de que, moviéndose tanto el enjambre como laTierra a lo largo de sus propias órbitas, cambia el fondoceleste sobre el cual se proyecta el radiante.

Radio. Elemento químico con el número atómico 88, que seencuentra en la naturaleza bajo forma de un mineral blanco-

plateado. Tiene la propiedad de emitir rayos α, β y γ y, luzvisible y calor, transformándose con el tiempo en variosisótopos. Este comportamiento suyo se debe a la radiactivi-dad. El radio fue descubierto en 1898 por los esposos Curieque lo separaron de minerales de Uranio donde está presen-te a razón de 0,3 gramos por tonelada. Gracias a sus propie-dades radiactivas, el radio tiene diferentes usos en la inves-tigación científica y en la astrofísica en particular.

Radioastronomía. La radioastronomía, importante rama dela astronomía, estudia los cuerpos celestes a través de susemisiones en el dominio de las ondas de radio, como mu-chas especializaciones científicas. ha nacido por casualidad.Entre finales de los anos veinte y comienzo de los treinta,un joven ingeniero americano. Karl JANSKY estaba trabajan-do en Holmdel (New Jersey) en la investigación de lascausas de perturbaciones de radio de origen atmosférico queintervienen con las transmisiones de larga distancia. Lainvestigación le había sido encomendada por la Bell Telep-hone, que tenía interés en encontrar un método para elimi-nar esa molestas interferencias que perturbaban sus circui-tos transoceánicos. JANSKY construyó una antena formadapor una estructura metálica en forma de jaula, con unasdimensiones de 20 x 4 x 5 m, y la suspendió sobre las rue-das de un viejo Ford, de manera que un motor pudiera hacergirar la antena en diferentes direcciones Después comenzóun largo y paciente trabajo de recopilación de datos, queconsistía en el registro de los diferentes tipos de ruidos deradio captados en diferentes longitudes de onda, pero sobretodo en las ondas cortas y desde varias direcciones del cielo.Los resultados de este trabajo indicaron la existencia de trestipos de interferencias: descargas breves procedentes detemporales locales; descargas análogas correspondientes atemporales muy lejanos: silbidos persistentes procedentesde una misteriosa fuente en movimiento regular a través delcielo Después de meses de intensa investigación. JANSKYllegó, en la primavera de 1932 a la conclusión de que lafuente de aquel ruido estaba localizada en la constelaciónde Sagitario: en la dirección del núcleo de nuestra Galaxia.La noticia causó gran conmoción entre el público y se hicie-ron múltiples conjeturas sobre el origen de aquellas señales:sin embargo el propio JANSKY, que no era un astrónomo, sedio cuenta que no había nada de misterioso en ellas com-prendió que muchos cuerpos celestes, además de irradiarenergía, bajo forma de luz visible, lo hacen también bajoforma de ondas de radio. Nacía un nuevo instrumento deinvestigación astronómica. que ofrecía la posibilidad deestudiar los cuerpos celestes no sólo a través del telescopio,sino también a través de las antenas de radio: aquellas quemás tarde se llamaron Radiotelescopio. Tal vez los tiemposno estaban lo suficientemente maduros para que la nuevaciencia pudiera desarrollarse, pero lo cierto es que la solici-tud de JANSKY para construir una nueva antena con formade Paraboloide para profundizar en los estudios no fueatendida. Las investigaciones del joven ingeniero de la BellTelephone fueron tomadas por otro americano, GroteREBER, que puede definirse como el primer y auténticoradioastrónomo del mundo. No obstante, sólo después de lasegunda guerra mundial, gracias también a los desarrollosde las tecnologías del Radar, la radioastronomía pudo des-pegar definitivamente llevando a los astrónomos al descu-brimiento de un nuevo Universo. Los mecanismos físicosque están en la base de las emisiones de radio por parte delos objetos celestes, son diferentes de aquellos que hacenbrillar a los mismos objetos con luz visible. En efecto,mientras casi todas las ondas electromagnéticas comprendi-das en el espectro visible tienen un origen térmico (es decir

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son consecuencia de la elevada temperatura a la que seencuentra la materia de objetos celestes como las estrellas),las ondas electromagnéticas comprendidas en el espectroradio se deben, sobre todo, al movimiento de partículaselementales cargadas de energía; uno de los mecanismostípicos de la emisión de radio-ondas celestes es, por ejem-plo, la llamada radiación de Sincrotón: el movimiento enespiral de los haces de electrones que se desplazan a lavelocidad de la luz a través de los campos magnéticos este-lares o galácticos. No todos los cuerpos celestes que sonpotentes emisoras de ondas visibles lo son también de ondaselectromagnéticas. Por ejemplo el Sol y las estrellas, quevemos fácilmente a simple vista, son debilísimas fuentes deradiación electromagnética. Si nuestros ojos fueran sensi-bles a las ondas de radio en lugar de a la luz visible, el cielocambiaría de aspecto. El Sol se convertiría en una débilfuente, la Luna y los planetas serían casi invisibles, casitodas las estrellas desaparecerían de la escena y el cieloestaría dominado por una franja intensa, la Vía Láctea(correspondiente al plano ecuatorial de nuestra Galaxia).Aquí flujos de partículas componentes de los rayos cósmi-cos producen la radiación de sincrotón. Además de estafranja desmesurada que ocuparía la íntegra bóveda celeste,veríamos también fuentes aisladas en el interior de nuestraGalaxia, correspondientes a Supernovas, Púlsar, Nebulosas.Podríamos incluso divisar objetos muy lejanos que se en-cuentran más allá de nuestra Galaxia, como galaxias exter-nas del tipo de Andrómeda, y también los Quásar, es decirlos misteriosos núcleos de galaxias que parecen encontrarseen los confines del Universo. La radioastronomía ha incre-mentado notablemente los conocimientos del Universo atodos los niveles En la escala planetaria, por ejemplo, cier-tos mecanismos de interacción entre campos magnéticoslocales partículas se han conocido gracias a las observacio-nes radio, como en el caso de Júpiter, que emite radiaciónde sincrotrón precisamente en virtud del potente campomagnético que lo rodea. Del Sol se podido estudiar algunosfenómenos como las manchas y las erupciones, que sonsedes de emisiones de radio. Incluso las lluvias anuales demeteoros se han convertido en un objeto de investigaciónradioastronómica, gracias a que las trazas de las partículasque se queman en la atmósfera ionizan los átomos por lotanto, pueden captarse con técnicas de radio, incluso enpleno día. En una escala más amplia se ha descubierto quenuestra Galaxia no sólo está compuesta de un conjunto deestrellas, sino que también hay, entre ellas, grandes canti-dades de hidrógeno frío e invisible a la observación coninstrumentos ópticos. La distribución de este gas, y el hechode que él le confiere a nuestra Galaxia la característicaconfiguración de disco espiraliforme, son un resultado de lainvestigación del ciclo por medio de las ondas de radio. Elhidrógeno frío es visible en el dominio de las radio-ondas,porque tiene una emisión característica en la longitud deonda de los 21 cm, que se debe a espontáneas inversionesde rotación de sus electrones como consecuencia de laabsorción de energía. Uno de los recientes logros de laradioastronomía consiste en la individualización de nume-rosas especies de Moléculas interestelares. En una escalaextragaláctica, la radioastronomía ha hecho importantesconfirmaciones de la teoría cosmológica del Universo enexpansión después de un Big Bang inicial, gracias al descu-brimiento de radiofuentes lejanas que muestran un fuerteDesplazamiento hacia el rojo y gracias al descubrimiento dela Radiación de fondo. También las radiofuentes estáncatalogadas con criterios análogos a los de los catálogosestelares. Originariamente se solían indicar las fuentes queestaba dentro de una misma constelación con una letra de

alfabeto a partir de la A, respetando el orden de magnitud.Por ejemplo, la radiofuente más potente de la constelaciónde Tauro, la famosa nebulosa del Cangrejo, fue denominadaTaurus A. Sin embargo, el número de radiofuentes se haincremento tanto en los últimos años, que esta simple cata-logación se ha de mostrado insuficiente. Uno de los criteriosmás seguidos de clasificación ha sido introducido reciente-mente en el catálogo recopilado por el observatorio radioas-tronómico de Parkes, en Australia, que es el más utilizadopara las radiofuentes del hemisferio Sur. En cambio, para elhemisferio Norte el más consultado es el recopilado por elobservatorio radioastronómico Mullard, de Cambridge. Elnuevo método consiste en identificar cada radiofuente conseis números, correspondientes a las Coordenadas celestesdel astro: los cuatro primeros se refieren a la ascensiónrecta, los dos últimos a la declinación. Los números estánprecedidos por la sigla del observatorio que descubrió laradiofuente. Así, por ejemplo, el famoso púlsar descubiertoen el interior de la nebulosa del Cangrejo está catalogadocon la sigla PRS 0531 más 21, donde las tres letras estánpor Parkes, las cuatro primeras cifras corresponden a unaascensión recta de 05 horas y 31 minutos, y las dos últimascifras a una declinación de más 21°. La observación ra-dioastronómica, a causa de la →absorción atmosférica,está limitada a una denominada ventana radio que se ex-tiende desde aproximadamente la longitud de onda de 1 cmhasta 30 m. Ondas de radio inferiores al centímetro sonabsorbidas por las moléculas de vapor de agua en suspen-sión en el aire, y difícilmente llegan a los instrumentos detierra. Ondas de radio superiores a los 30 m son reflejadashacia atrás en el espacio por la ionosfera, que actúa sobreellas como si fuera un espejo. Por lo tanto también la ra-dioastronomía deberá, en un futuro, emigrar de la Tierrapara extender sus investigaciones más allá de los límites dela ventana radio. Pero las grandes dimensiones de los apara-tos de recepción no permiten, por ahora, observatoriosradioastronómicos espaciales.

Radiogalaxias. Son grandes sistemas estelares que en unaobservación óptica no muestran fenómenos peculiares,mientras que observados a través de radiotelescopios serevelan cómo potentes fuentes de ondas de radio, hasta elpunto de superar en millones de veces la potencia de lasseñales emitidas por nuestra Galaxia. Parece que estaenorme emisión de radio tiene su origen en dos nubes dehidrógeno situadas a los lados y por fuera de la mayoría delas radiogalaxias. De acuerdo con una teoría, intensos hacesde electrones serían expulsados desde los núcleos de lasradiogalaxias hacia las nubes de gas externas, donde seoriginaría una radiación del tipo Sincrotrón. En el centro dealgunas radiogalaxias se ha observado ópticamente unnúcleo luminoso tan brillante como para emitir mucha másluz que el resto de la propia galaxia. Este núcleo, que mues-tra un fuerte desplazamiento de las rayas espectrales haciael rojo, evidenciando una elevadísima fuga del objeto hacialos confines del Universo, ha sido bautizado por los astró-nomos como Quásar.

Radiotelescopio. Es un instrumento que sirve como receptorde las ondas de radio provenientes del espacio. Puede estarconstituido por una simple antena en forma de dipolo, co-nectada a un sensible aparato de amplificación y registro, obien, y es la mayoría de los casos, por una estructura enforma de palangana (Paraboloide) que desempeña unafunción totalmente análoga a la de un espejo en un telesco-pio: concentra los rayos, en este caso las ondas de radio,hacia un foco. En el foco de un radiotelescopio está la ante-

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na de dipolo conectada al aparato de amplificación y regis-tro. En la práctica, las ondas de radio incidentes producensobre la antena débiles corrientes eléctricas, que son des-pués amplificadas por los circuitos del receptor. La ventajade poder estudiar los cuerpos celestes, no sólo a través desu luz visible sino también a través de las radioondas queellos emiten, es todavía discutida duramente por los cientí-ficos por las dificultades que se deben afrontar para lograrque las señales sea inteligibles. En efecto, dada la distanciade las fuente y el largo viaje que deben realizar las ondas -en algunos casos miles de millones de años luz-, lo quellega a la Tierra es una señal increíblemente débil. Puedeparecer paradójico, pero si sumáramos la cantidad de ener-gía captada por todos los radiotelescopios del mundo desdeel comienzo de la radioastronomía hasta el día de hoy, seríainferior a la energía necesaria para hacer clic con nuestroratón. Por este motivo son necesarios receptores particular-mente sensibles y costosos, como los enfriados con gaslíquido, con el fin de aumentar el rendimiento. Además,debido a que las longitudes de onda con las cuales trabaja laradioastronomía son aproximadamente un millón de vecesmayores que las de las radiaciones visibles, para que unradiotelescopio tenga el mismo poder de resolución que untelescopio debería ser proporcionalmente más grande, loque plantearía, como es comprensible, delicados problemasconstructivos. Hoy, con los mejores radiotelescopios selogra obtener un poder de resolución de un minuto de arco),es decir, 1/30 del diámetro lunar, que es poco comparadocon el poder de resolución de 0,01 minuto que puede obte-nerse a través de las fotografías realizadas con los mejorestelescopios ópticos. Para solucionar este problema, losestudiosos han inventado los llamados radiotelescopios desíntesis, desarrollados por primera vez por el astrónomoMartin RYLE en el observatorio radioastronómico Mullarden Cambridge, que consiste en una serie de pequeños radio-telescopios alineados y conectados por medio de un compu-tadora, de manera que su apertura equivalente sea superiora la de cada uno de ellos. El mayor telescopio de síntesisconstruido en el Mullard tiene un diámetro equivalente a unparaboloide de 5 km de diámetro y alcanza un poder deresolución comparable al de los mejores instrumentos ópti-cos. Los radiotelescopios, a veces, son utilizados no sólocomo receptores de ondas electromagnéticas, sino tambiéncomo transmisores. Este es el caso, por ejemplo, de losradiotelescopios de Goldstone en California y de Arecibo enPuerto Rico, que han sido utilizados para trazar mapas deplanetas con las técnicas del Radar. Como consecuencia deuna toma de posición de decenas de radioastrónomos yastrofísicos de todo el mundo, que están convencidos de lautilidad de la búsqueda de una eventual vida extraterrestrea través de técnicas radioastronómicas, una pequeña partedel tiempo de actividad de algunos radiotelescopios sededica a la investigación sistemática de transmisiones inte-ligentes, provenientes de eventuales planetas extrasolareshabitados por civilizaciones evolucionadas.

Ranger. Serie de sondas automáticas para la exploración de laLuna, realizada por la NASA entre 1961 y 1965. La primerasonda de la serie debía enviar imágenes televisivas durantela fase de aproximación y hacer descender un pequeñopaquete instrumental sobre la superficie de nuestro satélitenatural, con el fin de efectuar medidas de carácter geofísicocomo el registro de eventuales terremotos lunares. Losinstrumentos estaban contenidos en una esfera de unos 64cm de diámetro, bautizada Tonto, que estaba construida enmadera de balsa, elástica y bastante resistente. Sin embar-go, los primeros seis vuelos de los Ranger estuvieron mar-

cados por clamorosos fracasos. Entonces la técnica de lasmisiones Ranger fue modificada: se eliminó el descenso delmódulo instrumental y se limitó a la realización de tomaspor televisión de la superficie a medida que la sonda seacercaba a nuestro satélite, antes de concluir su existenciacon un impacto destructivo. Fue gracias a estas modifica-ciones que los últimos tres Ranger de la serie pudierontransmitir a tierra miles de imágenes, revelando por primeravez detalles de pocos metros. Esta masa de informacionesfue preciosa para los proyectos de los futuros descensoslunares efectuados por las naves automáticas Surveyor. LosRanger, en su configuración final, estaban constituidos poruna estructura de base hexagonal con una altura de unos 3m y 360 kg de peso. En el espacio se desplegaban dos gran-des paneles solares para la alimentación de los sistemas dea bordo.

Rayas espectrales. Son las finas rayas que se observancuando la luz de un objeto celeste es dispersada en lasdiferentes longitudes de onda que la componen por mediode un espectroscopio. Cada raya es representativa de undeterminado elemento químico presente en el astro y tieneuna longitud de onda bien definida.

Rayos cósmicos. Partículas atómicas, en su mayoríaprotones, provenientes del espacio profundo, que se despla-zan en el espacio y entran en contacto con la Tierra.

Rayos X. Son ondas electromagnéticas que tienen longitudesextremadamente cortas, comprendidas entre 0,1 y 300Ångstrom.

Rea. Es el segundo satélite de Saturno en orden de tamañodespués de Titán y el quinto en orden de distancia desde elplaneta. Tiene un diámetro de 1.530 km y una densidadalgo superior a la del agua: 1,3 g/cm3. Su distancia mediadesde Saturno es de 527.000 km y su periodo de revoluciónde 4,5 días. Rea fue descubierto por el astrónomo GiovanniCASSINI en 1672.

REBER, Grote. Radioastrónomo americano, nacido en 1911,pionero de las investigaciones en este campo. Aprovechandoel descubrimiento de la existencia en el espacio de fuentesde ondas de radio hecho por Karl JANSKY (1905-1950) en1932, REBER se construyó un radiotelescopio con una antenade 9,4 m de diámetro y, a partir de 1937, comenzó a trazarun radio-mapa del cielo, en base a las ondas de radio quelograba captar y que eran las de longitud de onda alrededorde un metro. Localizó diferentes fuentes de ondas de radio,algunas de las cuales coincidían con objetos visibles y otrasno. Más tarde estas últimas fueron identificadas con lanebulosa del Cangrejo, con una radio-galaxia en el Cisne ycon lo que quedaba de una supernova en Casiopea. REBER,que hasta el último conflicto mundial fue el único radioas-trónomo existente en el mundo, hizo escuela transmitiendoel interés por esta apasionante rama de la astronomía amuchos estudiosos.

Red Shift. Palabra inglesa de uso común en todo el mundopara indicar el fenómeno que en castellano puede traducirsecomo desplazamiento hacia el rojo. A causa del efectoDoppler, las líneas espectrales de astros que se alejan rela-tivamente de nuestro punto de observación aparecen, enlugar de la longitud de onda habitual, desplazados hacialongitudes de onda mayores: de ahí la genérica definición dedesplazamiento hacia el rojo, color que, como es sabido,

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ocupa las longitudes de onda mayores en el intervalo delespectro visible. El red shift es proporcional a la velocidadcon que un objeto se aleja con respecto al observador: cuan-to mayor es esta velocidad, mayor resulta el desplazamientode las líneas espectrales hacia el rojo. La Ley de Hubblepermite calcular, conocido el red shift, la distancia actual deobjetos celestes. Las galaxias más distantes presentan unred shift, de 0,7, que corresponde a distancias de unos10.000 millones de años-luz. Pero los objetos más distantesde todos parecen ser los Quásar, que presentan un red shiftde más de 3,5, lo que equivale a decir que se encuentran enlos confines del Universo conocido y que están animadospor velocidades próximas a la de la luz.

Redstone. Transportador espacial americano utilizado acomienzos de los años 1960 para las primeras misiones deexploración tanto automáticas como humanas. Realizadopor el pionero de la astronáutica Werner VON BRAUN en elUS Army Redstone Arsenal de Huntsville, Alabama (mástarde rebautizado Marshall Space Flight Center), el Redsto-ne fue, en un principio, un misil balístico intercontinentalde alcance medio. Después, bajo la presión de los éxitosespaciales soviéticos, se transformó en transportador espa-cial. En su configuración de base, era un vehículo de unasola sección de 21 m de altura, un diámetro de 1,80 m, y unmotor de propulsión capaz de proporcionar un empuje de35.380 kg. Su poder de carga ara muy limitado. El Redsto-ne, en una versión modificada y provista de secciones supe-riores, fue empleado en el lanzamiento del Explorer 1, elprimer satélite artificial americano. Más tarde fue utilizadocomo transportador en el lanzamiento de los primeros astro-nautas americanos, SHEPARD y GRISSOM, en vuelo suborbitalen el ámbito del proyecto Mercury.

Reflector. Es un tipo de telescopio en el cual la imagen de unobjeto celeste es recogida por un espejo cóncavo, llamadotambién espejo primario, y la refleja hacia atrás a un espeji-to secundario que tiene la función de dirigirla al ocular. Lamayoría de los telescopios modernos son de este tipo, porcuanto resultan más económicos, compactos, y maniobra-bles que los telescopios refractores y pueden tener las ma-yores aperturas concebibles para un instrumento óptico.

Refractor. Es un tipo de telescopio en el que la imagen de unobjeto celeste es recogida por una lente positiva llamadaobjetivo, que tiene la función de hacer converger los rayosluminosos hacia un foco común: el punto en el que se formauna imagen invertida y empequeñecida del objeto observa-do. Es función de un ocular proporcionar una imagen am-pliada. Los refractores, en auge en el siglo XIX y en losprimeros años de este siglo, ya casi no se construyen debidoal alto costo de los lentes-objetivo de gran abertura y hansido reemplazados por los Reflectores.

Relatividad. Nombre de una teoría física sobre la estructuradel espacio, formulada por Albert EINSTEIN en los primerosaños de este siglo; puede considerarse como la innovaciónmás grande y genial en el ámbito de las ciencias físicasdespués de las contribuciones de GALILEO y de NEWTON. Larelatividad fue formulada en dos veces. En la llamada rela-tividad especial de 1905, se enuncia el principio fundamen-tal de que la velocidad de la luz es una constante (300.000km/s) que no depende del sistema de referencia que seconsidere; constituye también un límite inalcanzable paraun cuerpo material y, a medida que se acerca a este valorlímite, se experimenta un fenómeno conocido como dilata-

ción del tiempo. Esta última enunciación ha dado vida a lafamosa paradoja de los gemelos, según la cual un hombreque viajara a velocidades próximas a la de la luz, al volver ala Tierra encontraría a su gemelo envejecido un número deaños que depende de la velocidad con la que se ha desarro-llado el viaje. En la relatividad especial, entre otras cosas,está enunciada la famosa ecuación de la transformación dela masa en energía: E = m c2, donde c representa la veloci-dad de la luz. La llamada relatividad general, de 1915,representa a una extensión de la relatividad especial. Enella la gravedad es considerada no como una fuerza, sinocomo una consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo(el tiempo considerado como cuarta dimensión del Univer-so). EINSTEIN comprendió que junto a un cuerpo de granmasa, como el Sol o una estrella grande, el espacio poseeuna curvatura mayor y la propia luz, pasando a su lado,debe experimentar una desviación Este fenómeno ha sidoconstatado en el transcurso de eclipses totales de Sol, mi-diendo el desplazamiento que experimenta la luz de lasestrellas cercanas al disco solar. Casi todas las numerosasimplicaciones de la relatividad han tenido confirmaciónexperimental, y hoy esta teoría es universalmente aceptadapor los científicos. La relatividad tiene consecuencias nota-bles en la exploración del espacio. En efecto, no sólo poneun límite infranqueable (el de la velocidad de la luz), a lavelocidad que puede alcanzar una astronave, y por lo tantotambién a las distancias que pueden recorrerse en tiemposhumanos, sino que plantea también problemas de carácterfísico y psicológico ante la eventualidad de que una astro-nave pudiera alcanzar velocidades relativistas (por ejemploel 25 % de la velocidad de la luz) y hacer experimentar alos hombres el efecto de la dilatación del tiempo.

Relay. Nombre dado a dos satélites experimentales detelecomunicaciones lanzados desde los EE.UU. a comienzosde los años 1960. Un satélite Relay pesaba unos 80 kg ytenía una forma octogonal con la superficie externa recu-bierta por paneles solares. Su capacidad de transmisión erade 300 comunicaciones telefónicas, o bien de un canaltelevisivo en blanco y negro. Relay 1 fue lanzado el 13 dediciembre de 1962 y puesto en una órbita de mediana altu-ra, con un periodo de 186 minutos. El Relay 2, lanzado el21 de enero de 1964, tenía características orbitales análo-gas. Ambos, junto a otro famoso satélite de telecomunica-ciones de la primera generación, el Telstar, aseguraron losprimeros contactos radiofónicos y televisivos vía espacio através del Atlántico y el Pacífico.

Relumbrón. Aumento imprevisto de la luminosidad de lacromosfera solar, que se encuentra en la proximidad de lasManchas. El fenómeno, que puede tener una duración depocos minutos hasta algunas horas, está acompañado poruna emisión de radiaciones ultravioletas y partículas. Estasúltimas, alcanzando la Tierra, producen fenómenos atmosfé-ricos como las auroras polares e interferencias en las trans-misiones de radio.

Rendez-vous. Término francés que literalmente quiere decircita pero que en la terminología espacial se utiliza paraindicar las operaciones de acercamiento en órbita entre dosvehículos espaciales. El rendez-vous consiste en una simpleaproximación de dos vehículos que viajan emparejados, eluno al lado del otro, animados por la misma velocidadorbital. El rendez-vous con el cual se indica la conjunciónfísica entre dos vehículos espaciales. El primer rendez-vousde la historia espacial fue efectuado el 15 de diciembre de1965 entre las dos astronaves Géminis 6 y 7. El 16 de mar-

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zo de 1966 la Géminis 8 y el transportador Agena efectua-ron el primer docking, abriendo así el camino a la realiza-ción de estaciones orbitales constituidas por elementosseparados reunidos en órbita.

Resolución. Es la capacidad de un telescopio o radiotelesco-pio de diferenciar un pequeño detalle sobre la superficie deun astro, o bien dos objetos celestes lejanos, pero muypróximos entre sí. La resolución depende de la apertura deltelescopio; cuanto mayor es ésta, mayor es la capacidad deltelescopio de distinguir un detalle muy pequeño en unplaneta o de separar dos estrellas vecinas.

Retorno. Es la fase del vuelo espacial en la que una nave debe abandonar su órbita para volver a la Tierra. La primeraoperación necesaria para la maniobra de retorno es la re-ducción de la velocidad orbital que, par una astronave quevuela en una órbita a unos 200 km de altura, se encuentrasobre los 28.000 km/h. Para obtener la reducción de estaenorme velocidad se accionan los llamados Retro-cohetes,que actúan en sentido opuesto al del desplazamiento yejercen un efecto de frenado. En las astronaves de la prime-ra generación el retorno se producía por caída libre: una vezagotado el efecto de frenado de los retro-cohetes, la cápsulacaía, atraída por la fuerza de gravedad de nuestro planeta,precisamente como un meteoro y el descenso rápido eradetenido por el efecto de freno de la atmósfera y, en laúltima fase, por un paracaídas. Con la introducción de lalanzadera espacial es posible, en cambio, entrar en la at-mósfera planeando como un avión. Los problemas surgidospor el retorno son esencialmente dos. Ante todo el encendi-do de los retro-cohetes debe producirse en un punto de laórbita y durante un tiempo precisamente establecido, con elfin de centrar el lugar del descenso. Para cada misión seprograman algunos corredores de retorno, es decir, algunastrayectorias parabólicas de descenso que llevan de la órbitaa los puntos de aterrizaje prefijados (son más de uno por laeventualidad de malas condiciones meteorológicas u otrasexigencias que impongan descartar un lugar). En segundolugar, la nave debe estar adecuadamente protegida de lasaltísimas temperaturas que se desarrollan por el roce con laatmósfera -más de 15.000 °C- y que podrían quemar com-pletamente los materiales más resistentes. Con este fin elvehículo está provisto de un escudo, compuesto por unaresina especial que se vaporiza lentamente con el aumentode la temperatura, disipando así el fortísimo calor producidopor el roce.

Retro-cohete. Es un motor a cohete cuyo chorro estáorientado de tal manera que produzca un empuje en direc-ción opuesta a la del movimiento del vehículo espacial Losretro-cohetes son empleados cuando una nave debe moversemás lentamente en su descenso a órbitas más bajas y retor-nar a tierra, o bien cuando debe efectuar un descenso suavesobre otro cuerpo celeste. Los descensos lunares de la serieApolo, por ejemplo, se efectuaron gracias a los potentesretro-cohetes que poseía el Lunar Excursion Module, másconocido como LEM.

Retrógrado (movimiento). Se define retrógrado o tambiénhorario (porque se realiza en el sentido de marcha de lasagujas del reloj) el movimiento de algunos cuerpos celestesa lo largo de su órbita alrededor del Sol o de un planeta; obien el movimiento de algunos cuerpos celestes alrededorde su propio eje de rotación. En el sistema solar el sentidode marcha vigente es el directo o antihorario, pero existen

algunas excepciones; por ejemplo, el planeta Venus giraalrededor de su propio eje en sentido retrógrado; los cuatrosatélites más externos de Júpiter rotan alrededor de éste ensentido retrógrado; muchos cometas, como el Halley, giranalrededor del Sol en sentido retrógrado, etc. Para un obser-vador terrestre, los planetas exteriores a la órbita de laTierra, como Marte, Júpiter, Saturno, en algunos periodosdel año parecen moverse sobre el fondo de las estrellas ensentido retrógrado: se trata de un movimiento aparentedebido a que la Tierra, que gira en una órbita más pequeña,los alcanza y luego los supera.

RIDE, Sally. Primera astronauta americana en ser enviada alespacio en el curso de un vuelo en órbita terrestre de lalanzadera espacial americana, efectuado en junio de 1983.Sally RIDE, diplomada en astrofísica y excampeona de tenis,entró a formar parte del cuerpo de astronautas en 1978;tenía 32 años en el momento de su primera misión. Despuésde veintidós años de vuelos espaciales tripulados y despuésque 57 astronautas americanos de sexo masculino se habíanfogueado en diversas empresas, su bautismo espacial fuesaludado por las feministas de todo el mundo como unulterior signo de la emancipación femenina. Recordemos sinembargo que los soviéticos habían ya enviado, veinte añosantes, a su primera mujer al espacio: ValentinaTERESHKOVA. El vuelo de Sally de las estrellas como se lepuso de sobrenombre se realizó en el transcurso de la sép-tima misión de la lanzadera espacial americana (el segundovuelo del Challenger, después de cinco de su gemela Co-lumbia). La tripulación estaba compuesta, además de porSally RIDE, por cuatro hombres: el comandante RobertCRIPPE, el piloto Frederick HAUCK y los especialistas Nor-man THAGARD y John FABIAN. En colaboración con esteúltimo Sally RIDE desempeñó con éxito la función de mani-pular el largo brazo exterior de la lanzadera para liberar enel espacio, y luego recogerlo, un gran paquete con instru-mental para realizar varios experimentos. Durante todo elperiodo del vuelo, que duró seis días (del 18 al 24 de junio),esta astronauta llevó a cabo sus trabajos con valentía ycompetencia, mereciéndose las felicitaciones de todo elequipo directivo de la NASA.

Roche (límite de). Es la región alrededor de un cuerpoceleste dentro de la cual no puede encontrarse ningún otrocuerpo sin ser disgregado por las potentes fuerzas de marea,debidas al efecto gravitacional del cuerpo principal. Si ladensidad del cuerpo principal y del secundario son aproxi-madamente iguales, el límite de Roche es de alrededor de2,44 radios del cuerpo principal. Esto quiere decir que si elcuerpo secundario se acerca al interior de este límite, esdestruido. Por consiguiente, cuando la densidad del cuerposecundario resulta inferior a la del cuerpo principal, ellímite de Roche es mayor. Todos los satélites del sistemasolar se encuentran, obviamente, en el exterior del límite deRoche. El que los anillos de Saturno se hallen en el interiorde este límite, of rece una explicación del hecho que losmateriales con los cuales están constituidos no han podidoreunirse para formar un satélite.

ROEMER, Olaf. 1644-1 71 0 Astrónomo danés que fue elprimero en medir la velocidad de la luz. En 1672, mientrastrabajaba en el observatorio de París, ROEMER notó que losinstantes de los eclipses de los satélites de Júpiter diferíancon respecto a las previsiones: precisamente se anticipabansi la Tierra estaba más próxima y se retrasaban si estabamás alejada. ROEMER supuso que esto se debía al tiempodiverso que necesitaba la luz para recorrer la distancia

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continuamente variable entre Júpiter y la Tierra y, despuésde precisos cálculos, determinó para la velocidad de la luzun valor de 225.000 km/s. Este valor es bastante lejano delreal de 300.000 km/s, pero el error no se debió al métodoadoptado por ROEMER, sino al inexacto conocimiento de lasdistancias planetarias en aquellos tiempos. A su regreso aCopenhage como director del observatorio local, ROEMERhizo montar allí el primer telescopio meridiano, instrumentoútil para la determinación de la longitud: en efecto, si endos puntos diferentes de la Tierra se toma nota de cuandoun mismo astro pasa por el meridiano del lugar, la diferen-cia temporal puede traducirse en grados de longitud.

ROSSE, William. 1 800-1 867 Astrónomo irlandés constructordel que fue, hasta comienzos del siglo XX, el telescopioreflector más grande del mundo. Las observaciones deWilliam HERSCHEL (1738-1822) habían mostrado que algu-nas nebulosas se convertían en estrellas utilizando telesco-pios de gran apertura. Lord ROSSE pensó que con un instru-mento más potente que el de HERSCHEL, tal vez todas lasnebulosas se revelarían como enormes cúmulos estelares ycomenzó así a proyectar un telescopio gigante. Se trataba deun reflector dotado de un espejo de 1,8 m de diámetro, conun poder de resolución notablemente mayor al del instru-mento más grande construido por HERSCHEL. El instrumentofue completado en 1845 y con él le fue posible a ROSSEdeterminar como estrellas a muchas nebulosas. El astróno-mo irlandés notó además que algunas nebulosas presenta-ban una estructura en forma de espiral, como una en laconstelación de los Lebreles (la clasificada en el catálogoMessier como M 51), que ROSSE dibujó con precisión. Estasnebulosas espirales hicieron discutir largamente a los astró-nomos: hoy sabemos que son galaxias distantes millones deaños-luz. ROSSE aclaró también las llamadas nebulosasplanetarias (esas que, como hoy sabemos, están formadaspor material gaseoso expulsado por las estrellas) tienen unaestructura anular.

Rotación. Es el movimiento que un cuerpo celeste realizaalrededor de su propio eje. Su velocidad determina, en unplaneta, la duración del periodo de rotación, es decir, deldía. Una velocidad de rotación elevada comporta, sobre todoen los cuerpos celestes de baja densidad media, un marcadoachatamiento en los polos y un ensanchamiento en el ecua-dor a causa de las fuerzas centrífugas. Las rotaciones de losplanetas del sistema solar se realizan, con excepción deVenus, en sentido antihorario.

Rover lunar. Vehículo eléctrico utilizado por los astronautasdel Apolo para explorar la superficie lunar en los alrededo-res al lugar de descenso y recoger muestras del terreno. Ladefinición exacta de este extraordinario vehículo transpor-tado por el LEM (estaba alojado, ocupando menos de un m2

de espacio, en un hueco situado a la derecha de la escaleri-lla de descenso) hasta la Luna era Lunar Roving Vehicle, omás simplemente LRV. En el transcurso de las misionesApolo se emplearon en total tres rover, con los vuelos 15,16 y 17, que después fueron abandonados en los lugares dedescenso. Cada vehículo, con un peso de dos quintales,tenía una longitud de 3,10 m y un ancho de 1.14 m y podíadesplazarse a una velocidad de hasta 15 km/h, superandopendientes de 20°. Un sistema especial de orientaciónpermitía a los astronautas conocer la posición con respectoal módulo de descenso, y así no extraviarse durante lasexcursiones

RUSSELL, Henry Norris. 1877-1457 Astrónomo americanoautor de un famoso diagrama en el cual la categoría espec-tral de las estrellas se pone en relación con su magnitudabsoluta. RUSSELL partió de una observación del danésHERTZSPRUNG (de hecho, el diagrama se conoce con elnombre de Hertzsprung-Russell), según la cual era necesa-rio, para darse cuenta con precisión de la luminosidad delas estrellas, introducir junto al concepto común de magni-tud aparente el de magnitud absoluta. Esta última puededefinirse como la luminosidad que presentaría una estrellassi se encontrara a una distancia estándar de la Tierra, consi-derada igual para todas las estrellas que pueblan el Univer-so. RUSSELL relacionó las magnitudes absolutas de lasestrellas con sus espectros, en base a los cuales habían sidodivididas en siete clases principales denominadas en elorden O, B, A, F, G, K, M y llegó así a elaborar su diagra-ma que fue publicado en 1914. En él las clases espectralesaparecen en las abcisas y la magnitud absoluta en las orde-nadas; las estrellas son denominadas enanas, gigantes osupergigantes de acuerdo con su magnitud absoluta; y azu-les, blancas, amarillas y rojas según la temperatura. Estamanera de organizar los datos que se iban recogiendo sobrelas estrellas se reveló muy útil para reconstruir su historia yevolución. Ello fue posible en particular en los años 1930,cuando se demostró que la energía de las estrellas se debe alas grandes reacciones termonucleares que se producen ensu interior.

RYLE, Martin. Radioastrónomo inglés nacido en 1918,fundador y director, a partir de 1957, del Observatorioradioastronómico de Cambridge. RYLE y sus colaboradoresemplearon en los años 1950 radiotelescopios cada vez máspotentes (entonces la radioastronomía estaba poco más queen sus comienzos), logrando captar radio-fuentes cada vezmás débiles. RYLE comprobó que el número de las fuentesde radio crece al aumentar la distancia, pero en un ciertopunto disminuye bruscamente, reforzando así la hipótesis deun Universo que se ha expandido y evolucionado a partir deun núcleo originario y constituyendo por lo tanto una basepara la teoría del Big Bang. Fue en el tercer catálogo deobjetos radio recopilado por RYLE en Cambridge donde seencontraron los primeros Quásar, inicialmente confundidoscon estrellas. Hoy estos son considerados por la mayoría delos astrónomos, como testimonios de la actividad explosivade núcleos de muy lejanas galaxias. Por la importancia desus estudios RYLE recibió, junto con HEWISH, el Nobel defísica en 1974. Recordemos brevemente que HEWISH obtuvoel premio por haber descubierto, a mediados de 1967, losPúlsars que se consideran los responsables de la emisión derápidos y regulares impulsos de radio, comportándose comoradiofaros.

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SSalyut. Nombre de una serie de estaciones espaciales

orbitales soviéticas que entraron en fase operativa en 1971;han sido utilizadas tanto para experimentos científicos comopara vigilancia militar Constituidas por tres sectores cilín-dricos conectados entre sí, con una longitud total de 12 m yun diámetro de 2 a 4 m, las Salyut pesan en promedio 20toneladas y disponen de un volumen de carga de aproxima-damente 100 m3 (del orden de 1/4 con respecto a la esta-ción orbital americana Skylab). Están alimentadas por unsistema de paneles solares que se desplegan en órbita yfueron puestas en órbita por el misil Proton. Habitualmentecada estación es empleada varias veces, hasta que la ins-trumentación de a bordo se deteriora o la base se desintegraen la atmósfera. Las tripulaciones soviéticas son enviadas ala Salyut, por medio de astronaves Soyuz, que se unenfísicamente con la base espacial para luego separarse yllevar a los hombres a tierra. Algunas bases orbitales Salyuthan sido aprovisionadas por astronaves pilotadas automáti-camente pertenecientes a la serie Progress (se trata enrealidad de Soyuz modificadas). Con estos sistemas, lossoviéticos han podido tener tripulaciones en órbita durantemás de seis meses, ganando el récord de permanencia en elespacio. Durante todo este tiempo, los hombres efectúanobservaciones astronómicas, experimentos biológicos yotras observaciones.

San Marco (base de lanzamiento). Nombre de una basede lanzamiento flotante ecuatorial, llevada a cabo por elCentro di Ricerche Aerospaziali de Roma bajo la direccióndel profesor Luigi Broglio, lo largo de las costas de Kenya,en la Bahía de Ngwana. Realizada a partir de una platafor-ma para extracciones petrolíferas, ha sido transformada enuna excelente base para el lanzamiento de misiles, queaprovecha la mayor fuerza centrífuga existente en el Ecua-dor. Con una longitud de unos 90 m y un ancho de 30 m,esta base se sostiene sobre una veintena de patas que seapoyan sobre el fondo del Océano Indico. Es operativadesde 1966 y de ella han salido los satélites italianos quellevan el mismo nombre que la base(→San Marco, satélites), los americanos de la serie SmallAstronomical Satellites y el satélite inglés para el estudiode las fuentes de rayos X, Ariel 5. El polígono de San Mar-co está compuesto además de por la homónima base delanzamiento, por una segunda plataforma más pequeña,bautizada Santa Rita, de forma triangular, que es empleadapara albergar al centro de control operativo de los vuelos yal personal del mismo.

SAS. Sigla de tres satélites científicos americanos de la serieExplorer, iniciales de Small Astronomy Satellites (pequeñossatélites astronómicos). Los tres SAS, lanzados desde laplataforma italiana de San Marco, tenían la función deobservar el cielo a los rayos X y y. El primer "SAS", corres-pondiente al Explorer 42, fue lanzado el 12 de diciembre de1970 y pasó a la historia de la ciencia con el sobrenombrede Uhuru, palabra que en un dialecto kenyata significalibertad. Uhuru descubrió una gran cantidad de fuentesestelares, entre las cuales se encuentra, particularmente,

Cygnus X-1, que emite rayos X. Los otros dos "SAS", co-rrespondientes a los Explorer 48 y 53, fueron lanzados el 16de noviembre de 1972 y el 7 de mayo de 1975, y se dedica-ron, respectivamente, al estudio de fuentes de rayos γ y derayos X.

Satélites. Cuerpos menores del sistema solar que se despla-zan alrededor de los planetas. Existen planetas con unnumeroso cortejo de satélites como Júpiter y Saturno, plane-tas con un solo satélite como la Tierra, alrededor de la cualorbita la Luna, y planetas carentes de satélites como Venus.Las características físicas de los satélites del sistema solarestán descritas en las voces correspondientes a los nombresde cada una de ellos.

Satélite artificial. Es un objeto realizado por el hombre ypuesto en órbita alrededor de un cuerpo celeste. La palabrasatélite artificial se convirtió en una realidad el 4 de octubrede 1957, con la colocación en órbita terrestre del Sputnik 1.A partir de entonces miles de cuerpos artificiales con fun-ciones muy diversas, científicas, militares, meteorológicos,comunicaciones, etc., han sido puestos en órbita tanto alre-dedor de la Tierra, como de otros planetas y satélites natu-rales de otros planetas. Un satélite permanece en órbitaalrededor de la Tierra (o de otro cuerpo celeste) cuando lafuerza de atracción gravitacional está equilibrada con lafuerza centrífuga. Como la fuerza de gravedad ejercida porun cuerpo celeste disminuye en proporción inversa al cua-drado de la distancia, cuanto más alto esté situado el satéli-te, menor será la fuerza de atracción gravitacional y menor,por consiguiente, su velocidad orbital. A 160 km de distan-cia de la Tierra, un satélite necesita, para permanecer enórbita, una velocidad de aproximadamente 28.000 km/h; a500 km de distancia es suficiente una velocidad de unos27.000 km/h; a 5.000 km de distancia, la velocidad des-ciende a 21.000 km/h. Naturalmente, cuanto más alta es laórbita, mayor es el tiempo empleado por el satélite pararealizar una vuelta alrededor de la Tierra (periodo). Losperiodos orbitales de los tres casos tomados en considera-ción son respectivamente, 1h 28m, l h 34m y 3h 17m. Unaórbita particularmente es la que está a 36.000 km de laTierra, donde el satélite emplea exactamente 24 horas pararealizar una vuelta completa. Esto significa que, con respec-to a un cierto punto geográfico de nuestro planeta, el satélitepermanece inmóvil porque su período orbital coincide conel de rotación de la Tierra. Una órbita de este tipo se llamasincrónica o geoestacionaria. Cuanto más alto se quiereponer en órbita a un satélite, mayor es el empuje que se ledebe dar y, por lo tanto, más potente debe ser el cohetetransportador que se utilice para el lanzamiento. Sin embar-go, en lugar de enviar directamente el satélite a su órbitapreestablecida, se puede realizar un notable ahorro con unlanzamiento en dos fases. Cuando el satélite se encuentra enel apogeo (punto más distante de la Tierra) y experimentapor lo tanto una fuerza de atracción menor, se procede alencendido de un. pequeño motor que lo lleva arriba, a laórbita deseada. La proliferación de satélites de los tiposmás diversos ha sido tal, desde 1957 a hoy, que se calcula

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que estén en órbita en el espacio que rodea a la Tierra unos6.000 cuerpos artificiales (considerando también las seccio-nes superiores de misiles que quedaron en órbita o partes deartefactos espaciales con dimensiones superiores a un me-tro); el 70 % de estos tendrían aplicaciones militares. Portodo esto será inevitable, en los próximos años, una conven-ción internacional que reglamente el tráfico en el espacio.La descripción específica de los satélites artificiales y desus finalidades ha sido tratada, en esta enciclopedia, en lasvoces correspondientes a los nombres o siglas de los propiossatélites. (Explorer, Landsat, OAO, etc.).

Saturno (misil). Es un supermisil americano, desarrollado enlos años 60 bajo la guía de Werner VON BRAUN en el Mars-hall Flight Center de Huntsville, en Alabama, con el cual sellevó a cabo el grandioso proyecto Apolo para la explora-ción de la Luna. En la configuración completa el supermisil,denominado Saturno V, consistía en tres secciones con unpeso total de 2.850 toneladas una altura de 111 m, y eracapaz de transportar 150 toneladas a una órbita terrestre, obien 50 toneladas a la Luna. La primera sección del SaturnoV, indicada con la sigla S-1C, contenía 5 motores a cohetedel tipo F,. realizados por la Rocketdyne Corporation, quele daban un empuje total de 3.450.000 kg; sus dimensioneseran: 40 metros de altura y 10 m de diámetro. La segundasección, denominada con la sigla S-II, era impulsado por 5motores J2, para un empuje total de 526.000 kg; sus dimen-siones: 25 m de altura, 10 m de diámetro. La tercera yúltima sección, S-IV B estaba compuesta por un solo motorJ2 con un empuje de 104.000 kg; sus dimensiones 18 m dealtura y 6,6 m de diámetro. El primer Saturno fue lanzado el9 de noviembre de 1967 para un vuelo de prueba durante elcual puso en órbita a un modelo simulado de la astronaveApolo. Se trataba, en aquella época, del cohete más potentelanzado por el hombre; para la ocasión se construyó enCabo Cañaveral una plataforma de lanzamiento, denomina-da Launch Complex 39, de la cual en los años siguientespartirían las históricas misiones lunares.

Saturno. Quienquiera que haya observado Saturno altelescopio está de acuerdo en que se trata del objeto másfascinante de nuestro sistema solar. Aún más espectacularque Júpiter, rodeado por su cambiante cortejo de satélites,Saturno se impone a la atención por el amplio anillo, visibleincluso con un instrumento de pocos centímetros de diáme-tro. Esta extraordinaria estructura, observable desde dife-rentes perspectivas según las posiciones relativas de laTierra y de Saturno (en 1980 los anillos eran visibles encorte; de 1985 a 1990 veremos con diversas inclinaciones laparte sur; en 1995 se verán otra vez en corte), fue descritapor primera vez por GALILEO en 1610. Sin embargo, elprimer telescopio de que disponía el gran científico era muyrudimentario y no le permitió distinguir el anillo en suforma real; así él estaba convencido de que Saturno estabaformado por tres cuerpos separados, que era un conglome-rado de estrellas dispuestas en una línea recta paralela a laeclíptica, con la estrella central mucho más ancha que lasotras. Como era costumbre en esa época, GALILEO llamó aeste descubrimiento con palabras latinas: Altissimum plane-tam tergeminum observavi (he visto al planeta más alejadocompuesto de tres cuerpos). Fue mérito del astrónomo einventor holandés Christian HUYGENS, en 1655, establecerla estructura real del anillo de Saturno. Sin embargo, antesde examinar más a fondo la estructura y el probable origendel anillo, veamos las principales características físicas yorbitales de Saturno, planeta que, hasta finales del sigloXVIII era considerado como el más alejado del Sol y que,

como hoy sabemos, es superado por Urano, Neptuno yPlutón. También Saturno, como Júpiter, es un gigante ga-seoso. Tiene un diámetro ecuatorial de 120.000 km (unpoco menos que Júpiter), una masa 95 veces superior a lade la Tierra y una densidad de 0,69. Representa, por lotanto, el segundo planeta más grande después de Júpiter,pero también el planeta con menor valor de densidad: siexistiera un océano tan grande como para poder contener aSaturno, como su densidad es inferior a la del agua, ¡flotaríaen él! Estos primeros datos nos dicen que Saturno estácompuesto de elementos ligeros, y en efecto, los análisis adistancia han confirmado que el hidrógeno y, en menormedida, el helio representan sus componentes principales.Se trata de una composición del tipo estelar, completamentesimilar a la de Júpiter, que nos confirma que este planetagigante y lejano se formó a partir de los elementos máslivianos contenidos en la nebulosa solar primordial. Pero laafinidad entre el planeta de los anillos y su hermano mayorJúpiter, no terminan aquí. También Saturno se presentadotado de una fuente de calor interior que hace que el pla-neta irradie el doble de la energía que recibe del Sol. Estafuente de energía interna -probablemente un residuo de losprocesos de SATURNO agregación y contracción de lamateria- en Saturno, como sucede en Júpiter, constituye elmotor fundamental de los movimientos convectivos quemantienen en perenne circulación los gases que integran alplaneta, causando la formación de grandes estrías paralelasal ecuador: las llamadas zonas (de color claro) y las bandas(de color oscuro). La diferencia sustancial entre las estruc-turas de Júpiter y las de Saturno es que mientras las prime-ras aparecen muy marcadas y están caracterizadas por colo-res vivaces, las segundas apenas son perceptibles, por lomenos con un telescopio terrestre, y tienen colores mástenues. De acuerdo con las hipótesis más verosímiles, estefenómeno de atenuación es atribuible a un velo de gas queestá presente en las capas más altas de la atmósfera delplaneta de los anillos. Las afinidades entre Saturno y Júpiterson notables: además de la composición y circulación at-mosférica la estructura misma del planeta parece constitui-da bajo la masa gaseosa más externa, por una inmensaenvoltura de hidrógeno en estado metálico y por un núcleocentral ferroso. Otras semejanzas están relacionadas con lapresencia de un marcado achatamiento polar. En Saturno,sin embargo, esta última característica está muy acentuada(el radio polar es 11.000 km menos que el ecuatorial), acausa de la rápida velocidad de rotación alrededor de supropio eje: en efecto, el planeta realiza una vuelta completaalrededor de su propio eje en 10 horas. Si bien las observa-ciones ópticas, de radio y térmicas efectuadas desde tierraen los años 50 y 60, habían proporcionado un cuadrobastante atendible de la naturaleza del planeta de losanillos, también en este caso un verdadero salto deconocimientos se ha realizado gracias a las misiones de lassondas automáticas americanas. La primera contribución hasido proporcionada por el Pioneer 11 que, después dehaberse encontrado con Júpiter, pasó junto a Saturno enseptiembre de 1979; después fueron los dos Voyager, llega-dos al mundo saturniano en noviembre de 1980 y agosto de1981, respectivamente. En el corto período de dos años, seha podido recoger, de este modo, una masa de datos deincalculable valor y hacer sensacionales descubrimientostanto sobre la circulación atmosférica del planeta, como dela estructura de sus anillos y de sus satélites. Los anillos.Ya hemos mencionado las primeras observaciones quehicieron GALILEO y HUYGENS en el siglo XVII sobre estaestructura con forma de disco agujereado en el centro. Espreciso agregar que el primero en efectuar observacionesmás precisas, fue el astrónomo Gian Domenico CASSINI en

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sas, fue el astrónomo Gian Domenico CASSINI en 1675. A élse debe el descubrimiento de un vacío aparente en el inter-ior del anillo, que fue llamado precisamente división deCassini y que determinó la subdivisión del propio anillo endos partes definidas por convención anillo A (el más exte-rior con respecto al planeta) y anillo B, (el más interior).Pero sobre todo se debe a CASSINI la hipótesis formulada en1715 de que el anillo estaba constituido no por un discosólido, sino por un conjunto de partículas separadas quegiran alrededor de Saturno en órbitas keplerianas, animadaspor velocidades diferentes: más lentas las partículas másexternas y más veloces las más interiores. El matemático yastrónomo Pierre Simon DE LAPLACE, confirmó esta hipóte-sis y aproximadamente un siglo más tarde, en 1857, el granfísico James Clark Maxwell, demostró por vía matemáticaque cada anillo estaba compuesto de miríadas de partículasde tamaño variable desde un peñasco a un fragmento dearena. Todo sería experimentalmente confirmado algunosaños más tarde por las primeras observaciones espectroscó-picas, que demostraron como existe una velocidad diferen-cial entre las diversas partículas que componen el anillo.Mientras tanto, observaciones más precisas habían llevadoal descubrimiento de nuevas divisiones: ENCKE, en 1837,localizó un delgado vacío en el interior del anillo A. Se lellamó división de Encke o trazo de lápiz. En el siglo XX untenue anillo, aún más interior que el B, fue descubierto ybautizado anillo C o anillo velo. Y en el aún no lejano 1969fue localizado el anillo D,. Sin embargo la verdadera revo-lución en lo relativo a la estructura de los anillos se produjopor obra de los datos recogidos por los Voyager. Vistos decerca, los anillos se han multiplicado a millares. Algunostienen un aspecto bastante uniforme, como el anillo A queestá compuesto por partículas con dimensiones medias deunos 10 cm, otros presentan una estructura más compleja,como por ejemplo el anillo B que parece formado por unacantidad de sub-anillos que se entrecruzan entre sí de mane-ra un poco desordenada. Aquí surgen también estrías quetienen la forma de radios de bicicleta y que no puedenexplicarse sólo con el efecto de las fuerzas gravitacionales.Los Voyager también han descubierto una serie de anillosexternos al A y que han sido llamados E, F y G. En la de-terminación de la estructura de los anillos tienen un pape,muy importante los pequeños satélites bautizados satélitesguardianes, porque con su efecto mantienen confinadas a laspartículas dentro de espacios determinados. En lo que res-pecta a la naturaleza de las partículas constitutivas de losanillos, los Voyager han confirmado que están formados porfragmentos de naturaleza silicática recubiertos por una capade hielo de diferentes dimensiones. Su reflectividad esvariable y depende, al parecer, de una fina capa de polvilloque se ha depositado sobre estos pequeños icebergs. Elorigen de los anillos de Saturno es muy controvertido. Enuna época se pensaba que un satélite, acercándose a Saturnosobrepasando el límite de Roche, se desintegró en pedazosHoy está más acreditada la hipótesis de que los anillos sehan formado Junto con el planeta y que son los restos de lanebulosa solar primordial. En la tabla se presenta un cuadrode los diferentes anillos de Saturno con sus relativas distan-cias. Los satélites. También los conocimientos sobre lossatélites de Saturno han experimentado un sustancial ade-lanto después de las exploraciones cercanas de los dosVoyager. Hasta hace pocos años, sólo con las observacionesdesde tierra, se habían localizado diez satélites de Saturno yel conocimiento de sus características físicas era muy incier-to. Hoy estamos seguros de que el planeta de los anillos estárodeado por los menos de 17 satélites, alguno de los cualesrepresentan pequeños mundos que se formaron al mismo

tiempo que Saturno; en cambio otros, son el resultado decapturas gravitacionales. Todos, excepto Febe, tienen elperiodo de rotación sincrónico con el de revolución. Exami-némoslos un por uno a partir del más cercano al planeta.1980 S 28. Es el nombre provisional de un pequeño satélitedescubierto por el Voyager l en 1980. También se le llamael guardián del anillo A porque gira manteniéndose en elborde exterior de este anillo. Está en órbita a una distanciamedia del planeta de 137.700 km, equivalentes a 2,28radios saturnianos, y es por lo tanto el más interior de lossatélites conocidos de Saturno. Tiene una forma irregular ysus dimensiones son, aproximadamente, de 80 x 60 x 40km. Está recubierto por una capa de hielo. 1980 S 27 y1980 S26. Son otros dos satélites descubiertos por el Voya-ger 1 que cumplen la función de guardianes en el sentido deque tienen confinado el anillo F; el primero se halla en elinterior del propio anillo y el segundo afuera. S 27 está enórbita a 139.400 km, equivalentes a 2,31 radios planetarios,tiene una forma irregular de aproximadamente 140 x 100 x80 km; S 26 está en órbita a 141.700 km, equivalentes a2,35 radios planetarios y tiene unas dimensiones de 110 x90 x 70 km. Ambos están cubiertos de hielo y presentan unasuperficie con picaduras. 1980 S 3 y 1980 S 1. Dos minús-culos satélites cuya existencia ha sido confirmada por elVoyager 1 (de hecho los astrónomos en tierra los habían yadivisado, pero no estaba seguros al ciento por ciento). Sepresentan conjuntamente porque constituyen una auténticasingularidad. Giran en órbitas prácticamente idénticas, unaa 151.400 km y la otra a 151.500 km de distancia del plane-ta (2,51 radios planetarios). Cuando se encuentran, cadacuatro años, no entran sin embargo en colisión sino queintercambian las órbitas. Al efecto de resonancia gravita-cional de estas dos pequeñas lunas se deben algunas estríasque se notan en el anillo. A. Desde el punto de vista de laforma, los dos satélites no son gemelos: S 3 es más peque-ño, con dimensiones de 140 x 120 x 100 km, S 1 es másgrande, con dimensiones de 220 x 200 x 160 km. Ambosestán cubiertos de hielo, con las superficies extensamentecraterizadas. Mimas. Es un pequeño satélite que gira preci-samente afuera del anillo G, a unos 185.600 km de Saturno(3 radios planetarios) y cuyo diámetro es de 392 km. Pre-senta muchos detalles geológicos muy interesantes. Lo quemás llama la atención es un cráter gigante, con un diámetrode 130 km, es decir un tamaño igual a un tercio de la super-ficie del satélite. Algunos lo llaman Herschel, en honor delgran astrónomo que descubrió Mima en 1789; en cambiootros lo denominan Arturo (lo que pone en evidencia que latoponimia de los cuerpos del sistema solar no ha sido aúnclaramente establecida). Este gran cráter debe haber sidoprovocado por la caída sobre Mimas de un cuerpo con undiámetro de 10 km y, según la opinión de los geólogos,representó el máximo impacto soportable por el pequeñosatélite: si el meteorito hubiera sido más grande, Mimas sehubiera reducido a miríadas de fragmentos. El cráter, delcual tenemos fotografías de gran resolución gracias al Vo-yager l que se acercó a Mimas hasta 88.440 km (en cambio,el Voyager 2 se mantuvo más alejado, aproximándose a nomás de 310.000 km), presenta un gracioso pico central conuna altura de aproximadamente 6.000 metros. El resto de lasuperficie de Mimas está densamente craterizada. Mimastiene una densidad de 1,3 g/cm3 y un albedo del 60 %: porlo tanto su composición es predominantemente de agua enestado de hielo. Encélado. He aquí un pequeño satélite -sudiámetro es de aproximadamente 500 km- pero caracteriza-do por una compleja actividad geológica. Observado yfotografiado con precisión por el Voyager 2, que se leaproximó a 87.000 km de distancia, Encélado presenta

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algunas partes de su superficie cubiertas de cráteres, mien-tras otras son casi completamente lisas. La explicación quedan los geólogos a esta neta diferenciación es que, por lainfluencia gravitacional de Saturno, en el interior de Encé-lado se genera una atracción mareal que desarrolla calor elcual, transmitido a la corteza del planeta, determina unproceso de rejuvenecimiento y de cierre de los cráteres. Elaltísimo valor del albedo Encélado refleja casi el 100 % dela luz solar-y el bajo valor de densidad (1,2 g/cm3) nosdicen que Encélado es un mundo de hielo casi en estadopuro. Se piensa que debajo de él hay volcanes que despidenagua hirviendo. Los productos de estas erupciones, disper-sas en el espacio que circunda a Saturno, se transformanrápidamente en partículas heladas y podrían alimentar elanillo E con materia nueva, en medio del cual Encélado -girando a 238.100 km de distancia de Saturno (3,95 radiosplanetarios)- se encuentra en órbita. Tetis. Es aún un satéli-te lleno de fascinación y de misterio. Mide unos 1.000 kmde diámetro y contiene la estructura de impacto más grandede todo el sistema saturniano. Se trata de un cráter de 400km de diámetro, dotado de un pico central y de una serie decírculos concéntricos. Otra estructura singular es una largafractura que se extiende por las 3/4 partes de la circunferen-cia del satélite. De acuerdo con algunos estudiosos, el grancráter y la fractura fueron originados por el mismo hecho: lacaída de un gran meteorito. Según otros, los dos detallesmorfológicos son independientes: el primero formado sinlugar a dudas por la caída de un meteorito, el segundo porprocesos de expansión de la corteza. También Tetis tieneuna reflectividad (60-80 % según las regiones) y una densi-dad próxima a la del agua, razón por la cual se consideraque esté compuesto casi exclusivamente de hielo. Está enórbita a una distancia media de 294.700 km de Saturno(4,88 radios) sobre el borde del anillo E. Visto desde tierraal telescopio, aparece como una estrellita de décima o undé-cima magnitud (según la distancia). Fue descubierto por elastrónomo CASSINI en 1684, pero sólo en 1980 el Voyager2, acercándose a 93.000 km de él, reveló completamente losdetalles más ínfimos. 1980 S 13 y 1980 S 25. Se trata deotros dos pequeños satélites-icebergs que giran en la mismaórbita de Tetis, uno precediendo en 60° y el otro siguiendoen 60° al satélite del gran cráter. Por esta condición suya degregarios, han sido bautizados Tetis B y Tetis C. A pesar desu baja luminosidad telescópica (19d magnitud), han sidodescubiertos desde tierra en 1980 por astrónomos america-nos. Después los dos Voyager confirmaron su existencia enel plazo de un año. Las dimensiones de Tetis B, que tieneuna forma irregular, son de 34 x 28 x 26 km; las de Tetis C,también oblongo como una patata, 34 x 22 x 22 km. Ambostienen un albedo del 50 % y deberían estar compuestospredominantemente por hielos. Dione. Un poco más grandeque Tetis (tiene un diámetro de 1.120 km), este satélitepresenta sin embargo una densidad superior a la del agua,lo que hace pensar en una composición mixta de hielos ysilicatos en una proporción de 3 a 2. Tampoco Dione carecede originalidad. Su hemisferio adelantado (recordemos quetodos los satélites de Saturno, con excepción de Febe, tie-nen un periodo de rotación sincrónico con el planeta y porlo tanto es posible distinguir un hemisferio adelantado yuno retrasado) es más claro (albedo del 50 %), mientras elretrasado es más oscuro (albedo del 30 %) y presenta unsistema de estrías claras. Probablemente estás últimas hansido provocadas por el agua que llega a través de las fractu-ras, desde dentro hacia afuera. También Dione fue descu-bierto por CASSINI en 1684. 1980 S 6. Es un pequeño satéli-te gregario de Dione, que también es llamado Dione B.Recorre la misma órbita de Dione anticipándolo en unos

60°. Fue descubierto por los franceses Laques y Laca-cheaux, y se pensaba que así como Tetis tiene dos satélitesgregarios, también Dione debería tener otros tantos. Sinembargo la búsqueda por parte de los Voyager, de un DioneC, ha sido en vano. Dione B tiene una forma irregular, 36 x32 x 30 km, y presenta un cráter en la superficie. Rea. Entrelos satélites de hielo de Saturno es el más grande, con undiámetro de 1.530 km. Gira mucho más allá del último ymás externo de los anillos saturnianos, a 527.200 km delplaneta (8,74 radios planetarios). Al igual que Dione, pre-senta una diferenciación entre el hemisferio adelantado, quees más claro y mucho más craterizado (similar a los altipla-nos de la Luna), y el hemisferio retrasado, que es más oscu-ro y atravesado, como el de Dione, por estrías más claras.Fue descubierto por CASSINI en 1672. De los dos Voyager elque lo ha observado desde más cerca es el primero, que sele acercó hasta 73.980 km. Titán. Es sin lugar a dudas elmás interesante de los satélites, no sólo de Saturno, sino detodo el sistema solar. Es uno de los más grandes, con undiámetro de 5.150 km (aún no está claro si el primadopertenece a Ganímedes, satélite de Júpiter, a Titán, o aTritón, satélite de Urano), y es el único satélite que tieneuna atmósfera consistente y una superficie recubierta atrechos por elementos en estado líquido. La atmósfera deTitán está compuesta en un 85 % de nitrógeno, el 12 % deargón y el 3 % de metano y otras moléculas orgánicas com-plejas. La temperatura está muy por debajo del punto decongelación del agua y la presión en la superficie es aproxi-madamente una vez y media la de la Tierra. En estas condi-ciones los exobiólogos piensan que Titán tiene muchospuntos de contacto con la Tierra primitiva, y que por lotanto puede constituir un laboratorio ideal para estudiaraquellos procesos químicos que llevaron al surgimiento dela vida. Con el fin de darle una ojeada más de cerca, lamisión del Voyager 1 fue programada de manera que lasonda interplanetaria pasara a apenas 6.500 km de estecuerpo. No obstante las expectativas no fueron satisfechasdebido a que el satélite, perennemente envuelto en unadensa nube de smog, no se dejó penetrar por los sensoresdel Voyager. El aspecto de algún modo alucinante de Titántiene que ver con su meteorología: existen formacionesnubosas a base de metano y otros hidrocarburos, que danlugar a verdaderas lluvias y nevadas de gasolina. La densi-dad de Titán es casi el doble de la del agua, indicando lapresencia de un núcleo rocoso y un albedo relativamentebaja de aproximadamente el 20 %. Titán, con su magnitudde 8m, 4, puede fácilmente verse desde la Tierra con untelescopio de aficionado. Hiperión. Le llaman el satélitehamburguesa a causa de su forma muy achatada. Gira enuna órbita muy elíptica, a 1.483.000 km de distancia delplaneta (24,58 radios), tiene dimensiones de 360 x 210 kmpresenta una superficie helada muy sucia (albedo de 30 %)y muy craterizada. Fue descubierto el 1848 por BOND yLassel. De los dos Voyager, el que Io observó más de cercafue el segundo, que pasó a 470.840 km de distancia. Japeto.Otro satélite helado, con un diámetro de l 44 km y una granórbita que lo hace girar a 3.560.10l km de Saturno en algomás de setenta y nueve día. No carece de característicaspeculiares. El hemisferio adelantado se presenta comorecubierto de humo negro y tiene un albedo apenas del 3 %;el retrasado es mucho más luminoso, con un albedo del 50%. Algunos estudiosos han formulado la hipótesis de que elmaterial oscuro proviene de los impactos de meteoritos conel cercano Febe, pero esta hipótesis ha sido muy controver-tida. Japeto fue descubierto en 1671 por CASSINI. Febe. Heaquí, en la extrema periferia del sistema saturniano, a12.950.000 km del planeta (214,7 radios), donde está en

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órbita el más alejado de los satélites descubiertos hastaahora. Febe tiene un diámetro de 200 km, con una formaesférica bastante regular, pero escasamente conocido porqueel Voyager 2, que le pasó cerca, lo hizo a 1.473.000 km dedistancia. Tiene un albedo relativamente bajo, del 5 %, y sepiensa que debe estar constituido por materiales carbonosos:de aquí la hipótesis de que los fragmentos que fueron arro-jados en órbita por los impactos de los meteoritos con susuperficie, pudieron caer en el hemisferio adelantado deJapeto y oscurecerlo. Febe se desplaza en su órbita en sen-tido retrógrado y, contrariamente a todos los demás satélitesde Saturno, no tiene una rotación sincrónica con el planeta:en efecto, gira alrededor de su propio eje en unas diezhoras. Tal vez se trata de un asteroide capturado y no de unsatélite que se formó al mismo tiempo que el planeta. Segúnalgunos, Febe podría ser el núcleo de un cometa que per-maneció atrapado en el campo gravitacional de Saturno. Fuedescubierto por el astrónomo americano PICKERING en 1898.

Scout. Es el cohete más pequeño de combustible sólidoempleado por la NASA para poner en órbita terrestre a lossatélites científicos. Está compuesto por cuatro seccionescon una longitud total de 23 m. En su versión estándar pesa21.450 kg y puede poner en órbita hasta un máximo de 175kg de carga útil. La primera sección del Scout se llamaAlgol II, tiene una longitud de 9 m, un diámetro de 1 m y unempuje de 47.600 kg. Una versión mejorada de esta prime-ra, el Algol III, es ligeramente más grande y tiene un empu-je de 63.500 kg. La segunda sección se llama Castor II,tiene una longitud de 6 m, un diámetro de 76 cm y un em-puje de 27.500 kg. La tercera sección, Antares II, tiene unalongitud de 3 m, un diámetro de 76 cm y un empuje de9.500 kg. La cuarta sección, por último, llamada Altair III,tiene una longitud de 1,8 m, un diámetro de 50 cm y unempuje de 2.700 kg. Con el Scout se han lanzado numero-sos satélites de la serie Explorer y los satélites italianos SanMarco.

SCHIAPARELLI, Giovanni V. 1835-1910 Astrónomo italianocuyo nombre ha permanecido unido a las observaciones delos misteriosos canales de Marte y al descubrimiento de unacorrelación entre los enjambres periódicos de meteoros y elpaso de cometas. SCHIAPARELLI fue uno de los más atentosestudiosos de la geografía de Marte y, desde la oposición de1877 del planeta rojo, notó extrañas formaciones rectilíneasque bautizó canales, sin formular ninguna hipótesis sobre lanaturaleza. El informe de SCHIAPARELLI traducido al inglés,incorporaba el término canals que implica, en esa lengua,una construcción artificial en lugar de emplear la más co-rrecta de channels. A partir de aquí se difundió la convic-ción, sobre todo en los EE.UU. de que los canales marcia-nos eran obra de los habitantes de aquel planeta, debido aproblemas de distribución del agua. SCHIAPARELLI no apoyóesta interpretación, de la cual se hizo en cambio portavoz sucolega Percival LOWELL. El astrónomo italiano continuó casihasta el final de sus días, observando con asiduidad no sóloel planeta Marte, sino también Mercurio y Venus El miste-rio de los canales de Marte fue puesto en claro por lasobservaciones de las primeras sondas automáticas quellegaron a las proximidades del planeta. Lo cierto es quetales canales no existen y que se trata de una especie deilusiones ópticas

Schmidt (telescopio). Es un tipo de telescopio reflectorcaracterizado por la presencia de una fina lámina de vidriocon una curvatura especial para eliminar la aberraciónesférica. Fue inventado por el óptico estonio Bernhard

Voldemar SCHMIDT en 1930 y es empleado extensamente enla fotografía de los campos estelares, proporcionando imá-genes amplias y sin distorsiones Entre las cámaras Schmidtmás grandes del mundo están la de Monte Palomar, la delobservatorio angloaustraliano de Nueva Gales del Sur, ladel observatorio Schwarzschild de la República Democráti-ca Alemana y la del observatorio europeo de La Silla enChile.

Secuencia principal. Es una curva en el interior deldiagrama Hertzsprung-Russell, que sirve para explicar laevolución de las estrellas.

Seeing. Es un término introducido por los astrónomosingleses pero ya usado internacionalmente para indicar lacalidad de la atmósfera y el grado de la claridad de unaimagen estelar. Con el fin de hacer una evaluación de lascondiciones de "seeing" atmosférico, el astrónomo franco-griego Antoniadi introdujo una escala empírica, todavíausada en la actualidad, que comprende cinco grados par-tiendo de condiciones de seeing óptimo y terminando conseeing pésimo. Esta es: I) seeing perfecto, imágenes sinningún temblequeo; Il) ligeras ondulaciones de las imáge-nes, con momentos de calma; lll) seeing moderado, caracte-rizado por perceptibles temblores de las imágenes; IV)seeing pobre, con constantes y molestas ondulaciones de lasimágenes; V) seeing pésimo, con serias dificultades paradiscernir las imágenes. La escala ha sido marcada con nú-meros romanos para evitar que, en el contexto de una rela-ción, puedan surgir equívocos con otras cifras árabes pre-sentes.

Selenografía. Es la descripción de la superficie lunar hechaa través de observaciones ópticas, dibujos y fotografías. Losprimeros selenógrafos fueron GALILEO y HERSCHEL, peroquien se dedicó con mayor entusiasmo a esta disciplina fueel astrónomo alemán Johann Jeronimus SCHROTER (1745-1816), quien desde su observatorio de Lilienthal realizó unaserie de precisos dibujos de paisajes lunares. En nuestraépoca la selenografía está confiada, sobre todo, a las foto-grafías en proximidad de las sondas espaciales.

Selenología. Es una rama moderna de la astronomía yconsiste en el estudio y evolución de la Luna como cuerpoceleste y de las estructuras que forman su superficie. Sele-nología es sinónimo de geología lunar.

Sensor. Es un aparato técnico que, en cierto modo, sirve paraextender en el espacio los sentidos del hombre. En la prác-tica, un sensor espacial, montado sobre una sonda espacial osobre una astronave, tiene la facultad de determinar lapresencia de objetos naturales, o bien construidos por elhombre, captando la energía que ellos emiten. Esta energía,obviamente, puede encontrarse bajo diversas formas: nu-clear, electromagnética (esta última puede incluir tanto laporción visible del espectro como la invisible), química,biológica, mecánica, térmica, etc. Además de su función deinvestigación científica, los sensores desempeñan un papelimportante como órganos de orientación de las naves espa-ciales. En este caso su función consiste en buscar y fijar conun ojo especial la luz de una estrella o de un planeta, deesta manera se consigue un sistema de orientación del quepuede servirse el vehículo espacial en su viaje.

SETI. Con esta sigla, iniciales de Search for Extra TerrestrialIntelligence (búsqueda de inteligencia extraterrestre), son

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genéricamente definidos aquellos programas que tienencomo fin investigar sobre la posible existencia de civiliza-ciones evolucionadas en el espacio. Estos programas, en laactualidad, se realizan empleando algunas horas de ejerciciode grandes radiotelescopios a la escucha de señales prove-nientes del espacio profundo, las cuales podrían ser elproducto de seres similares a nosotros, habitantes de plane-tas de estrellas lejanas. La sigla CETI, iniciales de Commu-nication with Extra Terrestrial Intelligence (comunicacióncon inteligencias extraterrestres), es utilizada para el mismotipo de búsqueda; sin embargo, comprende también el envío(y no sólo la escucha) de señales en el espacio, estudiadasespecialmente para ser captadas por eventuales seres inteli-gentes.

Seyfert (galaxias de). Son sistemas de estrellas quepresentan un núcleo pequeño pero muy voluminoso, conte-niendo masas de gases en veloz movimiento. Estos elemen-tos hacen pensar que el núcleo es sede de acontecimientosexplosivos. El núcleo de una galaxia de Seyfert emite, porlo general, en muchas longitudes de onda: predominante-mente en la región azul y ultravioleta del espectro electro-magnético, pero también en el infrarrojo y a veces en lasondas de radio. En la base de estas emisiones se supone quese haya el proceso de radiación del Sincrotrón. Es relevanteel que la energía total de la radiación emitida por el núcleoen el infrarrojo supere en mucho la emitida por la galaxiaentera en el espectro visible, lo que refuerza la hipótesis defenómenos explosivos en el centro. Muchos astrónomosconsideran que estas galaxias representan una etapa evolu-tiva de los Quásar.

SHAPLEY, Harlow. 1885-1972 Astrónomo americano a quiense debe el importantísimo descubrimiento de las exactasdimensiones de nuestra Galaxia y de la posición de nuestroSol en su interior. A comienzos de siglo se pensaba que elsistema de estrellas en el que nos encontramos tenía undiámetro en torno a 10.000 AL y que el Sol ocupaba unaposición exactamente central SHAPLEY. utilizando comoelementos de medida las estrellas variables del tipo de lasCefeidas contenidas en los cúmulos globulares (→cúmulosestelares). dedujo que el diámetro de nuestra Galaxiadebía ser una decena de veces superior, y que el Sol seencontraba a 30.000 AL de su centro. Este descubrimiento,confirmado por sucesivas observaciones, tuvo, según eljuicio de algunos astrónomos, el alcance de la revolucióncopernicana porque demostró, una vez más, que el sistemasolar no ocupa una posición privilegiada en el Universo. Apartir de 1921 y hasta 1952, año en que se retiró de laactividad, SHAPLEY fue director del observatorio de Har-vard.

SHEPARD, Alan Bartlett. Primer astronauta americano en serenviado al espacio, aunque en un vuelo suborbital. Entró enel cuerpo de astronautas en 1959 y tuvo el honor de inaugu-rar la serie de los vuelos Mercury. Su cápsula, bautizadaFreedom 7, fue lanzada el 5 de mayo de 1961 en un vueloparabólico que apenas duró 15' y 22". SHEPARD alcanzó unaaltura máxima de 187,5 km después de lo cual descendiósin problemas en Atlántico. SHEPARD procedía, como todoslos demás astronautas americanos de los primeros vuelos,de las filas de la fuerzas armadas. Para el proyecto Mercury,además de él, habían sido seleccionados otros 6 hombresentre más de 500 candidatos. Después de un periodo en elcual tuvo que retirarse de la actividad astronáutica portrastornos en el oído interno, SHEPARD volvió al espaciocomo jefe de un misión muy importante: el Apolo 14. Junto

con Edgar D. Mitchell, SHEPARD descendió en las proximi-dades del cráter Fra Mauro el 5 de febrero de 1971, reali-zando un paseo de casi 10 horas. Alan SHEPARD abandonódefinitivamente el cuerpo de astronauta en el año 1974.

Sideral (tiempo). Es el tiempo determinado en base a larotación aparente de las estrellas. Así, el día sideral es elperiodo de tiempo entre dos pasos sucesivos por el meridia-no (o culminación) de una misma estrella; tiene una dura-ción de 23h 56m 04s, inferior en 3m 56s con respecto al díasolar. El año sideral es el tiempo empleado por la Tierra enrealizar una vuelta en su órbita con referencia a las estrellasfijas; tiene una duración de 365d 6h 9m 10s

Sideritas/siderolitas. Son, respectivamente, un tipo demeteorito de composición ferrosa y un tipo de composiciónpétreoferrosa.

Sincrotrón (radiación de). Es una forma de radiaciónelectromagnética generada por el rapidísimo movimiento(próximo a la velocidad de la luz) de partículas elementalescargadas en el interior de campos magnéticos. Observadaspor primera vez en laboratorio, en el interior de acelerado-res de partículas que son precisamente llamadas sincrotro-nes, estas radiaciones han tomado el nombre de ellas. Lalongitud de onda de la radiación de sincrotrón dependetanto de la velocidad de las partículas, como de la intensi-dad del campo magnético atravesado. Pertenecen a la radia-ción de sincrotrón las ondas electromagnéticas emitidas porlas erupciones solares, por las supernovas, por las radioga-laxias, por los quásar, etc.

Sirio (estrella). Es la estrella más brillante del cielo, con unaluminosidad de –1m, 47. Es una estrella relativamente cerca-na al Sol (8,6 AL), alrededor de una vez y media más gran-de que él y de color blanco. Posee una pequeña compañera,una estrella Enana blanca que gira a su alrededor cada 50años, pero que no es visible a simple vista porque tiene unaluminosidad de 8m, 4. Sirio se encuentra en la constelacióndel Can Menor y es bien visible en los meses invernales, enla inconfundible constelación de Orión.

Sirio (satélite). Satélite científico italiano para el estudio delas transmisiones en las superfrecuencias (12-18 gigahertz),es decir en aquellas frecuencias aún no utilizadas y en lascuales se proyecta canalizar el siempre creciente número detransmisiones vía satélite. Lanzado desde Cabo Cañaveralen septiembre de 1977 y diseñado para durar dos años, elSirio ha permanecido activo, en órbita geoestacionaria,durante seis años. Un satélite gemelo del Sirio, lanzado enseptiembre de 1982 desde el polígono de Kourou en laGuayana no llegó a la órbita por la explosión del transpor-tador europeo Ariane.

Sistema Solar. Es un sistema de cuerpos celestes compuestopor el Sol (nuestra estrella) y por una multitud de cuerposopacos: los planetas, los satélites de los planetas, los aste-roides o planetas menores, los cometas, los meteoros, pol-vos y gases. Todos estos cuerpos opacos giran alrededor delSol, que es el objeto de mayor masa ya que posee el 99,95% de la existencia en el sistema solar, y están vinculados aél por la fuerza de gravedad. La fuerza de gravedad del Soles ejercida en todas las direcciones alrededor suyo, hastauna distancia de alrededor de 2,4 AL. Nuestro sistema solares, muy probablemente, uno de los tantísimos existentes enel Universo. De acuerdo con las concepciones más recien-

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tes, la formación de los planetas y de otros cuerpos menoresalrededor de una estrella representa un proceso muy común.Las dimensiones de nuestro sistema solar, aunque parezcadesmesurado y nuestras sondas espaciales empleen meses oaños para llegar a los planetas, son pequeñísimas con res-pecto a las de toda la Galaxia (el sistema de estrellas al quepertenece el Sol), e incluso insignificantes con respecto alas del Universo. Ni la Tierra, ni el sistema solar del cualforma parte nuestro planeta, tienen nada de privilegio. Y,tal vez, incluso nuestra propia presencia no sea única en elilimitado océano cósmico. Aunque el Sol extienda su domi-nio gravitacional hasta 2,4 AL (25 billones de km), loscuerpos más grandes del sistema solar, los planetas, seencuentran concentrados a distancias muy inferiores, dentrode un radio de alrededor de 6 mil millones de km. Es ciertoque nuestros instrumentos de observación tienen dificulta-des en descubrir cuerpos de dimensión planetaria en losconfines del dominio gravitacional del Sol, pero los astró-nomos piensan que si existieran planetas gigantes (de lasdimensiones de Júpiter) más allá de los 6 mil millones dekm, habrían sido descubiertos. Por lo tanto es lícito suponerque por lo menos los cuerpos mayores están bastantes cercadel Sol. Los planetas conocidos hasta ahora son 9. Se pue-den dividir en dos categorías: los planetas sólidos o terres-tres (porque son similares a la Tierra en su constitución),que se encuentran desde 0,38 a 1,52 UA del Sol (recorde-mos que la UA, la unidad astronómica, es la distancia Sol-Tierra y corresponde a unos 150 millones de km); y losplanetas gaseosos o jupiterianos (porque son similares aJúpiter), que se encuentran entre 5,20 y 39,44 UA del Sol.Entre estas dos familias de planetas existe una laguna ocu-pada por una gran cantidad de cuerpos menores: los asteroi-des o pequeños planetas. Los planetas sólidos o terrestresson cuatro, en orden de distancia del Sol: Mercurio, Venus,Tierra y Marte Están caracterizados por dimensiones mo-destas, de 5.000 a 13.000 km de diámetro por una cortezasólida, un núcleo central metálico y por una atmósfera máso menos densa (este último hecho depende de la fuerza dela gravedad del planeta). Los planetas gaseosos o jupiteria-nos son cuatro, en orden de distancia del Sol: Júpiter, Sa-turno, Urano y Neptuno, todos caracterizados por grandesdimensiones, de 50.000 a 140.000 km, con una composiciónpredominantemente gaseosa y por la ausencia de cortezasólida. El noveno y más distante planeta, Plutón, aunque seencuentra en la zona de los planetas gigantes o gaseosos, nose puede definir como tal porque tiene dimensiones muymodestas, comparables a las de nuestra Luna. También suórbita es extraña y se considera por lo tanto que o bien setrata de un satélite de Neptuno que se escapó, o bien de unode los elementos más grandes de un cinturón de asteroidesque rodearía, por afuera, al sistema solar. Además de losnueve planetas, otros elementos relevantes de nuestro sis-tema son los satélites, cuerpos menores que giran alrededorde los propios planetas. Hasta ahora se conocen 40 pero esprobable que las futuras exploraciones espaciales en proxi-midad, como ya ha sucedido con las sondas del tipo Voya-ger, pongan en evidencia otros. Los planetas con más satéli-tes son Júpiter y Saturno. Los asteroides o planetas menoresocupan por lo general, como ya se ha señalado, la línea dedemarcación entre planetas terrestres y planetas jupiteria-nos, tienen dimensiones variables desde 1.000 km (Ceres) apocos centímetros y, de acuerdo con una hipótesis bastanteseguida por los estudiosos, serían los fragmentos de unplaneta que no logró condensarse a causa de la influenciagravitacional de Júpiter. Es relevante el hecho que la ley deBode-Titius haya previsto la existencia de un cuerpo plane-tario allí donde fueron descubiertos estos asteroides. Otra

familia de cuerpos menores, pero de gran importancia paracomprender el origen la constitución del sistema solar, es lade los Cometas, cúmulos de hielos congelados mezcladoscon granos de polvos que representan, probablemente, loscuerpos más antiguos e incontaminados del sistema. Lasobservaciones más recientes indican que existen millares decometas formando una especie de caparazón esférica en losconfines del sistema solar, a 2,4 AL del Sol, y que algunosde ellos, por efecto de los empujes gravitacionales produci-dos por una estrella cercana, se dirigen hacia el Sol y luegopermanecen en órbitas periódicas entre los planetas. Empa-rentada tanto con los asteroides como con los cometas hayotra clase de objetos menores de nuestro sistema: los meteo-ros, pequeños fragmentos que vagan por el espacio y que, aveces, atraídos por la Tierra, caen al suelo y pueden serrecuperados. El espacio entre los planetas y los satélites noestá por lo tanto vacío, sino lleno por una enorme cantidadde detritos sólidos, incluso por partículas gaseosas y porflujos de partículas elementales producidas por el Sol oprovenientes de los espacios exteriores, que se muevenentre los campos magnéticos solares y planetarios. Losorígenes. Trataremos ahora de unificar todos estos elemen-tos esparcidos, en el intento de explicar la génesis y evolu-ción de nuestro sistema solar. Es preciso puntualizar que noexiste una sola hipótesis para explicar estos hechos que,según los cálculos y las mediciones de fechas, se habríanproducido entre unos 5 y 4,5 millones de años. Sin embar-go, en líneas generales, la mayor parte de los estudiososcomparte la teoría de la nebulosa solar primordial, de lacual proporcionamos aquí una ilustración cualitativa. Todocomenzó en un brazo de nuestra Galaxia, el sistema de másde 100 mil millones de estrellas en el cual nos encontramosy que tiene forma de espiral. Aquí, junto a las estrellas, semueven alrededor del centro de la Galaxia nubes compues-tas en su mayor parte de gases (hidrógeno y helio) y enmínimas cantidades por granos sólidos (hielo, grafitos,silicatos, hierro). Los elementos constitutivos de estas nu-bes, desde los más livianos a los más pesados, son conti-nuamente producidos en el curso de las reacciones nuclea-res que caracterizan la existencia de las estrellas; los ele-mentos más pesados, en particular, son expulsados al espa-cio durante las fases explosivas de las supernovas. Habríasido precisamente un acontecimiento catastrófico, como laexplosión de una supernova, lo que crearía inestabilidadgravitacional, que fue la responsable del comienzo de lacontracción y el sucesivo colapso, es decir a la caída de laspartículas hacia un centro común, de una gran nube de gas ypolvos interestelares. El colapso, a su vez, generó vórticesque fragmentaron la nube en muchas partes, cada una de lascuales estaba dotada de un movimiento de rotación. La cunade nuestro sistema solar fue uno de estos fragmentos enrápida rotación, que se iba achatando en forma de disco. Enel centro del disco rotatorio, donde en grandes cantidades seprecipitaban las partículas gaseosas y sólidas, la temperatu-ra y la presión estaban en constante aumento. Aquí, una vezsuperados los parámetros críticos por el comienzo de lareacción nuclear de fusión del hidrógeno en helio, se en-ciende el Sol. A distancias crecientes de este embrión deestrella, mientras tanto, los golpes entre las partículas encaída habían producido densamientos locales que actuabantambién como centros de atracción para la materia circun-dante: son los planetésimos, esbozos informes de los plane-tas. Las condiciones físicas de la nube primordial eran muydiferentes procediendo desde el núcleo hacia la periferia.En el centro estaban las temperaturas y las presiones máselevadas y, atraídas por la mayor fuerza de gravedad, laspartículas más grandes y pesadas. Hacia la periferia, la

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fuerza de gravedad y la temperatura decrecían, el gas estabamás rarificado los granos sólidos más pequeños y livianos.Esta diferenciación ha determinado una neta diversidad deconstitución entre los planetas próximos y alejados. Losprimeros (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), carentes de loselementos más volátiles de la radiación solar, están consti-tuidos por cúmulos sólidos de pequeñas dimensiones y altadensidad. Los segundos (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno yPlutón) han podido agrandarse utilizando, además de partí-culas sólidas más pesadas, abundante cantidad de gases yhielo. Por consiguiente están caracterizados por una bajadensidad media y, con la excepción de Plutón, por susgrandes dimensiones. Incluso en el interior de cadaplanetésimo, las enormes presiones desencadenadas por losprocesos de agregación de la materia y el calor liberado porla radioactividad natural, provocaron una fuerte subida de latemperatura. Pero aquí, al contrario de lo que sucede en elSol, las masas y las temperaturas en juego eran menores yno se llegó a superar el umbral de fusión nuclear. SoloJúpiter, por lo que parece, ha estado cerca de esas condicio-nes. Si se hubiera encendido como una estrella, habríamostenido un sistema binario similar a los tantos que se obser-van en nuestra Galaxia. En los planetésimos, la temperaturafue lo suficientemente alta como para provocar la fusiónquímica de los materiales sólidos y una importante diferen-ciación interna: hacia el centro llegaron los elementos másdensos, hacia la periferia salieron los menos densos. Estoexplica el porqué la Tierra y muchos otros cuerpos delsistema solar tienen un núcleo metálico, en algunos casoscasi hasta ahora en estado de fusión, y una corteza de silica-tos rígida. En los cuerpos menores, satélites y planetas máspequeños, las temperaturas de agregación han sido modes-tas y la diversificación no se llevó a cabo. En las primerasfases de su juventud, el Sol, como otras estrellas de su tipo,atravesó un periodo de gran turbulencia en el curso del cualexpulsó, a gran velocidad, grandes cantidades de materia yradiación. Es el viento de T-Tauri, llamado así por unaestrella distante unos 3.300 AL de nosotros que está vivien-do una infancia similar a la del Sol. Este huracán, que durómiles de años, tuvo una función fundamental en el aspectoactual del sistema solar: expulsó hacia el exterior la mayorparte de los detritos esparcidos un poco por todas partes. Elhuracán hoy se ha aplacado, pero no se ha extinguido porcompleto: continúa el viento solar, un flujo de partículas,sobre todo protones y electrones, que a nivel de la órbitaterrestre tiene una velocidad variable entre 400 y 800 km/s.La obra de limpieza de los detritos fue llevada a cabo porlos mecanismos de captura de cada planeta, que atrajeronhacia sí los cuerpos que vagaban, completando de este modola última fase de su crecimiento. Algunos objetos escaparona la caída destructora, pero no al dominio de los mayorescentros de atracción y se convirtieron en satélites. Todos loscuerpos del sistema solar caracterizados por una cortezarígida han sido marcados para siempre por estos hechos ypresentan una multiplicidad de cráteres, residuo del antiguobombardeo. Sólo la Tierra, que desarrolló una densaatmósfera y un complejo sistema de fenómenosmeteorológicos, ha eliminado, aunque no totalmente, esasmarcas. Una vez terminada la limpieza, algunos materialesde construcción del sistema solar aún no utilizadospermanecían esparcidos por muchos lugares. Por la parte delos planetas sólidos, concentrados entre las órbitas de Martey Júpiter, había numerosos bloques informes de di-mensiones variables desde algunos centímetros a algunoscentenares de kilómetros. En cambio, por la parte de losplanetas gaseosos había conglomerados de hielos y partícu-las sólidas. Complejos cálculos de dinámica del sistemasolar han indicado que Júpiter habría desempeñado un

Júpiter habría desempeñado un papel determinante en eldestino de ambos grupos de detritos. En el primer grupo, losasteroides, las perturbaciones gravitacionales del mayorplaneta impidieron ese proceso de agregación que les habríallevado a convertirse a ellos mismos en un planeta. Sobre elsegundo grupo, los núcleos de los futuros cometas, Júpiteractuó como expulsor, enviando al enjambre lejos de losplanetas y confinándolo en los márgenes del campo gravita-cional solar. De acuerdo con esta hipótesis, los cometashabrían nacido de los fragmentos menores en los que sesubdividió la gran nebulosa interestelar primordial. Unagran cantidad de aquellos fragmentos se habría luego unidogravitacionalmente a los bordes de la nebulosa solar enformación. Se calcula que, para pasar de la nebulosa encontracción al Sol recién nacido y ya resplandeciente, pasa-ron 100.000 años: un tiempo corto, considerando que losplanetas emplearon 500 millones de años en formarse.Situado hace 4,7/4,8 miles de millones de años, el comienzode la contracción nebular, el acto de nacimiento del sistemasolar puede fijarse por lo tanto hace unos 4,2/4,3 miles demillones de años.

Skylab. Nombre de la primera estación espacial orbitalamericana, realizada y convertida en operativa en el cursode 1973, en la cual se alternaron tres tripulaciones de treshombres cada una por un periodo variable desde 29 a 84días. Con el Skylab, los americanos, que a causa del pro-grama lunar Apolo habían descuidado el trabajo y los expe-rimentos en órbita terrestre, realizaron una serie de impor-tantes estudios relativos a la fisiología humana en condicio-nes de ausencia de gravedad, observaciones geológicas,geofísicas y de recursos terrestres, observaciones astronó-micas y experimentos de técnicas industriales para desarro-llar en el espacio. El Skylab fue sacado de la tercera secciónde supermisil Saturno V carente, obviamente, de los moto-res y de los depósitos de serie. Pesaba 75 toneladas teníauna longitud de 35,6 m (comprendidos los motores) y unvolumen de 331 metros cúbicos. La estación espacial estabacompuesta de cuatro partes: el módulo de trabajo, compren-diendo también la sección del habitáculo de los astronautascon dimensiones de 14/7 m longitud y 6,6 de diámetro; unacámara de compensación, dotada de una portezuela parasalir al espacio y conteniendo también instrumentos para elcontrol operativo de la estación espacial, con dimensiones5,4 m de longitud y 1,7-3 m de diámetro; el módulo deamarre, llevando en el extremo un sistema para Docking.Esta última parte contenía también instrumentos para laobservación de la Tierra, un panel mando para pilotar losseis telescopios astronómicos montados en la estación, unhorno para la fusión de los materiales y una cámara de altovacío para experimentar nuevas técnicas de producciónindustrial. Las informaciones recogidas por el Skylab en eltranscurso de las tres misiones son tan abundantes quepueden resumirse en las siguientes cifras récords: 230 m2 defotografías de recursos terrestres, 70 km de datos científicosregistrados en cinta, 200.000 imágenes del Sol y miles detemas astronómicos entre los cuales se encuentran las ex-cepcionales tomas del cometa Kohoutek. El Skylab fuelanzado, sin hombres a bordo, el 14 de mayo de 1973 ycolocado en una órbita casi circular a 435 km de altura.Inmediatamente después de la puesta en órbita se produjouna avería que puso en peligro a toda la estación espacial:el escudo contra los micrometeoritos, que debía cumplirtambién una función de reflexión de los rayos solares con elfin de evitar un sobrecalentamiento del Skylab, se separó ydestruyó un panel de energía solar y dañó seriamente a otro.Diez días más tarde, el 25 de mayo de 1973, fue puesto en

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órbita, a bordo de una astronave de tipo Apolo, el primerterceto de astronautas destinado a habitar el Skylab: CharlesConrad, Jose Kerwin y Paul Weltz. Después de un perfectoamarre se introdujeron en el Skylab y los tres hombreslograron, con una hábil actividad extravehicular, extenderun parasol para enfriar la estación y reparar las célulassolares dañadas, llevándola así a plena efectividad. Sumisión duró 28 días y 49 minutos, en el curso de los cualesinauguraron la actividad científica de la estación espacialorbital. Después de menos de un mes del retorno a tierra dela primera tripulación, el 28 de julio de 1973 otros tresastronautas alcanzaron el Skylab: se trataba de Alan BEAN,Owen GARRIOTT y Jack LOUSMA. Ellos instalaron un nuevoy más eficaz panel parasol e iniciaron una provechosa acti-vidad de observación de los recursos terrestres y de lasprotuberancias solares. Retornaron a tierra el 25 de sep-tiembre, después de 59 días y medio de permanencia en elespacio. La tercera y última misión del Skylab comenzó el16 de noviembre de 1973, con la llegada a la estación espa-cial de los astronautas Gerald CARR, Edward GIBSON yWilliam POGUE. Su trabajo más difícil consistió en unaactividad extravehicular de 7 horas que llevaron a cabo eldía de Navidad, durante la que cambiaron los films en losinstrumentos de observación astronómica y observaron elespléndido cometa Kohoutek. Su misión se prolongó másallá de comienzos de 1974: retornaron felizmente a tierra el8 de febrero, después de 84 días de permanencia en órbita.Después de estas tres misiones, la NASA decidió que elSkylab ya no estaba en condiciones de acoger nuevas tripu-laciones: se hacían necesarios sustituciones y aprovisiona-mientos que una tripulación enviada en la Apolo no hubieraestado en condiciones de realizar, incluso por los límites detransporte de la propia astronave. Algunos propusieronentonces que el laboratorio podía repararse en el curso delos primeros vuelos del Space Shuttle que, en aquellostiempos, se pensaba debían comenzar hacia finales de losaños 70. Sin embargo, el Skylab no logró vivir tanto comopara ser salvado por el shuttle. A causa del máximo deactividad solar y de la expansión de la atmósfera terrestre,la estación espacial americana entró en contacto prematurocon las rarificadas moléculas de aire, detuvo lentamente suvelocidad orbital, perdió progresivamente altura y, en elverano de 1979, concluyó su existencia con una espectacu-lar caída sobre la Tierra, no sin haber hecho saltar antes lasalarmas en muchos países del mundo. La estructura delSkylab se desintegró en miles de trozos encima del OcéanoIndico, algunos de los cuales cayeron al suelo y fueronrecuperados en territorios desérticos de Australia.

Sol. Es la estrella más cercana a nosotros; como las otrasestrellas del Universo, emite luz y energía en virtud de losprocesos nucleares que se llevan a cabo en su interior. ElSol ocupa una posición central en el sistema que lleva sunombre, contiene el 99,9 % de la masa de este sistema ygobierna, con su potente fuerza de gravedad, el movimientode los nueve planetas y millares de otros cuerpos menoresque giran a su alrededor. En el ámbito de la Galaxia, porotra parte, no ocupa ninguna posición de privilegio: es unode los cientos de miles de millones de estrellas que la inte-gran. Se encuentra a unos treinta años luz del centro de laGalaxia, alrededor de la cual gira a la velocidad de 250km/s empleando doscientos veinticinco millones de años endar una vuelta completa. Es una estrella de dimensionesmediano-pequeñas que ha llegado casi a la mitad de supropia existencia: pertenece a la llamada Población 1. ElSol dista de nuestro planeta, en promedio, 149 millones dekm, es decir alrededor de 380 veces más que la Luna y

270.000 veces menos que Próxima Centauri, la segundaestrella más próxima a nosotros. La luz del Sol, viajando a300.000 km/s, emplea ocho minutos para llegar a la Tierra.La distancia Sol-Tierra ha sido elegida por los astrónomoscomo unidad de medida en el sistema solar y se llama Uni-dad Astronómica o más simplemente UA. Característicasfísicas. El Sol tiene un diámetro de 1.392.000 km, 109veces el de la Tierra; una masa de 1,99·1027 toneladas, esdecir, 330 000 veces mayor que la Tierra; y una densidadmedia de 1,4 g/cm3; 1/4 con respecto a la de la Tierra.También su esfera, como la de todos los cuerpos celestes,está animada de un movimiento de rotación alrededor de supropio eje, pero en el Sol este movimiento es diferencial deacuerdo con las latitudes y ello es debido a la no homoge-neidad de la composición de la materia solar. En efecto, elperiodo es de 24,7 días en el ecuador, de 28,2 días a 45 delatitud, y de alrededor de treinta y cuatro días en los polos.El valor medio adoptado es de 25,38 días (que correspondea la rotación medida a 15 de latitud) y es llamado periodode rotación sideral. El ecuador solar está inclinado conrespecto al plano de la órbita terrestre en un ángulo de 7 15minutos. Desde la Tierra, el Sol se presenta como un discode un diámetro aparente de medio grado; tiene un coloramarillo, lo que corresponde a una temperatura media de susuperficie visible de 6.000 °C (categoría espectral G 2). Sumagnitud aparente es de –26m, 5; representa por lo tanto elobjeto celeste más luminoso de nuestro cielo. Sin embargo,su magnitud absoluta es muy inferior: +4m, 8. Recordemosque las magnitudes absolutas de las otras estrellas estáncomprendidas entre –8m y +19m: el Sol ocupa por lo tanto,desde este punto de vista, una posición media en la escalade las magnitudes. La edad estimada del Sol (como por otraparte de todo el sistema solar) es de unos cinco mil millonesde años y se calcula que nuestra estrella vivirá otro tantoantes de transformarse en una Enana blanca y terminar asísu existencia. Composición y estructura. Los elementosligeros, como puede deducirse de la densidad media, estánen la base de la materia solar, que está compuesta predomi-nantemente por hidrógeno (80 %), en menor porcentaje porhelio (19 %, y por otros elementos (1 %). En lo que respec-ta a la estructura del Sol, partamos de su superficie visible oFotosfera, es decir, esfera de luz y procedamos hacia suexterior. La fotosfera es una esfera de gas con un grosor deaproximadamente 300 km, cuyas temperaturas varían desde9.000 C en la base a 4.300 C en la cima (la temperaturamedia de esta capa visible, como ya hemos dicho, es de6.000 °C), y también la sede de aquellos fenómenos a vecesmuy llamativos que toman el nombre de manchas. Porencima de la fotosfera, hay una envoltura gaseosa muchomás rarificada, con densidades unas mil veces inferior,llamada Cromosfera. Se extiende por unos 16.000 km sobrela fotosfera. Aquí las temperaturas varían desde los 4.300°C de la zona inferior, al millón de grados de las capas másaltas. La cromosfera no es visible a simple vista en condi-ciones normales, porque emite una luz muy débil, sin em-bargo puede observarse durante los Eclipses de Sol, cuandola Luna recubre el disco fotosférico. La cromosfera, literal-mente esfera de color, debe su nombre a la tonalidad rosa-rojo que adquiere durante los eclipses. Siguiendo haciaarriba, hay otra capa de gas, muy rarificado, no visible asimple vista: la Corona, que adquiere temperaturas de cua-tro millones de grados y está formada por flujos de gasesionizados, que emanan continuamente del Sol para irradiar-se, bajo forma de Viento solar, en el espacio interplanetario.Como puede constatarse, las temperaturas de las capasexteriores del Sol tienen un desarrollo bastante singular. Enefecto, en la fotosfera, decrecen hacia el exterior, lo que es

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muy comprensible ya que se alejan de la fuente de calorcentral; en la cromosfera y en la corona, en cambio, sucedelo contrario: hay un extraordinario aumento hacia la perife-ria del Sol. Hay diversas teorías para explicar este fenóme-no: la más satisfactoria atribuye a corrientes eléctricasgeneradas por campos magnéticos variables la excitación y,por lo tanto, la altísima temperatura de las partículas gaseo-sas más externas. Pasemos ahora al interior del Sol. Paraéste no existen observaciones directas pero, en base alcomportamiento físico del astro, se han construido modelosteóricos que se aproximarían bastante a la realidad. Deacuerdo con estos modelos el núcleo del Sol, que también esla sede de los procesos nucleares a los que se deben laproducción de energía, se encuentra a 15 millones de gra-dos; a medida que nos alejamos del núcleo, las temperaturasdecrecen gradualmente hasta los valores determinados en labase de la fotosfera. La presión del núcleo solar alcanzavalores de 221.000 millones de veces la terrestre a nivel delmar, y la densidad es de 134 g/cm3. En estas condiciones,los vínculos atómicos y moleculares que mantienen junta ala materia se dispersan y las partículas existen en estadoionizado. Desde el momento en que el Sol es estable, esdecir que no hace explosión ni entra en colapso por sí mis-mo, debe subsistir un estado de equilibrio entre la energíapor él generada, que tendería a expandir sus constituyentesgaseosos en el espacio, y la fuerza de gravedad que, por elcontrario, tendería a hacerlo contraer hacia el centro. Meca-nismos energéticos. La energía globalmente emitida por elSol asciende a 3,8·1023 kW; lo que equivale a decir quecada metro cuadrado de su superficie irradia 63.000 kW. LaTierra intercepta apenas una mil millonésima parte de estaenergía, es decir 1,3 kW/m2: este valor recibe el nombre deconstante solar. Desde la antigüedad el hombre se preguntacuál es el mecanismo de alimentación de la energía solar.Los procesos normales de combustión, obviamente, nocontestaban la pregunta: si, por ejemplo, la enorme masasolar estuviera constituida de carbón, ya se habría consumi-do hace mucho tiempo. En los años treinta, con el descu-brimiento de las interacciones nucleares y de los procesosde decaimiento radioactivo, se ha llegado a la conclusión deque el Sol podía mantenerse encendido durante miles demillones de años por una reacción de fusión termonuclear,es decir por la unión de átomos de hidrógeno que, fundién-dose conjuntamente y transformándose en helio, pierde unamodesta fracción de su masa, que es convertida en energíaen perfecto acuerdo con la bien conocida fórmula einstenia-na E = m c2. Los procesos termonucleares en la base de lairradiación energética del Sol son en particular dos: el cicloprotón-protón y el ciclo del carbono. También son denomi-nados ciclos Bethe del nombre del científico Hans A.BETHE, que los estudió por primera vez. El ciclo protón-protón es similar al que se produce en las bombas H. Dosprotones (dos núcleos de hidrógeno), se unen para formarun núcleo de deuterio o deuteronio, liberando un positrón(electrón cargado positivamente) y un neutrino. El deuteriointeractúa con los otros protones dando vida al helio-3 yliberando energía bajo forma de rayos γ. Dos núcleos dehelio-3 producidos de este modo se unen y forman un nú-cleo estable de helio-4, liberando dos protones. El resultadofinal de estas reacciones es la transformación de cuatroátomos de hidrógeno en uno de helio. El ciclo del carbonocomienza con la unión de protones (núcleos de hidrógeno)con un núcleo de carbono y en la transformación de esteprimero en un núcleo de nitrógeno y después en un núcleode oxígeno. Este último, después de un breve periodo, seconvierte nuevamente en un núcleo de carbono, despren-diendo un núcleo de helio. Se trata por lo tanto de una

cadena circular, cuyo efecto final es la conversión de hidró-geno en helio. Se considera que el ciclo energético máscomún en el Sol es el de protón-protón, que se produce atemperaturas ligeramente inferiores a 15 millones de gra-dos; el ciclo del carbono es compatible con temperaturasmás elevadas y sería por lo tanto el predominante en estre-llas más calientes que el Sol. Por efecto de los procesostermonucleares, la masa transformada en energía sobre elSol asciende a cuatro millones de toneladas por segundo;puede parecer enorme, pero es un porcentaje realmenteinsignificante con respecto a la masa total. La actividadsolar. Observando el Sol, incluso por medio de un modestotelescopio (pero provisto del adecuado filtro, si no el obser-vador se arriesgaría a perder la vista) uno puede darsecuenta de que la superficie está animada por diversos tiposde actividades. Las que llaman de inmediato la atención sonlas llamadas manchas, zonas oscuras de la fotosfera caracte-rizadas por una parte más densa en el centro (sombra) y unamenos densa que rodea a la primera (penumbra). Estasaparecen habitualmente en grupos y tienen dimensionesvariables llegando hasta centenares de veces el diámetro dela Tierra. Descritas por GALILEO inmediatamente despuésde la invención del telescopio, se hace referencia a ellastambién en los antiguos anales chinos, demostrando así quelas más importantes fueron observadas a simple vista tam-bién en la antigüedad. Con las manchas están relacionadospotentes campos magnéticos: de aquí la hipótesis de que sonzonas de la fotosfera enfriadas por las líneas de fuerza deestos campos magnéticos. Las temperaturas de las manchasson un millar de veces inferiores a las típicas de la fotosfe-ra: su apariencia oscura es, por lo tanto, un efecto de con-traste. La cantidad de manchas visibles en el Sol atraviesaun máximo y un mínimo, comprendidos en el periodo de unciclo undecenal que es llamado ciclo solar. Al comienzo deun nuevo ciclo, inmediatamente después del mínimo, apare-cen las primeras manchas entre las latitudes de 30° y 45°,tanto al norte como al sur del ecuador solar; en el transcursode los meses también aparecen en latitudes más próximas alecuador, aumentando el número hasta cuatro años y mediodespués del mínimo. Esta es la época del máximo de activi-dad solar. Sigue un periodo de seis años y medio, en el quela frecuencia de las manchas va decreciendo. Los máximosde actividad solar más recientes se produjeron en 1947,1958, 1969 y 1980. Las manchas son la característica másfácilmente visible, pero no la única de la actividad solar.Siempre en la fotosfera aparecen las fáculas que, al contra-rio de las manchas, son regiones más cálidas y, por lo tantomás brillantes. También ellas parecen deberse a masasgaseosas dominadas por intensos campos magnéticos que,en este caso, tienen como efecto un aumento de la tempera-tura local. En la parte baja de la cromosfera, en cambio,tienen lugar los relumbrones, imprevistos, flashes, de luzcon una duración de algunos minutos, que corresponden azonas en las cuales se produce liberación de energía compa-rable a la explosión de millares de artefactos nucleares.Tienen un aspecto redondeado o vermicular y están acom-pañados por radiaciones en diversas longitudes de onda,desde rayos X a ondas radio. Contrariamente a lo que suce-de con las manchas, las fáculas no pueden observarse por logeneral con luz blanca, sino a la luz monocromática dehidrógeno o de calcio ionizado. Las manifestaciones másespectaculares de la actividad solar están seguramenterepresentadas por las protuberancias, enormes chorros dehidrógeno que se elevan a centenares de miles de kilóme-tros, haciéndose visibles en el borde solar durante los eclip-ses de Sol. Las protuberancias se dividen en dos grandescategorías: las reposantes que pueden mantener su forma

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durante varios días y las eruptivas que evolucionan muyrápidamente elevándose y volviendo a caer en el intervalode pocas horas. Las protuberancias vistas en proyecciónbajo el disco del Sol, así como en el borde, se llaman fila-mentos. El estudio del Sol constituye hoy una rama propiade la astronomía y muchos observadores se dedican en lapráctica solamente a ello. A través del estudio de los meca-nismos de funcionamiento del Sol ha sido posible compren-der el origen y evolución de las otras estrellas. Los recientesavances en el campo astronáutico, además, han permitidoinstalar en algunos satélites artificiales pequeños observato-rios solares que analizan la actividad del Sol en longitudesde onda de radiación electromagnética inaccesibles desdetierra (rayos y y X, ultravioletas, infrarrojos, etc.), así comosu componente corpuscular. Entre los campos de investiga-ción más modernos sobre el Sol está el relativo al estudiode sus pulsaciones, rítmicas dilataciones y contracciones enel globo solar con periodos que van desde algunos minutos aalgunas horas, y cuyas causas son, en gran parte, desconoci-das.

Solar Maximum Mission. Infortunado satélite científicopara el estudio del Sol en su periodo de máxima actividad(1980), el Solar Maximum Mission fue colocado en órbita a575 km de altura el 14 de febrero de 1980. Se trata de unanave con un peso de 8.800 kg, que contiene instrumentospara estudiar el Sol en diversas longitudes de onda, entrelos cuales hay un coronógrafo para observar la corona hastauna distancia de siete radios solares. Lamentablemente,apenas nueve meses después de su puesta en órbita, undesperfecto en el sistema de dirección automática de losinstrumentos ha limitado drásticamente las posibilidadesdel satélite. Se halla en estudio un intento para recuperarloen el transcurso de una misión del Space Shuttle y tratar derepararlo.

Solsticios. El solsticio de verano (21 de junio) y el solsticiode invierno (22 de diciembre) en el hemisferio norte y a lainversa en el hemisferio sur, son los dos puntos de la órbitaaparente del Sol en los cuales éste alcanza la máxima dis-tancia angular norte y sur (aproximadamente 23,5) conrespecto al ecuador celeste. Estos dos momentos marcan elcomienzo, respectivamente, de la primavera y del inviernoastronómico. El fenómeno está causado por la inclinacióndel eje terrestre con respecto al plano de la órbita o eclípti-ca.

Soyuz. Astronave soviética empleada desde 1967 tanto paravuelos de larga duración con dos o tres astronautas a bordo,como para misiones de amarre en órbita con las estacionesespaciales del tipo Salyut. La Soyuz tiene un peso total de6.690 kg, un volumen habitable de 10,2 m cúbicos y estácompuesta por tres módulos. 1) El módulo de trabajo orbi-tal. Se encuentra en la parte anterior de la astronave, tieneuna forma aproximadamente esférica y un diámetro deaproximadamente 2,50 m. Aquí se alojan los astronautasdurante su permanencia en órbita. 2) El módulo de mandoen el que los astronautas toman posición en la fase de parti-da y de retorno a tierra. Tiene la forma de una campana, unalongitud de 2,2 m y un diámetro de 2,15 m. Ocupa la partecentral de la astronave. 3) El módulo de servicio, de formacilíndrica, con una longitud de 2,3 m y un diámetro de 2,2m. Contiene los motores, los depósitos y los paneles solarespara la producción de electricidad. Las astronaves Soyuzestán dotadas de un túnel para el docking: una portezuelacon acople cilíndrico que sirve para el paso de los hombresa otra astronave después de haberse llevado a cabo la ma-

niobra de acercamiento y amarre en órbita. Este se encuen-tra en la parte anterior del módulo de trabajo orbital. De lastres partes que constituyen la astronave, sólo el módulo demando vuelve a tierra: las otras dos son abandonadas en elespacio antes de la maniobra de retorno. La serie de astro-naves Soyuz, se ha visto ensombrecida por dos accidentesmortales. El primero se produjo precisamente en la fasefinal del vuelo inaugural. El 23 de abril de 1967, el vetera-no del espacio Vladimir KOMAROV era lanzado a bordo de laSoyuz 1 para un vuelo de prueba del nuevo vehículo; sinembargo, al día siguiente, después de haber realizado lanave 18 vueltas alrededor de la Tierra, el piloto no logró yadominarla. Se decidió un retorno de emergencia que, en laprimera parte, se desarrolló normalmente; después, al abrir-se el paracaídas, los hilos se enredaron y el módulo demando se estrelló contra el suelo, accidente en el cual en-contró la muerte KOMAROV. El segundo accidente mortal seprodujo años después, en 1971. La Soyuz 11, lanzada el 6de junio con tres astronautas a bordo (GregoryDOBROVOLSKY, Victor PATSAYEV y Vladislav VOLKOV)había amarrado felizmente con la estación espacial Salyut 1y los hombres habían pasado a ella: habían transcurridoveintitrés días. En el momento del retorno, sin embargo, seprodujo un imprevisto descenso de presión en la atmósferade la cabina y los tres hombres murieron en pocos segundos.La Soyuz había sido diseñada de modo que los astronautasno tuvieran necesidad de ponerse los trajes en las dos fasesmás delicadas de la misión, la partida y el retorno; si se loshubieran puesto, se habrían salvado. A partir de aquelaccidente, no sólo los astronautas de las Soyuz están obliga-dos a vestir el traje en la partida y el retorno, sino que latripulación se ha reducido a dos hombres. Entre las misio-nes más importantes de las Soyuz recordemos la decimono-vena de la serie (julio de 1975), en la cual Alecsei LEONOVy Valeri KUBASOV amarraron con la nave americana Apoloen el ámbito del programa Apolo-Soyuz, la vigésimo prime-ra (julio de 1976) en la que Boris VOLYNOV y VitaliZOLOBOV amarraron perfectamente a la estación espacialSalyut 5, permaneciendo allí durante cuarenta y ocho días;la vigésimo novena (junio de 1978), en la cual VladimirKOVALYONOK y Alecsandr IVANCHENKOV se unieron a laestación espacial Salyut 6 para una misión de ciento cuaren-ta días. Recordemos también que la Soyuz T-5, en 1982,transportó en el laboratorio Salyut 7 a Anatoli BEREZOVOJ ya Valentín LEBEDEV, ldías. Algunas astronaves Soyuz, sintripulación, han sido lanzadas hacia la Luna; recibieron elnombre de Zond.

Spacelab. Laboratorio espacial europeo realizado para serutilizado junto con el Space Shuttle. Como consecuencia deun acuerdo estipulado por la Agencia Espacial Europea(ESA) con la NASA en 1973, se decidió desarrollar unprograma común para el diseño y construcción de un labora-torio científico que pudiera caber en la gran bodega de lanave espacial; una vez en el espacio orbital, bien podrápermanecer anclado en la bodega o bien ser sacado al espa-cio flotando en el vacío junto a la propia nave, quedandounido a ella por medio de un túnel de un metro de diámetropara el paso de los astronautas. El proyecto tiene una granimportancia para Europa, no sólo porque permite participaren las empresas del transbordador espacial americano, sinotambién porque hace posible a los diez países que formanparte de la ESA, enviar astronautas al espacio y desarrollaruna tecnología espacial que contempla la presencia delhombre. El Spacelab está compuesto de dos partes principa-les: un módulo presurizado y un pallet, es decir, una plata-forma no presurizada. Veamos detalladamente como son: 1)

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El módulo presurizado. Es la parte en la que podrán llevar acabo sus experimentos hasta cuatro hombres, definidoscomo especialistas de carga útil para distinguirlos de losotros astronautas transportados en el transbordador espacial.Los especialistas no serán astronautas de carrera, sino estu-diosos de la física, astronomía, biología, etc., aunque tam-bién sometidos a un adiestramiento especial. El módulopresurizado, en su configuración estándar, está formado pordos elementos cilíndricos unidos, con unas dimensiones de4 metros de diámetro y 6,9 de longitud. Una de estas dossecciones albergará los paneles de control de los experimen-tos científicos, las calculadoras, etc.; la otra los sistemas dealimentación, presurización y termorregulación de todo elmódulo. Constituido por una envoltura exterior de aluminioy un armazón, el módulo presurizado tiene un peso en elvacío de aproximadamente cuatro toneladas, puede trans-portar hasta 4,6 toneladas de materiales científicos y ofrecea los cuatro hombres de la tripulación un volumen útil de 22m3. Los hombres ocuparán este módulo sólo el tiemponecesario para realizar los experimentos; el resto del tiempodormirán y utilizarán los servicios del Space Shuttle, quepodrán alcanzar fácilmente a través del túnel de unión. Dosgrandes ventanillas, situadas en la parte superior del módu-lo, asegurarán la visión del espacio exterior. 2) El pallet. Esuna estructura con sección en forma de U, que albergarátodos los instrumentos para la realización de los experimen-tos a cielo abierto, es decir directamente en el vacío espa-cial. Esta estructura podrá por lo tanto alojar antenas, teles-copios, sensores para la determinación de radiaciones cor-pusculares, etc. El pallet está constituido por elementosmodulares, con una longitud de 3 m cada uno, y podrá estarformado por uno o más de estos elementos unidos entre sí yfijados en un extremo del módulo presurizado. Este último,de todos modos, podrá volar en órbita incluso sin la estruc-tura a base de pallet. El procedimiento de las misionesconjuntas Space Shuttle/Spacelab prevé que durante ellanzamiento, la puesta en órbita, el retorno y el aterrizaje, elSpacelab permanezca inactivo (aunque el módulo estépresurizado) y las portezuelas que unen el laboratorio con eltransbordador espacial se encuentren cerradas. Después dela puesta en órbita, se abren las puertas que comunican losdos vehículos y los especialistas de carga útil pueden pasardel transbordador al laboratorio. Los dos vehículos puedenvolar en el espacio orbital comprendido entre los 200 y 900km de altura, por periodos de una semana hasta un mes.Todas las partes del Spacelab son traídas a Tierra por elSpace Shuttle y reutilizadas en sucesivas misiones despuésde un preciso y minucioso check-up en los laboratorios detierra. En el decenio 1983-1993, durante el cual está previs-to su empleo, el laboratorio espacial europeo deberá tomarparte en aproximadamente el 40 % de los vuelos programa-dos del shuttle. Los experimentos científicos que se realiza-rán en el Spacelab pueden subdividirse en los siguientestemas principales: observaciones de la Tierra (meteorología,polución, fuentes terrestres y marinas, geología); ciencia delos materiales y procesos de fabred TV integrada para co-municaciones globales); astronomía (estelar, solar y plane-taria); física básica (atmósfera, plasmas, rayos cósmicos,astrofísica); medicina y biología (investigaciones sobre elhombre, cobayas inferiores y materiales biológicos); energíasolar (investigaciones sobre los métodos para recoger laenergía solar y enviarla a tierra); tecnologías avanzadas ysistemas espaciales del futuro (estaciones espaciales per-manentes).

Space Shuttle. La traducción literal de estas palabras es"lanzadera espacial". Recordemos que lanzadera es el ins-

trumento que utilizan los tejedores para tramar y que por lotanto en un telar va de un lado a otro. El verdadero signifi-cado de la palabra "shuttle" es por lo tanto "ir y venir"aunque en español se utiliza con mayor frecuencia "trans-bordador". De todos modos es el nombre dado a un revolu-cionario medio de transporte realizado por la NASA, que espuesto en órbita por medio de un cohete convencional, estáen condiciones de permanecer en el espacio durante perio-dos comprendidos entre una semana y un mes y retorna atierra planeando como un avión de línea. Sin embargo,como ya hemos dicho, el hecho absolutamente nuevo paraun medio de transporte espacial es que el Space Shuttle noes un vehículo que se pierda en cada vuelo, como todas lasastronaves de los años sesenta y setenta que le precedieron,sino que puede ser reutilizado durante una decena de vecescon gran ahorro de materiales y sistemas de control suma-mente evolucionados y avanzados. Los precedentes. La ideade un medio de transporte espacial reutilizable, es atribuidaal pionero de la astronáutica Eugen SANGER (1905-1964),austríaco, profesor en la Universidad de Viena y despuésdirector de un instituto de investigación para los motores achorro de la Luftwaffe. Entre finales de los años veinte y eldecenio sucesivo, SANGER desarrolló los planes para unbombardero de largo alcance, propulsado por un motor acohete, que habría tenido que realizar una altísima parábo-la, con la cima fuera de la atmósfera, y luego caer sobre elobjetivo enemigo. El propio SANGER dio la idea de un em-pleo no bélico de este sistema, para ser utilizado comovehlculo-lanzadera encargado del transporte de hombres ymateriales al espacio para la construcción de una estaciónespacial. Werner VON BRAUN y otros recogieron con varia-ciones la idea de SANGER, diseñando los planos de construc-ción de vehículos similares, que sin embargo nunca fuerontomados en seria consideración por la Alemania de Hitler.En los años sesenta la US Air Force y la NASA desarrolla-ron proyectos de aviones a cohete que se inspiraban en lasideas de SANGER y VON BRAUN y que eran genéricamentellamados "lifting bodies", es decir vehículos portadores.Uno de estos, denominado X-15, fue realizado en tres ejem-plares que alcanzaron prestaciones notables aun sin entraren órbita. Soltados a 12.000 m de altura por un B-52 y apartir de allí impulsados por un motor propio a cohete conun empuje de 26.000 kg, los X-15 (que eran monoplazas)alcanzaron a principios de los años sesenta velocidadeshipersónicas de 6.500 km/h y alturas de 108 km. El siguien-te paso debía ser la realización del X-20, también llamadoDyna Soar, que habría tenido que ser lanzado y puesto enórbita por un cohete del tipo Titan III, dar algunas vueltasalrededor de la Tierra y entonces retornar como un planea-dor. El diseño de este vehículo, en escala reducida, era iguala la lanzadera actual. Sin embargo el proyecto no se llevó acabo por dificultades técnicas y se prefirió seguir en elcamino de las astronaves convencionales. Diez años des-pués, no obstante, en la perspectiva de una prolongadapermanencia del hombre en órbita y de la construcción degrandes bases espaciales alrededor de la Tierra, la necesi-dad de un vehículo reutilizable se hizo patente y la NASAretomó, ampliándolo y perfeccionándolo sobre la base de laexperiencia adquirida con las misiones Apolo, el proyectodel planeador espacial, que se convertiría precisamente enel Space Shuttle. La estructura. El Space Shuttle, que alpartir tiene un peso total de 2.000.000 kg, está formado portres elementos primarios; el orbiter, que es la parte princi-pal del vehículo destinada a poner en órbita y traer a laTierra una tripulación de hasta siete hombres y la corres-pondiente carga útil; el depósito externo (External Tank),que contiene el propulsor líquido que alimenta a los tres

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motores principales del orbiter; los dos propulsores auxilia-res a combustible sólido (Solid Rockets Boosters), que sonencendidos simultáneamente con los tres motores principa-les del orbiter, en la fase del despegue. 1) El orbiter tienelas dimensiones y la forma de un avión comercial. Tieneuna longitud de 37,2 m, una altura de 17,4, una aperturaalar de 24 m y un peso en vacío de alrededor de 68.000 kg(en términos generales las dimensiones de un DC-9); en suparte anterior posee una amplia cabina para la tripulación yen la posterior una amplia bodega, que ocupa la mayor partede su extensión: 18,3 m de longitud, 4,6 m de ancho, 29.500kg de carga útil transportable. El orbiter tiene, en el extre-mo posterior, tres motores principales que son encendidosal partir, cada uno es capaz de desarrollar un empuje de13.000 kg; están alimentados con oxígeno e hidrógenolíquido desde un depósito exterior. Además tiene dos moto-res más pequeños, de 2.700 kg de empuje, que son encendi-dos en el espacio para realizar las maniobras orbitales. Lacabina del orbiter está subdividida por dos puentes a tresniveles. En el nivel superior está el puente de mando, unlugar totalmente tapizado de paneles de guía y control, encuyo centro hay dos asientos anatómicos en los cuales sesitúan el comandante de la misión y su segundo. Todos lossistemas están triplicados para ofrecer así la máxima garan-tía de seguridad en caso de averías. Dos ventanas anterio-res, dos laterales y dos posteriores aseguran una visión de360 del panorama exterior. A través de una escotilla y unaescalerilla, desde el puente de mando se desciende a loscuartos de estar, llamados también puente del medio yconstituidos por una habitación de 4 x 3,7 m. Aquí se en-cuentran las literas de la tripulación, la cocina, el baño, losarmarios con las reservas de alimentos, y una pequeñacámara de descompresión (Airlock) para salir hacia elexterior. Bajo el puente del medio, por último, hay un espa-cio no habitable que contiene los sistemas de acondiciona-miento y limpieza del ambiente de las salas de conducción yestar. En el interior de las cabinas se ha creado una confor-table atmósfera artificial a base de nitrógeno (80 %) yoxígeno (20 %) y una presión correspondiente a la que haya nivel del mar. Un sistema de ventilación forzada y filtroseliminan continuamente los residuos de cualquier naturale-za que, en ausencia de gravedad, quedaría flotando en lascabinas constituyendo un peligro para la respiración de losastronautas y para la instrumentación de a bordo. 2) Eldepósito exterior es el único elemento del Space Shuttle enser abandonado después del uso. Tiene la forma de un husoque está sujeto a la panza del orbiter y es también la partemás grande de todo el sistema de transporte: mide 47 m delongitud y 8,5 m de diámetro. Contiene unos 700.000 kg depropulsor (hidrógeno y oxígeno líquido), que es bombeadodurante los primeros ocho minutos después del lanzamientohacia los tres motores del orbiter. Después de que se havaciado es automáticamente soltado del orbiter y cae en elmar sin ser recuperado. 3) Los auxiliares de propulsión acombustible sólido se hallan a un lado y otro del gran depó-sito exterior, pero al contrario de este último son recupera-dos y reutilizados. Están formados por dos cohetes con unalongitud cada uno de 45,5 m, un diámetro de 3,7 m y capa-ces de proporcionar un empuje de 1.202.000 kg. Son encen-didos en el momento de la partida, simultáneamente con lostres motores del orbiter, y se separan después de casi dosminutos. Cada uno de ellos está dotado de un sistema dedos paracaídas, uno de frenado y uno principal, que leshacen descender lentamente en el océano donde son recupe-rados por navíos. Después de una operación de manteni-miento, pueden ser reutilizados para un lanzamiento sucesi-vo. La misión. Una misión estándar del Space Shuttle prevé

las siguientes fases esenciales: A) Lanzamiento en verticaldesde la misma torre de lanzamiento del Kennedy SpaceCenter de Cabo Cañaveral, en Florida, desde el que partie-ron las misiones Apolo hacia la Luna. Los tres motoresprincipales del orbiter y los dos auxiliares de combustiblesólido son activados simultáneamente a la hora cero. B)Después de aproximadamente dos minutos de vuelo, cuandoel shuttle ya ha alcanzado los 50 km de altura y los 5.000km/h de velocidad, se produce la separación de los dosauxiliares de propulsión. C) Ocho minutos después dellanzamiento, a 109 km de altura, antes que el orbiter hayaalcanzado la órbita terrestre, se produce la separación deldepósito exterior. En toda esta fase de ascenso los hombresde a bordo experimentan una fuerza de gravedad de apenas3 g. (comparable a la que nosotros mismos experimentamoscuando nos encontramos en un coche que realiza una curvaa gran velocidad). Los astronautas de las primeras cápsulasespaciales estaban sometidos en cambio a esfuerzos deaproximadamente 8 g, con grave perjuicio de su estado delucidez mental. Este resultado ha sido obtenido gracias alempuje gradual proporcionado por los motores del Shuttleen su fase de ascenso. D) Inmediatamente después de laseparación del depósito exterior, se encienden los dos moto-res de maniobra orbital, que proporcionan al orbiter elempuje necesario para entrar en una órbita circular aaproximadamente 215 km de altura, con una velocidad deunos 28.300 km/h E) La permanencia en órbita puede durardesde una semana a treinta días, durante los cuales el orbi-ter con la ayuda de sus motores de maniobra orbital, puederealizar evoluciones hasta 1.110 km de altura. Durante estafase, parte de la tripulación, hasta un máximo de cuatropersonas, puede pasar al laboratorio Spacelab que even-tualmente ha sido transportado al interior de la bodega, obien dedicarse al lanzamiento de satélites artificiales (tam-bién eventualmente transportados en la bodega), o a laactividad extravehicular, o incluso a la recuperación de unsatélite en órbita por medio de un largo brazo articuladollamado manipulator arm, que se encuentra en la bodega, ya la sustitución de algunas partes del propio satélite que nofuncionan, o bien a su transporte a tierra para observacio-nes. F) Realizada la misión orbital, para afrontar la fase delretorno, el orbiter se sitúa en una órbita de 141 km de alturacon la parte posterior en el sentido de avance. Una horaantes del descenso se encienden los motores de maniobraorbital, para reducir así la velocidad e iniciar la lenta fasede caída orbital. Inmediatamente después, el piloto coloca alorbiter con la punta orientada hacia adelante. G) Mediahora después el transbordador entra en las capas más altasde la atmósfera, a una altura de unos 122 km. El roce conlas partículas de aire provoca un sobrecalentamiento de laspartes exteriores del vehículo, a temperaturas comprendidasentre 1.370 y 1.650 °C. Sin embargo, la perfecta proteccióna base de placas antitérmicas impide que el orbiter se que-me como un meteoro y los hombres en el interior no advier-ten el más mínimo aumento de calor. El único inconvenien-te, en esta fase, está dado por un black-out total de lascomunicaciones por radio, que dura un minuto. H) El shut-tle ahora ya está dentro de la atmósfera e inicia una serie demaniobras para realizar la trayectoria exacta que lo conduci-rá a la pista de aterrizaje. A 23 km de altura el vehículodebe encontrase ya en el exacto corredor de retorno. Suvelocidad es de aproximadamente 1.900 km/h Toda estamaniobra se desarrolla en el silencio más absoluto, con losmotores apagados: el shuttle vuela como un planeador. I)Algunos minutos después, a 4,2 km de altura, cuando lavelocidad del shuttle se ha reducido a 530 km/h y su ángulode descenso es seis veces más rápido que el de un avión

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comercial, se inicia su aproximación a la pista. J) Todavíatranscurrirán algunos minutos para que el shuttle, que seencuentra a una altura de 90 m del suelo, saque su tren deaterrizaje y descienda como un avión, a velocidades de 320km/h. Hasta el 12 de abril de 1981, día en el que el primerSpace Shuttle denominado Columbia fue lanzado y puestoen órbita en su vuelo inaugural con los dos astronautas JohnYOUNG y Robert Cripper, 43 americanos habían ido alespacio con naves de tipo convencional. El transbordador haabierto, a partir de aquél momento, una nueva fase en laexploración espacial. Se prevé que a mediados de los añosochenta los vuelos del transbordador podrán realizarse alritmo de uno por mes y ello llevará a una intensificación delempleo del espacio para fines científicos. Sin embargo, nopuede olvidarse que los usos militares de la lanzadera seránnotables y que el Departamento de Defensa de los EE.UU.,financiará en un 30 % los vuelos futuros.

Sputnik. De una palabra rusa que quiere decir compañero, esel nombre dado a la famosa serie de satélites artificiales queinauguró la era de las exploraciones espaciales. El lanza-miento del Sputnik 1, el 4 de octubre de 1957, asombró almundo porque nadie esperaba que la tecnología soviéticaestuviera avanzada hasta el punto de poner un objeto enórbita alrededor de la Tierra. El Sputnik 1 pesaba 83,6 kg,consistía en una esfera de aluminio de 58 cm de diámetro,con cuatro antenas de 2,5 m de longitud y contenía en suinterior un equipo para la determinación de temperaturas yun radio transmisor. Realizando una vuelta alrededor de laTierra cada noventa y seis minutos, entre los 228 y los 947km de altura, el Sputnik proporcionó informaciones sobrelas características de las capas más altas de la atmósfera denuestro planeta. Menos de un mes después, el 3 de noviem-bre de 1957, cuando aún EE.UU. no se había repuesto delshock y trataba de organizar un programa espacial de largoalcance, fue lanzado el Sputnik 2, que pesaba 508 kg ytransportaba el primer ser vivo al espacio, la perra Laika. Elanimal permaneció en órbita durante diez días, viviendo enun compartimiento cilíndrico y demostrando que los seresevolucionados podían sobrevivir en el espacio, desintegrán-dose después con el satélite al entrar en la atmósfera. Laserie de los Sputnik continuó hasta 1961, comprendiendotanto lanzamientos de equipo científico, como pruebas deastronaves sin tripulación que los rusos lanzaban bajo elnombre genérico de satélites. El Sputnik 4, que partió el 15de mayo de 1960, no era otra cosa que un modelo Vostoksin hombres a bordo, es decir la misma astronave que pocomás tarde sería lanzada con Juri GAGARIN. La serie de estossatélites se terminó con el Sputnik 10, lanzado el 25 demarzo de 1961. Después los soviéticos dieron a los satélitesartificiales de la Tierra el nombre de Cosmos, una numero-sísima serie que aún continúa.

STAFFORD, Thomas Patten. Astronauta, nacido en 1930,comandante del Apolo en la histórica misión conjunta ame-ricano-soviética Apolo-Soyuz de julio de 1975. Habiendoentrado en el cuerpo de astronautas en 1962, STAFFORD volópor primera vez en diciembre de 1965 con la misión Gémi-nis 6, que efectuó el primer rendez-vous espacial con laGéminis 7. En junio de 1966 fue comandante del vueloGéminis 9 y en mayo de 1969 del Apolo 10, que constituyóel ensayo general para el descenso en la Luna. Después delvuelo Apolo-Soyuz, STAFFORD dejó el cuerpo de astronautasy se convirtió en director del Air Force Air Test Center enEdwards, California.

Supernova. Es una estrella que estalla y lanza a todo sualrededor la mayor parte de su masa a altísimas velocida-des. Después de este fenómeno explosivo se pueden produ-cir dos casos: o la estrella es completamente destruida, obien permanece su núcleo central que, a su vez, entra encolapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizocomo una estrella de neutrones o un Agujero negro. Elfenómeno de la explosión de una supernova es similar al dela explosión de una Nova, pero con la diferencia sustancialde que, en el primer caso, las energías en juego son unmillón de veces superiores. Cuando se produce un aconte-cimiento catastrófico de este tipo, los astrónomos ven en-cenderse de improviso en el cielo una estrella que puedealcanzar magnitudes aparentes de -6m o más. La explosiónde una supernova es un fenómeno relativamente raro. Detodos modos tenemos testimonios de hechos de este tipo: en1054, cuando se encendió una estrella en la constelación deTauro, cuyos restos aún pueden observarse bajo la forma dela espléndida Crab Nebula (→Cangrejo, nebulosa del);en 1572, cuando el gran astrónomo Tycho BRAHE observóuna supernova brillando en la constelación de Casiopea; en1640, cuando un fenómeno análogo fue contemplado porKEPLER. Todas estas son apariciones de supernovas queestallaron en nuestra Galaxia. Hoy se calcula que cadagalaxia produce, en promedio, una supernova cada seissiglos. Una famosa supernova de una galaxia exterior es laaparecida en 1885 en Andrómeda.

Surveyor. Serie de siete naves automáticas que efectuarondescensos suaves sobre la Luna, realizando observaciones yanálisis del suelo y abriendo el camino para los sucesivosalunizajes de las misiones Apolo. Los Surveyor estabanconstituidos por una estructura con forma de trípode, a laque se hallaban unidos los cajones para experimentos cien-tíficos, los depósitos de propulsor y, en la cima, los panelessolares. La altura total era de tres metros, el peso al partirunos 1.000 kg. Alcanzada la órbita lunar la nave era desace-lerada por el encendido de un retrocohete que proporciona-ba un empuje de 4.536 kg y que inmediatamente despuésera expulsado. Entonces entraban en acción tres pequeñosmotores a chorro que disminuían la velocidad del Surveyorhasta 5 km/h; después la nave descendía sobre suelo lunar ysus tres patas de aluminio amortiguaban el golpe. En cadaSurveyor había una telecámara con foco variable, que estabadirigida hacia un espejo giratorio. Los Surveyor número 3 y7 transportaron un brazo mecánico para un análisis de laconsistencia del suelo; los número 5, 6 y 7 tenían montadoun pequeño laboratorio de análisis químicos, gracias al cualse determinó la naturaleza basáltica de las rocas lunares. ElSurveyor 3, que descendió en el Océano de las Tempestadesel 20 de abril de 1967, se convirtió dos años y medio des-pués, en objeto de una interesante verificación de carácterbiológico. Los astronautas del Apolo 12, en efecto, descen-dieron a poca distancia suya el 19 de noviembre de 1969,desmontaron la telecámara y la trajeron a la Tierra para quefuera estudiado el grado de deterioro de los materialesdespués de una prolongada permanencia sobre la superficielunar. Los biólogos descubrieron que, a pesar de las hostilescondiciones ambientales, algunos grupos de bacterias terres-tres habían sobrevivido durante todo aquel tiempo. Graciasa los resultados totales obtenidos por la serie Surveyor, sepudo demostrar que la consistencia del suelo lunar permitíalas operaciones de descenso suave, y por lo tanto el progra-ma de la exploración humana de la Luna podía desarrollarsesobre bases más seguras. El programa Surveyor fue dirigi-do, por cuenta de la NASA, por el Jet Propulsion Laboratorydel California Institute of Tecnology (Caltech). La construc-

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ción de la sonda fue confiada a la Hughes Aircraft Compa-ny.

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TTHALES de Mileto. 624 a J.C. - 546 a. J.C. Científico y

filósofo griego, considerado como uno de los fundadores dela física. THALES se ocupó también de astronomía y enparticular del movimiento del Sol. Logró prever el eclipsedel 28 de mayo del año 585 a. J.C., el mismo que, según laleyenda, puso fin a la batalla entre lidios y medos. THALESconsideraba que la Tierra era un disco plano y que el ele-mento base del Universo era el agua.

Tectitas. Nombre dado en 1900 por el geólogo austríacoEdward Suess a una clase particular de detritos celestes deorigen problemático, encontrados en diversas partes denuestro planeta. El nombre, del griego tektos (es decirfundido), se refiere a los signos de fusión que presentanestos objetos, que se asemejan a fragmentos de vidrio oscu-ro del tipo de la oxidiana. Al análisis químico presentanabundancia en silicio y aluminio. Tienen las formas másdiversas: botones, amígdalas, esponjas, etc.; dimensionesdel orden de algunos centímetros, y peso de algunas decenasde gramos. Así como los Meteoritos, también las tectitas sehan descubierto en la superficie de la Tierra. Sin embargo,estas últimas presentan concentraciones preferenciales. Elprimer campo de tectitas, de una amplitud de algunos milesde km2, fue descubierto a finales del 1700 en la EuropaCentral, precisamente en Moldavia: motivo por el cualfueron llamadas moldavitas. Otros campos de análogasdimensiones fueron encontrados más tarde en EE.UU., enÁfrica Ecuatorial, en el Extremo Oriente y en Australia.Con los métodos de la determinación radioactiva se hapodido establecer que las tectitas más antiguas son las deEE.UU. (alrededor de 34 millones de años). En lo querespecta a su génesis, serían materiales de origen lunar oterrestre que saltaron al espacio a causa del impacto produ-cido por un asteroide, y después cayeron sobre la Tierra.

Telescopio. Es un instrumento que tiene la función derecoger la luz proveniente de un objeto lejano y ampliarlo.Gracias a estos requisitos el telescopio se ha convertido, apartir de comienzos del siglo XVII, en el artífice de la astro-nomía moderna. El descubrimiento del telescopio es atri-buido, casi contemporáneamente, al holandés HansLIPPERSHEY y a GALILEO en 1609. Parece ser que GALILEOse enteró de que un óptico flamenco había realizado uninstrumento con el cual era posible ver objetos lejanos comomás próximos. Se puso de inmediato al trabajo y, estudian-do los efectos combinados de una lente biconvexa (una lentede aumento) y una divergente (las lentes para miopes),obtuvo el resultado deseado. Los primeros telescopios reali-zados por GALILEO no ampliaban más que unas pocas veceslos objetos lejanos, pero en un segundo momento perfeccio-nó el instrumento, obteniendo hasta unos treinta aumentos.Con estos instrumentos GALILEO pudo ser el primero eninaugurar las observaciones astronómicas con el telescopioy descubrir los cráteres de la Luna, las fases de Venus, lossatélites de Júpiter, los anillos de Saturno (que sin embargono interpretó como tales, sino como dos estrellitas queacompañaban al planeta) y las manchas del Sol, haciendoasí dar un gran salto hacia adelante a la ciencia del cielo. Eltelescopio de GALILEO funcionaba con el mismo principiocon el que en la actualidad se construyen los binoculares de

teatro: una lente convexa como objetivo y una divergentecomo ocular. En 1611 KEPLER encontró otra combinación delentes, a partir de la cual nació el telescopio astronómicopropiamente dicho. Consistía en una lente convexa comoobjetivo y otra convexa como ocular. Esta combinación, sinembargo, no da una imagen derecha, como la del telescopiogalileano, sino una imagen invertida e inconveniente que,sin embargo, no altera la calidad de las observaciones as-tronómicas. Un telescopio, además de la evidente ventaja deagrandar los objetos, revela cuerpos celestes de débil lumi-nosidad y por lo tanto invisibles a simple vista, gracias aque su objetivo es capaz de percibir más luz que nuestroojo. En términos generales es válida la regla de que cuantomayor es el diámetro del objetivo (y por lo tanto su superfi-cie), mayor es la cantidad de luz que capta. Además, siem-pre del diámetro del objetivo de un telescopio (que se sueledefinir más brevemente apertura de un telescopio) dependeel Poder de resolución del instrumento. Los primeros teles-copios en consolidarse durante todo el siglo XVII fueron losdel tipo kepleriano, que eran construidos con longitudesfocales de hasta 30 ó 40 m, con el fin de tener un grannúmero de aumentos. Estos, obviamente, proporcionabanimágenes vacilantes y con notables Aberraciones, hasta elpunto que resulta difícil comprender cómo los pioneros dela astronomía óptica, como HUYGENS y CASSINI, fueroncapaces de realizar tantas observaciones y descubrimientoscon esos instrumentos tan rudimentarios. A comienzos delsiglo XVIII se incorpora a la astronomía de observación eltelescopio con el objetivo constituido por un espejo cóncavoy una lente. Desde este momento los Reflectores (los teles-copios con espejo se llaman así porque la luz es reflejada ydirigida hacia un foco) y los Refractores (los telescopios delentes se llaman así porque la luz es refractada, es decirdesviada pasando a través del objetivo) entrarán en disputacon suerte alterna hasta mediados del siglo XX, cuandotriunfarán de manera definitiva los grandes reflectores(→Observatorio astronómico). Mientras el telescopiorefractor tiene pocas variantes, estando formado por un tuboque contiene en un extremo el objetivo y en el otro el ocu-lar, el reflector existe en una variedad de tipos. Los funda-mentales son los siguientes. Reflector newtoniano. Es eltipo de reflector más clásico, realizado por Isaac NEWTON yconsistente en un tubo en cuya base se ha colocado el espejocóncavo (espejo primario); este refleja los rayos hacia elotro extremo del tubo, donde se encuentra un espejito plano(espejo secundario) que intercepta los rayos luminosos antesde que se enfoquen y los desvía 90° enviándolos hacia elocular. Reflector Cassegrain. Es una variante del precedentey consiste en que el espejito secundario es convexo y envíalos rayos luminosos hacia atrás, a través de un agujerorealizado en el centro del espejo primario, desde dondesalen hacia el ocular. La solución Cassegrain fue propuestapor el óptico francés de ese nombre, contemporáneo deNEWTON, y presenta la ventaja de que el operador puedeobservar desde la base del telescopio, así como tambiéndesde el extremo superior, lo que, cuando los telescopiostienen longitudes focales de algunos metros, resulta muycómodo. Reflector Schmidt. También esta es una variantedel newtoniano propuesta en 1931 por el óptico alemánBernhard SCHMIDT, con el fin de eliminar la aberración

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esférica producida por los espejos parabólicos. El resultadose obtiene por medio de una placa correctora de vidriocolocada en la embocadura del telescopio; por este motivoel sistema Schmidt puede considerarse como una fusiónentre los principios del reflector y el refractor. Este sistemaofrece imágenes de un campo muy amplio y gran luminosi-dad, por lo cual es empleado en los reflectores destinados atrabajos fotográficos. Sus variantes son el Schmidt-Cassegrain, en el que la placa correctora es aplicada a untelescopio del tipo Cassegrain, y el Maksutov (del homóni-mo astrónomo soviético que lo realizó en 1944), en el que laplaca correctora está formada por una lente con forma demenisco. La posibilidad de realizar espejos de gran diáme-tro (hasta 5 6 metros) y los menores costos de producción deestos con respecto a las lentes, han determinado el éxito, enlas últimas décadas, de los telescopios reflectores.

Telstar. Nombre de dos famosos satélites para telecomunica-ciones americanos, construidos por la American Telephoneand Telegraph Company para efectuar los primeros experi-mentos de transmisiones televisivas, telefónicas y telegráfi-cas con repetidores situados en órbita terrestre. Los satélitesTelstar, lanzados respectivamente el 10 de julio de 1962 yel 7 de mayo de 1963, estaban constituidos por una pequeñaesfera con un diámetro de 81 cm, recubierta por célulassolares. Recibían las transmisiones en las frecuencias de6,39 gigaHertz y retransmitían a 4,18 gigaHertz. Podíanefectuar experimentos conectando simultáneamente 600circuitos telefónicos o bien un canal de TV.

Terminador. Es la línea que divide la parte iluminada yoscura de un planeta o bien de un satélite. De acuerdo conla vertiente, une los puntos en los que está saliendo o po-niéndose el Sol.

Tether (satélite). Literalmente significa satélite con correa,se trata de un original proyecto ideado por el profesor Giu-seppe Colombo, estudioso de mecánica celeste pertenecien-te a la Universidad de Padua, que deberá realizarse en Italiaen colaboración con la NASA en el ámbito de los vuelos delSpace Shuttle. El satélite con correa tiene numerosas apli-caciones, tanto de investigación de base como aplicada.Consiste en una cuerda, un extremo de la cual se sujeta a lanave y el otro a uno o más instrumentos de medida. Lalongitud de la correa puede variar desde algunas decenas demetros hasta algún centenar. Cuando el hilo está dirigidohacia abajo, hacia la Tierra, un satélite unido él en la parteinferior podrá estudiar las capas de la alta atmósfera, que nopueden ser recorridas por un satélite normal porque éste,frenado por las partículas de aire, detendría su marchaprecipitándose hacia abajo. La cuerda podrá también diri-girse hacia arriba y, en este caso, servir de montacargaspara enviar a una órbita más elevada materiales transporta-dos en la bodega del Space Shuttle. Otra aplicación impor-tante es la relativa a la producción de energía eléctrica. Enefecto, el hilo, cortando el campo magnético terrestre, estaráen condiciones de funcionar como una dínamo. Los prime-ros experimentos con el satélite con correa deberán comen-zar entre 1987 y 1988, simultáneamente al probable envíode un astronauta italiano en el Space-Shutlle.

Tetis. Cuarto entre los principales satélites de Saturno enorden de distancia del planeta, descubierto en 1684 por elastrónomo Gian Domenico CASSINI y observado desde cercapor las sondas automáticas Voyager. Tiene un diámetro de1.000 km y está compuesto principalmente por hielos.

Thor. Transportador de lanzamiento americano de la primerageneración, derivado de un misil balístico de medio alcance.En la configuración de base, el Thor tenía una altura de19,8 m, con un diámetro de 2,4 m; disponía de un motor de70.000 kg de empuje alimentado con oxígeno líquido yqueroseno. A comienzos de los años 60 fue modificado paraasí servir en los lanzamientos de satélites artificiales enórbita terrestre y de sondas espaciales hacia los planetas.

Tierra. En esta voz nos ocuparemos de la Tierra hablando desus características generales como planeta del sistema solar,haciendo apenas referencia a sus características geológicas ygeofísicas. La Tierra es el tercer planeta en orden de distan-cia desde el Sol, forma parte, junto con Mercurio, Venus yMarte, de los llamados planetas sólidos, y es el único enalbergar, por lo que sabemos hasta hoy, formas evoluciona-das de vida. Características físicas. La Tierra gira alrededordel Sol en una órbita poco excéntrica (e = 0,0167) acercán-dose a él hasta 152,1 millones de km. Su distancia media esde 149,6 millones de km y es utilizada por los astrónomoscomo unidad de medida de las distancias en el sistemasolar, bajo la definición de Unidad Astronómica (UA). Elplano de esta órbita es tomado como referencia para medirlas inclinaciones de los planos orbitales de los otros plane-tas los que, a excepción del Plutón, se separan en pocosgrados o fracciones con respecto a este. La Tierra emplea365,256 días para realizar una vuelta completa alrededordel Sol (este periodo es llamado periodo sideral, es decirreferido a las estrellas fijas), desplazándose a la velocidadde 29,79 km/seg. a lo largo de su órbita. Nuestro planetatambién está animado de un movimiento de revoluciónalrededor de su propio eje que, medido con respecto al Sol,se realiza en 24h (día solar). La inclinación del eje terrestrecon respecto al plano de la órbita es de 66° 33' (con respectoal eje de la órbita es de 23° 27'). La masa de la Tierra es de5,976·1024 kg y su densidad media de 5,52 g./cm3, es decirunas cinco veces mayor que la del agua. Se trata de la den-sidad más elevada con respecto a los otros planetas interio-res. En cuanto a dimensiones, la Tierra tiene una radiomedio de 6.371 km, es el más grande de los planetas sóli-dos, pero tiene un volumen 1.316 veces más pequeño que eldel gigante Júpiter. Su forma no es perfectamente esférica,siendo su radio ligeramente más grande en el Ecuador(6.378 km) que en los polos (donde llega a los 6.356 km).Origen y constitución. La Tierra se formó con el Sol y losotros planetas hace alrededor de 4,6 mil millones de añospor efecto de la condensación de una nube de gas y polvointerestelar (→Sistema solar). Cuando nuestro planetaestaba todavía en estado semifluído, se creó una diferencia-ción interna en virtud de la cual los elementos más densos,como el hierro, precipitaron al centro formando un núcleomás pesado; los menos densos, como los silicatos, permane-cieron en la superficie para constituir la corteza que estáformada por los minerales más livianos. Estos procesostambién estuvieron acompañados por una desgasificaciónprovocada tanto por el calor solar, como por el calor internode la Tierra de origen radioactivo. Más tarde, gracias a lasemisiones gaseosas de tipo volcánico, se recreó una atmós-fera primitiva que después fue evolucionando con la apari-ción de la actividad biológica. Nuestros conocimientos delinterior de la Tierra se basan en el estudio del comporta-miento de las ondas sísmicas, tanto de las originadas porterremotos naturales, como las artificiales (explosivos con-vencionales o nucleares que generan ondas que se propaganen el interior de la Tierra a distintas velocidades, de acuer-do con el medio que atraviesan). Por este camino se hapodido efectuar una especie de radiografía tridimensional

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de la Tierra, que da resultados de acuerdo con las hipótesissobre el origen y formación de nuestro planeta que yahemos mencionado. El globo terráqueo está formado poruna corteza sólida, la litosfera que tiene un espesor mediode 90 km y una composición predominante de rocas silicáti-cas (SiO2). Inmediatamente por debajo está el manto, quellega hasta una profundidad aproximada de 2.900 km, ca-racterizado por material rocoso en estado semifluído. Aúnmás abajo, hasta el centro de la Tierra, hay un núcleo conuna composición mayoritaria de hierro que en su parte másexterior, desde los 2.900 km a los 1.800 km de profundidad,está en estado fluido; en la parte más interna está nueva-mente en estado sólido. Las densidades de estas capas vandesde un mínimo de 2,8 g/cm3 en la litosfera, a un máximode 13,5 g/cm3 en el núcleo interior. Los movimientos defluidos en el interior de la Tierra y las corrientes eléctricasgeneradas por ellas, están en la base del intenso campomagnético que rodea nuestro planeta y que toma el nombrede Magnetosfera. Este campo, a su vez, tiene notablesinteracciones con las partículas cargadas contenidas en elViento solar. La litosfera no es rígida, sino fracturada enuna veintena de bloques o placas continentales que flotan,como balsas, sobre el vasto océano formado por el manto yson desplazados muy lentamente por los movimientos con-vectivos que animan al material semifluído que constituyeel propio manto. Hay placas que se alejan una de otra,dejando que material semifluído suba para formar nuevalitosfera; y placas que se acercan chocando y montándoseincluso una sobre otra. Un ejemplo del primer caso se en-cuentra entre los bloques americanos, por un lado, y eleuropeo y africano por otro, que en una época estaban uni-dos (los bordes atlánticos de estos bloques se unen entre side manera sorprendente) y ahora están muy distantes. Elnuevo material que llena los vacíos dejados por su retroce-so, surge de esa larga bisagra que es la dorsal medio-atlántica. Dos bloques en fase colisional son en cambio, eleuropeo y el africano. Este último empuja desde el Sur yemerge sobre el primero. Formación de montañas, terremo-tos y erupciones volcánicas están unidos a esta dinámica dela superficie terrestre. Hoy algunos planetólogos consideranque procesos análogos podrían producirse en el planetaVenus. La Tierra es un planeta dotado de una rica atmósfe-ra, a la que debemos el nacimiento y desarrollo de la vida.Interaccionando con la radiación solar incidente, es la basetambién de todos los procesos meteorológicos que caracteri-zan nuestro planeta. Vista desde el espacio, la Tierra sepresenta como un planeta de un intenso color azul, precisa-mente en virtud de su capa atmosférica y al hecho de quelos dos tercios de su superficie están recubiertos por agua.A menudo, vastas áreas de su superficie están recubiertasde imponentes sistemas nubosos que se forman por la eva-poración de las aguas, gracias a los cuales no se acaba elsistema de circulación atmosférico que caracteriza las dife-rentes estaciones del año. No lejos de la Tierra, a una dis-tancia media de 384.000 km, orbita la Luna, su único satéli-te, descrito en la voz correspondiente. Debido a que eldiámetro de la Luna con respecto al de nuestro planeta(poco menos de 1/3), es inusual para un satélite, algunosestudios han formulado la hipótesis de que el sistema Tie-rra-Luna sea un planeta doble. Sin embargo, la diversidadde composición no apoya esta idea y hoy se piensa sobretodo en un proceso de captura.

Tiros. Serie de diez satélites meteorológicos americanoslanzados entre abril de 1960 y julio de 1965. Llamados asíde las iniciales de Television Infra-Red Observation Satelli-te, estos satélites efectuaron las primeras determinaciones

precisas del equilibrio térmico de la Tierra y proporcionaronuna cantidad de más de medio millón de fotografías, tantoen luz blanca como infrarroja, gracias a las cuales se pudovalorar la importancia de los satélites meteorológicos parahacer las previsiones del tiempo. Los "Tiros" fueron des-pués seguidos por los más sofisticados Nimbus y NOOA.

Titan. Misil americano muy versátil que ha tenido un amplioempleo en las misiones espaciales en órbita terrestre reali-zado en diversas versiones. El Titan II fue el artífice de loslanzamientos de las astronaves Géminis, estaba compuestode una primera sección de 19,2 metros con un empuje de195.000 kg, y una segunda sección de 8,2 m, con un empujede 45.000 kg. El Titan III B era una extensión del Titan II,caracterizada por el agregado de una tercera sección Agenay empleada para lanzamientos interplanetarios. El Titan IIIC derivaba del Titan II, pero con el agregado de dos boosterde propulsor sólido adheridos al huso principal. Este últimoha sido empleado para poner en órbita, simultáneamente,hasta 8 satélites, tanto para usos científicos como militares.

Titán. Es el mayor de los satélites de Saturno (5.150 km dediámetro) y uno de los más interesantes de todo el sistemasolar, porque presenta un fenómeno único para esta clase decuerpos celestes: la existencia de una densa atmósfera que,por algunos aspectos, parece similar a la atmósfera primor-dial de la Tierra. Perennemente inmerso en hielo, ha sidoexplorado desde cerca por los Voyager y probablementeserá analizado por una futura sonda que deberá establecer laexistencia de procesos prebióticos.

Titania. Cuarto satélite de Urano en orden de distancia delplaneta, descubierto en el año 1787 por el astrónomo Wi-lliam HERSCHEL. Está en órbita alrededor del planeta a unadistancia media de 483.370 km y completa una vuelta enaproximadamente ocho días y 16 horas. Su diámetro es de1.800 km.

TITOV, German. 1 935 Astronauta soviético, nacido en 1935,segundo hombre en ir al espacio después de su compañeroJuri GAGARIN. TITOV, lanzado a bordo de la Vostok 2 el 6de agosto de 1961, realizó un vuelo de 17 órbitas permane-ciendo en gravedad cero durante 25 horas y media, perosufrió náuseas y trastornos en el sentido de la orientación.Sucesivamente ocupó también el cargo de comandante delcuerpo de astronautas de la Unión Soviética.

TOLOMEO, Claudio. 90-168 d. J.C. aprox. Astrónomo,geógrafo y matemático de la escuela alejandrina, a quienpuede considerarse como el último de los grandes científi-cos de la antigüedad clásica. TOLOMEO condicionó, durantevarios siglos, la cultura astronómica porque su sistema delmundo, que hacía a la Tierra inmóvil en el centro del Uni-verso, fue considerado como válido hasta la gran revoluciónde COPÉRNICO y GALILEO Fue autor de monumentales obrascomo la Geografía, en la que describió todo el mundo hastaentonces conocido, atribuyéndole sin embargo a la Tierradimensiones de aproximadamente un tercio inferiores a lascorrectamente determinadas por su predecesorERATÓSTENES. La summa de su saber astronómico estácontenida en el Almagesto donde reproduce, extendiéndolo,el catálogo de HIPARCO. TOLOMEO se dedicó también, comoera obligación para los científicos de su tiempo, a la→astrología y escribió un tratado titulado "Tetrabiblos" enel que resume las creencias de su tiempo sobre la influenciade los astros en los actos humanos.

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Torre solar. Las longitudes focales de un telescopio conven-cional son demasiado pequeñas para obtener una buenaresolución de los detalles de la superficie solar. Con este finse construyen torres solares, típicamente constituidas poruna cúpula situada sobre una alta estructura. La cúpulaalberga un Celostato, es decir, un sistema de espejos quedesvía la imagen solar en vertical, al centro de la estructura.En la base de esta se encuentra un telescopio fijo, montadoverticalmente, que no tiene por lo tanto necesidad de serorientado Es posible, de este modo, efectuar cómodas ob-servaciones y análisis espectrales de los fenómenos que seproducen en la superficie visible de nuestra estrella.

Tránsito. Con este término los astrónomos indican el paso deun cuerpo celeste por el meridiano, es decir a través de esearco máximo que une idealmente el punto cardinal Nortecon el Sur pasando por el cenit. Las medidas del tránsito delas estrellas son importantes par resolver problemas de→astrometría y medida del tiempo. Con la palabra tránsitose indica también el paso de los planetas internos a la órbitaterrestre (Mercurio y Venus) sobre el disco del Sol.

Tritón. Es el satélite más grande de Neptuno y uno de lomayores de todo el sistema solar. Las estimaciones sobre sudiámetro, a causa de la enorme distancia que nos separa deél, no son precisas y varían desde un mínimo de 3.600 a unmáximo de 5.200 km. Describe alrededor del planeta unaórbita con movimiento retrógrado, a una distancia media de355.000 km similar a la de Tierra-Luna.

Trópicos. Del verbo del griego antiguo, trépomai, retorno,son los dos paralelos de la esfera celeste, situados a 23° 27'al Norte y al Sur del Ecuador, que el Sol describe, aparen-temente, el día del Solsticio de verano (22 de junio) y el díadel solsticio de invierno (22 de diciembre). Estos dos para-lelos se llaman, respectivamente, Trópico de Cáncer yTrópico de Capricornio.

Troposfera. Es la capa más baja de la atmósfera terrestre,sede de los fenómenos meteorológicos. Se extiende desde elnivel del suelo hasta 11 km de altura y está caracterizadapor temperaturas decrecientes del orden de 7 °C por km. Enla parte superior de la troposfera está la tropopausa, quemarca el fin de la estratosfera. La troposfera es la capaatmosférica que causa más problemas a los astrónomos,porque impide una buena observación de los astros. Porestos motivos, se están multiplicando las iniciativas dirigi-das a la realización de grandes telescopios espaciales orbita-les, como el Space Telescope.

T-Tauri. Es el nombre dado a una clase de estrellas variablesirregulares que se encuentran frecuentemente en grupos, lasllamadas Asociaciones-T, junto con grandes masas de gasesy polvo interestelar. Desde un punto de vista evolutivo sepiensa que se trata de estrellas nacientes, que van contra-yéndose del gas y los polvos en las que están inmersas y quecomienzan a rotar vertiginosamente junto con un disco demateria protoplanetaria, muy similar a aquella de la cual seformó nuestro sistema solar. Su nombre proviene de laestrella prototipo de su clase, que se encuentra en la conste-lación de Tauro.

Tunguska. Nombre de un afluente del río Yenisei en elaltiplano siberiano, que, por asociación, se le ha dado a unode los acontecimientos colisionales más misterioso de uncuerpo celeste con nuestro planeta. El 30 de junio de 1908,

a las 7,17 horas de la mañana, los habitantes de ciudades ypueblos en el corazón de Siberia, a Norte del lago Baikal,vieron en el cielo un objeto similar al disco solar, pero conuna luminosidad aún más enceguecedora. Se desplazó deSur-Este a NorOeste, dejando atrás una estela de humo;después cayó acompañado de estruendo en una zona des-habitada inmediatamente al Norte del río llamado Tunguskamedio o rocoso. Las exactas coordenadas geográficas dellugar de caída, determinadas unos diecinueve años despuésdel impacto son: 60° 55' de latitud Norte y 101° 57' delongitud Este. De los testimonios recogidos surge de inme-diato que la caída del cuerpo celeste había ocasionado undesastre de grandes proporciones, quemando bosque, ma-tando animales y aterrorizando a los nativos tungusi quehabitaban en las pobres cabañas próximas al lugar de caída.También los efectos indirectos del bólido son notables: losdestellos son vistos en un radio de 700 km desde el lugar decaída y el ruido dentro de los 1.000 km. Los sismógrafos detodo el mundo registran el choque, que allí se atribuye a unacontecimiento sísmico, los barógrafos registran un despla-zamiento de aire y durante algunas noches después del 30de junio se producen en la Europa Central un extraño fenó-meno: crepúsculos de un rojo fuego se prolongan más de lonormal. Algo similar sucedió en 1883, después de la explo-sión volcánica del Krakatoa, cuando los polvos lanzadoshacia la alta atmósfera por el volcán, reflejaban la luz delSol en plena noche. Las condiciones político-económicas dela Rusia zarista en 1908, no permitían el envío de unaexpedición científica. Esto se hace trece años después, en1921, por iniciativa de un geólogo del Museo de mineralo-gía de Leningrado, Leonid A. KULIK (1883-1942), quien,acompañado de guías locales, llegó a la zona de los hechos.KULIK descubrió que el impacto del cuerpo celeste habíaquemado 2.000 km2 de bosque, encuentra todavía los árbo-les derribados y piensa en la caída de un meteorito de gran-des dimensiones. Sin embargo no encuentra rastros ni decráter, ni de fragmentos meteoríticos. Vuelve varias veces ala zona acompañado de Evgheni L. Krinov, un estudioso demeteoritos, sin llegar a resolver el fenómeno de Tunguska.El geólogo de Leningrado muere en 1943, en la guerra, y lasinvestigaciones son continuadas por estudiosos como elgeoquímico Kirill P. Florensky y otros. En los últimos añosse ha afirmado la hipótesis que explicaría tanto los fenóme-nos observados, como la falta de trazas del cuerpo quechocó. La catástrofe habría sido causada por un fragmentoque se separó del cuerpo principal del cometa de Encke (unCometa periódico que realiza una vuelta alrededor del Solcada tres años) que al entrar en contacto con las capas másdensas de la atmósfera hizo explosión antes de tocar elsuelo, desarrollando una energía equivalente a la explosiónde 12 millones de toneladas de TNT y volatilizándose porcompleto. Recordemos que la materia de la que están cons-tituidos los cometas es muy incoherente y de baja densidad,lo que explicaría la ausencia de un cráter en el terreno, laausencia de fragmentos meteoríticos sólidos y, por último,las partículas que permanecieron en suspensión en la at-mósfera fueron las responsables del fenómeno de las nochesluminosas. Esta hipótesis, corroborada en 1978 por cálculosefectuados por el cometólogo Lubor Kresak, es la conside-rada hoy como más probable, aunque no la única. Otrosatribuyen el desastre de Tunguska al impacto de cuerposcelestes exóticos como un mini agujero negro, un fragmentode antimateria o incluso una astronave extraña. Pero obvia-mente todas estas no son más que reconstrucciones fantásti-cas.

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Tyuratam. Nombre del polígono de lanzamiento soviéticomás importante, más comúnmente conocido como Baikonur.

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UUFO. Forma abreviada de Unidentified Flying Objects, es

decir objetos voladores no identificados. Es la definiciónanglosajona dada a aquellos fenómenos, aparentementeinexplicables, que tienen que ver con la aparición de obje-tos tanto en el cielo diurno como nocturno. Se señalanrepetidamente avistamientos de UFOs tanto por gente deciudad o del campo, como por observadores especializadosen la denominada «vigilancia» del cielo. Sin embargo, se hademostrado que la mayor parte de estas apariciones se debea una errónea interpretación de fenómenos bien conocidos.Así, por ejemplo, se confunden con UFOs satélites artificia-les en órbita terrestre que reflejan los rayos del Sol hacia laTierra, globos sonda que vuelan en la alta atmósfera, fenó-menos eléctricos de la troposfera, fenómenos como lasauroras, meteoros, meteoritos, y bólidos, veloces pasadas dejets y sus estelas, emisiones de gases naturales desde elsuelo o de las profundidades marinas, etc. Un gran númerode presuntos UFO, además, se debe a sugestiones colectivaso individuales que se manifiestan en determinados períodosde tensión política y social, que a veces se ven estimuladospor la literatura de ciencia ficción. Por todos estos motivos,muchos científicos consideran que, a la vista de un minucio-so análisis, todas las observaciones de UFO pueden recon-ducirse a una fenomenología conocida; otros en cambio, sondel parecer que permanecen casos inexplicados e inexplica-bles. La creencia popular es que los UFO son la manifesta-ción de criaturas extraterrestres que nos observan des de loalto, y que de cuando en cuando nos visitan. Sin embargo,hasta este momento, no existe ninguna evidencia o pruebacientífica de un contacto con criaturas evolucionadas deotros mundos.

Uhuru. Satélite astronómico dedicado a la observación de losrayos X de origen cósmico. Fue lanzado en 1970 desde laplataforma italiana San Marco, en la costa de Kenya, y sunombre deriva de una palabra que en dialecto swahili quie-re decir libertad. Fue el primer satélite empleado para losestudios de este tipo. Su funcionamiento, durante casi cua-tro años, llevó al descubrimiento de numerosas fuentes derayos X, tanto en el interior de nuestra galaxia como fuera,y permitió realizar el trazado de un mapa. Algunas de estasfuentes están constituidas por sistemas binarios: dos astrosque están en órbita alrededor de un baricentro común; enparticular algunas de ellas podrían ser Estrellas de neutro-nes o Agujeros negros.

Ultravioleta (astronomía del). Es el estudio de los cuerposcelestes en la región ultravioleta del espectro, es decir enlas longitudes de onda comprendidas entre los 3.000 y los300 Ångstrom. La radiación ultravioleta es absorbida por laatmósfera y, por lo tanto, es indispensable enviar satélitesen órbita alrededor de la Tierra con el fin de estudiarla. Elanálisis de la radiación ultravioleta ha permitido descubrirno sólo los mecanismos físicos de algunas estrellas muycalientes y jóvenes que emiten en estas longitudes de onda,y la distribución de tales estrellas en las lejanas galaxias,sino también la presencia de grandes cantidades de hidró-geno en estado molecular en el espacio interestelar. Las

moléculas de hidrógeno, en efecto, producen líneas deabsorción ultravioletas sobre los espectros de las estrellasque están detrás suyo. También se ha revelado muy impor-tante el estudio ultravioleta de algunos procesos energéticossolares, como las erupciones y los relumbrones. Para elestudio de la radiación ultravioleta se utilizan satélitesespeciales. Entre los más importantes recordemos los de laserie OAO (Orbiting Astronomical Observatory), los OSO ylos IUE.

Umbriel. Tercer satélite de Urano, en orden de distancia,descubierto en 1851 por el astrónomo W. Lassel. Gira a unadistancia de 267.000 km del planeta con un periodo de 4,1días. Tiene un radio de 450 km y una densidad doble conrespecto a la del agua. Se piensa que su composición sea dehielos mezclados con silicatos.

Unidad astronómica. Distancia media Tierra-Sol, equiva-lente a 149.597.910 km, elegida como unidad de medida enel ámbito del sistema solar. Expresadas en UA (formaabreviada), las distancias de los planetas del Sol son: Mer-curio 0,387; Venus 0,723; Tierra 1,00; Marte 1,524; Júpiter5,203; Saturno 9,539; Urano 13,182; Neptuno 30,058;Plutón 39,44.

Universo. El Universo es todo lo que nos rodea: la materia, elespacio y el tiempo. Los antiguos creían que el Universoestaba constituido por una gran esfera a la que se hallabanadheridas las estrellas fijas. En su interior, los planetas y elSol ocupaban esferas de radio cada vez más pequeño y laTierra se mantenía inmóvil en el centro. Esta era la deno-minada visión geocéntrica del Universo, que predominódesde el tiempo de los filósofos de la Grecia clásica hasta lagran revolución científica llevada a cabo por COPÉRNICO yGALILEO en los siglos XVI y XVII. Sin embargo, aunque lacontribución de estos grandes llevó a un exacto conocimien-to de la estructura de nuestro sistema solar, las ideas sobrela estructura y dimensiones del Universo íntegro permane-cieron relativamente limitadas y confusas hasta el nacimien-to de la astrofísica, a comienzos del siglo XX. Hoy sabemosque el Sol, con el cortejo de planetas que lo acompaña, noes más que una de las tantas estrellas de nuestra Galaxia yque ésta, a su vez, no es más que uno de los tantos sistemasde estrellas en los que se concentra la materia del Universo.En lo que respecta al resto del Universo, está esencialmenteconstituido por inmensos espacios vacíos. La historia de lasteorías desarrolladas, en las diversas épocas, sobre el origeny estructura del Universo es el tema de la Cosmología.

Urano. Séptimo planeta en orden de distancia desde el Sol,Urano es el primero de los planetas lejanos que aún no hasido explorado desde cerca por las sondas automáticas: loserá, gracias al Voyager 2, en enero de 1986. Desconocidopara los antiguos, que creían que el sistema solar terminabacon Saturno, Urano fue seguramente visto en los siglospasados incluso a simple vista porque, en el máximo de suesplendor durante las oposiciones favorables, alcanza unaluminosidad cercana a la sexta magnitud. Urano posee la

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primicia de ser el primer planeta descubierto por medio deltelescopio: el mérito corresponde al gran astrónomo alemánWilliam HERSCHEL que lo individualiza con uno de susinstrumentos el 13 de marzo de 1781 El estudio de lasirregularidades del movimiento de Urano sirvió en el siglosiguiente (1846), para descubrir Neptuno. Característicasfísicas. Urano gira alrededor del Sol a una distancia mediade 2.869.600.000 km (poco más de 19 veces la distanciaTierra-Sol), empleando 84,01 años en realizar una órbitacompleta. El plan de su órbita coincide casi con el de laeclíptica, es decir con el plano de la órbita terrestre, conrespecto a la cual está inclinado en apenas 0o,77. La órbitaes discretamente excéntrica: 0,047, lo que significa queentre el punto de mínima y el de máxima distancia del Sol,hay una separación de 269.000.000 km. La rotación delplaneta alrededor de su propio eje, debido a la enormedistancia que nos separa y a lo inadecuado de las observa-ciones con telescopio, se conoce con aproximación: deberíaser de unas quince horas. Una de las características máspeculiares del planeta se refiere a su eje de rotación, queestá inclinado con respecto a la vertical unos 98° y le con-fiere al planeta una rotación retrógrada. Visto al telescopio,Urano aparece como un pequeño disco de color gris, y nisiquiera los mejores instrumentos están en condiciones derevelar algún detalle de la superficie como estrías o man-chas. Este hecho, obviamente, ha complicado las dificulta-des relativas a la determinación del periodo de rotación. Lasestimaciones más recientes indican que Urano tiene unradio ecuatorial de 26.145 km (cuatro veces el terrestre) yuna masa 14,54 veces la terrestre Su densidad resulta pocosuperior a la del agua: 1,2 g/cm3. Estructura. Se piensa queUrano tiene un núcleo rocoso de un diámetro aproximado de16.000 km, recubierto por una capa de hielo del espesor deunos 8.000 km. Por encima de la capa helada habría unadensa atmósfera a base de hidrógeno y tal vez helio. Lo quenosotros observamos desde tierra es la parte más externa deesta atmósfera, que debería desarrollar un sistema de nubesa base de amoniaco y metano impenetrable a los rayossolares. Las temperaturas en la parte más alta de la atmós-fera se hallan alrededor de los 200 grados bajo cero. Uno delos descubrimientos más importantes relativos a la estructu-ra de este planeta se llevó a cabo el 10 de marzo de 1977,cuando el disco de Urano ocultó una estrellita de novenamagnitud de la constelación de Libra. Los astrónomosaprovechan siempre estas circunstancias, porque permitenefectuar estimaciones indirectas sobre cuerpos celestes delsistema solar como, por ejemplo, determinaciones de susformas, dimensiones, existencia de una atmósfera, etc. Sinembargo en aquella ocasión sucedió mucho más: cuandoaún el disquito de Urano no había pasado por encima de laestrellita de Libra, el astro se ocultó y volvió a aparecerotras veces consecutivamente, como si una estructura alre-dedor del planeta, invisible con los telescopios terrestres, lahubiera recubierto por zonas. Hechos los debidos cálculos,resultó que el fenómeno había sido provocado por 5 anillossimilares a los de Saturno, pero mucho más delgados. Unaño después el 10 de abril de 1978, otra ocultación porparte de Urano confirmó el descubrimiento precedente yllevó a 9 el número de los anillos determinables, por estavía, alrededor del planeta. De ellos los tres más internosparecen ser casi circulares y yacen en el mismo plano, lossucesivos son ligeramente elípticos. Tienen radios variablesdesde 41.900 km del más interior (el cual se encuentra, porlo tanto, a unos 15.000 km de altura con respecto a la super-ficie del planeta) a los 51.200 del más externo. En lo querespecta a su composición, desde el momento que parecenposeer un poder reflector menor que los anillos de Saturno,

se piensa que podrían no ser de hielo, sino de materialesrocosos. No se excluye, como ya ha sucedido con Júpiter ySaturno, que la exploración desde sus cercanías por partedel Voyager, aporte novedades sobre el sistema anular deUrano. Satélites. Los satélites conocidos de Urano soncinco: sus nombres a partir del más interior son: Miranda,Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. Poco se sabe de suestructura y composición, ya que hasta ahora se hanlimitado a observaciones desde tierra, pero también en estecaso será notable la contribución a su conocimiento de lamisión Voyager 2. Desde un punto de vista dinámico, essorprendente el hecho de que los planos orbitales de estoscinco satélites coincidan con el plano ecuatorial del planeta,el cual, como ya hemos dicho antes, está muy inclinado.Para ser precisos, hemos hablado de inclinación del ejepolar en unos 98° con respecto a la vertical, pero elloequivale a decir que también el ecuador está inclinado en elmismo valor con respecto al plano horizontal. Algunosastrónomos han formulado la hipótesis que la formación deestos satélites es la responsable del hecho que ha inclinadotanto al eje del planeta.

UV Ceti (estrellas). Tipo de estrellas variables, llamadas asípor el nombre de la estrella prototipo que se encuentra en laconstelación de la Ballena (Cetus en latín). Se trata deestrellas enanas rojas, que tienen una magnitud generalmen-te muy pequeña y que, a causa de fenómenos explosivos,experimentan un imprevisto y breve aumento de luminosi-dad. Como consecuencia de este fenómeno, la magnitudpuede aumentar hasta 250 veces y las estrellas puedenhacerse visibles a simple vista. Desde el punto de vistaevolutivo estos astros, llamados también "estrellas de flare"(del inglés erupción), parecen ser muy jóvenes y por lotanto caracterizados por una notable inestabilidad. Hastaahora se han determinado unas treinta, pero los astrónomosson de la opinión que pueden ser muchas más, inclusoaunque su magnitud, por lo general muy pequeña, no permi-ta descubrirlas.

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VV-2. Se le puede considerar como el moderno precursor de los

misiles, tanto de tipo balístico como espacial. Desarrolladosobre todo por el científico Werner VON BRAUN, durante lasegunda guerra mundial, el cohete "V-2" se probó por pri-mera vez con éxito el 3 de octubre de 1942 y fue el primerocapaz de superar la velocidad del sonido. Sus característicasfísicas eran: longitud 14 m; diámetro 1,65 m; peso 12.700kg; empuje 25.400 kg; capacidad de transporte de carga útil,1.000 kg; alcance 300 km. El primer misil "V-2" fue lanza-do desde Peenemünde contra los ingleses el 6 de septiembrede 1944. Inmediatamente después de la derrota alemana,VON BRAUN fue trasladado a EE.UU.

Van Allen (cinturones de). Son dos fajas, formadas porpartículas cargadas e interpoladas en el campo magnéticoterrestre que rodean a nuestro planeta a una altura, respec-tivamente, de 3.000 y de 22.000 km, por encima del Ecua-dor. Fueron descubiertos en 1958 por el físico americanoJames van Allen, que era responsable de un experimentoconfiado al primer satélite artificial americano "Explorer 1".En lo que respecta al origen de las partículas de los cinturo-nes de van Allen, debe buscarse en los flujos de electrones yde protones que nos llegan desde el Sol bajo la forma deviento solar. Los cinturones son evitados por las misionesespaciales tripuladas, porque su radiación puede dañar elorganismo humano.

Vanguard. Nombre de un desafortunado proyecto americanopara la construcción de un misil y un satélite para ser pues-to en órbita terrestre. Confiado a la marina militar en 1955,antes de la constitución de la NASA, el proyecto Vanguardfue superado, en octubre de 1957, por el lanzamiento delprimer Sputnik soviético. Un intento de recuperación, efec-tuado el 6 de diciembre de 1957, fracasó y el primer satéliteamericano fue el Explorer 1. El proyecto Vanguard se des-arrolló durante dos años entre éxitos y fracasos (el 17 demarzo de 1958 entró en órbita finalmente el Vanguard 1,segundo satélite artificial americano) y después fue abando-nado.

Variables (estrellas). Muchas estrellas se caracterizan poruna luminosidad constante en el tiempo, por lo menos du-rante periodos del orden de los miles o millones de años.Nuestro Sol, por ejemplo, forma parte de este tipo de estre-llas bastante estables. Otras estrellas, en cambio, presentanuna variación de luminosidad que puede ser regular o irre-gular y que se desarrolla en periodos de tiempo bastantebreves: a estas últimas los astrónomos les dan el nombre devariables. Las variables pueden reagruparse en tres familiasprincipales que enumeramos a continuación. 1) Variablesde eclipse. Se trata de variables impropias. En efecto, lafluctuación de su luminosidad no se debe a causas intrínse-cas, sino al hecho que ellas forman parte de un sistemabinario (o múltiple) en el que una componente es periódi-camente eclipsada, o mejor ocultada, por la otra. El ejemplomás famoso de este tipo de variables lo constituye Algol, enla constelación de Perseo. 2) Variables pulsantes. Se tratade estrellas que se dilatan y se contraen, de manera regularo irregular, casi como un músculo cardiaco y que, en el

curso de este fenómeno, experimentan variaciones aprecia-bles de dimensiones y de temperatura superficial. A estaclase de estrellas variables pertenecen las Cefeidas. 3)Variables eruptivas. Son estrellas cuyas superficies estánconvulsionadas por fenómenos como erupciones o explosio-nes, asociadas a potentes variaciones del flujo de energíadispuesto. A esta familia pertenecen las llamadas estrellasde Flare, cuyos pr

Vela Solar. Es un tipo de propulsión espacial que se basa enel aprovechamiento de la presión de la radiación del Sol.Los fotones emitidos por nuestra estrella (como los decualquier otra), tienen la propiedad de ceder su cantidad demovimiento a un objeto que se encuentra a lo largo de sucamino. Obviamente se trata de cantidades mínimas deenergía y, en efecto, un proyecto de sonda espacial para laexploración del cometa Halley, jamás llevado a cabo, preve-ía la construcción de una amplia vela de 640.000 m2 paraobtener de los fotones solares un empuje de apenas 600gramos. Aun en plazos del orden de meses o años, deacuerdo con los casos, este empuje podría acelerar un vehí-culo espacial hasta velocidades de decenas de km/s necesa-rias para hacerles alcanzar los planetas de nuestro sistemasolar. Lejos de ser considerado como un proyecto irrealiza-ble o futurible, la vela solar está actualmente en estudio enlos laboratorios espaciales de la NASA y se considera quelas primeras aplicaciones se concretarán en los años noven-ta.

Venera. Serie de sondas espaciales soviéticas tambiénllamadas "Venus" y destinadas a la exploración del planetaVenus. Venera 1 fue la primera sonda interplanetaria lanza-da por el hombre el 12 de febrero de 1961, y pasó a 100.000km del planeta Venus, pero perdió contacto por radio con laTierra. También la Venera 2 siguió la misma suerte, mien-tras la Venera 3, aun descendiendo en Venus el 1 de marzode 1967, no logró transmitir ningún dato. El primer éxito dela serie fue obtenido por la Venera 4, que el 18 de octubrede 1967 envió una cápsula al planeta de las nubes, la cualtransmitió preciosos datos durante 94 minutos mientrasdescendía. Las otras numerosas sondas de la serie handesarrollado misiones explorativas con notable éxito,transmitiendo fotografías y datos sobre el hostil ambientevenusiano.

Ventana de lanzamiento. Es un intervalo de tiempo dentrodel cual debe lanzarse un cohete con el fin de alcanzar elobjetivo prefijado. El momento óptimo para el lanzamientode un misil que, por ejemplo, tiene la función de colocaruna astronave en trayectoria lunar, es elegido con relación alas posiciones astronómicas de la Tierra y de la Luna. Sinembargo, existe un intervalo de tiempo, antes y después deeste momento óptimo, dentro del cual el lanzamiento paraalcanzar el objetivo Luna es siempre posible. Si por causade retrasos o de averías, se va más allá de la ventana delanzamiento, la misión ya no es posible y hay que esperaruna sucesiva posición favorable. Para dar un ejemplo histó-rico, la ventana de lanzamiento de la misión lunar Apolo11, que llevó a los primeros hombres a la Luna, permaneció

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abierta desde el 15 al 22 de julio de 1969. El lanzamientotuvo lugar el 16 de julio, pero si por casualidad no hubierasido posible efectuarlo dentro de la ventana de lanzamiento,se debería haber esperado hasta el periodo comprendidoentre el 13 y el 21 de agosto. También para el lanzamientohacia los planetas existen problemas de ventanas, sin em-bargo estas son un poco más amplias con respecto a lasnecesarias para un vuelo a la Luna. La ventana de lanza-miento está impuesta por la actual metodología de vuelointerplanetario. Como es sabido, una astronave o una sondadirigida hacia un cuerpo próximo a la Tierra se desplazadurante la mayor parte de su viaje con un movimiento iner-cial, aprovechando el campo gravitacional de los cuerposdel sistema solar. El empuje propulsor es proporcionadosólo al comienzo para colocar a la astronave a lo largo de sutrayectoria, o por breves momentos durante su viaje paracorregir ésta. El resto de la travesía se realiza con los moto-res apagados. Cuando se pase de la era de los combustiblesquímicos a la del motor iónico con empuje continuo, o a lavela solar que aprovecha la presión de radiaciones de la luz,los viajes planetarios ya no dependerán tan estrechamentede las posiciones astronómicas favorables y el lanzamientopodrá realizarse en cualquier momento del año.

Venus. El planeta Venus, el segundo que se encuentra a partirdel Sol, es el más próximo a la Tierra; se presenta similar anuestro planeta tanto por dimensiones como por peso ydensidad. Pero a pesar de su proximidad a nosotros, no esposible observar su superficie, debido a que un espeso eimpenetrable sistema de nubes lo envuelve constantemente.Por este motivo, hasta que las sondas interplanetarias noestuvieron en condiciones de penetrar su estrato nuboso ydescender en su superficie, el planeta ha sido objeto dehipótesis que en su mayoría se revelaron equivocadas.Venus es el objeto más luminoso del cielo, después del Soly de la Luna: en las condiciones más favorables alcanza lamagnitud de –4m, 3 y puede ser visto a pleno día. Por ser unplaneta interior a la órbita de la Tierra, Venus aparece en elcielo en las proximidades del Sol, con respecto al cual sealeja al máximo (en la época de las Elongaciones) en unos47°. Es visible tanto por la mañana, antes de la salida delSol, como por la noche, inmediatamente después del ocaso.Los antiguos no habían comprendido que se trataba delmismo cuerpo celeste en dos posiciones diferentes y llama-ban al primero Fósforo y al segundo Véspero. Observadocon un modesto telescopio Venus muestra fases, como laLuna. El primero en darse cuenta de este fenómeno fueGALILEO inmediatamente después de la construcción de sutelescopio. En ocasiones relativamente raras, Venus efectúaTránsitos sobre el disco solar: los últimos se produjeron en1874 y en 1882; los próximos tendrán lugar respectivamen-te el día 7 de junio del año 2004 y el día 5 de junio del año2012. Características físicas. Venus tiene un diámetro de12.100 km, un poco más pequeño que el terrestre, su masaes de 4,87·1024 kg, es decir 0,8 a 1 con respecto a nuestroplaneta, y la densidad media de 5,25 g/cm3, apenas inferiora la terrestre que es de 5,52. El planeta gira alrededor delSol en una órbita casi circular (e = 0,0068) a una distanciamedia de 108.210.000 km, empleando 224,7 días pararealizar un giro completo. La órbita está inclinada en 3° 24'con respecto a la eclíptica (plano de la órbita terrestre). Eldía venusiano es extremadamente largo: para realizar unarotación alrededor de su propio eje, el planeta emplea 243,1días y el sentido de esta rotación es retrógrado (Venus yUrano son los únicos dos planetas del sistema solar quetienen un movimiento de rotación alrededor de su propio ejeretrógrado u horario). Como su superficie es invisible, el

movimiento de rotación venusiano ha sido determinado enlos años 60 gracias al envío de señales de radar desde tierra.Atmósfera. La característica más interesante del planetaVenus es indudablemente su espesa atmósfera, que lo en-vuelve siempre, impidiendo a los telescopios terrestres, ytambién a los objetivos de las sondas automáticas colocadasen una órbita venusiana, ver algo de su superficie. Vista conun potente telescopio, la atmósfera de Venus tiene la apa-riencia de una extensión homogénea de color blanco-amarillo y sólo ocasionalmente muestra manchas más oscu-ras o rayas en las zonas ecuatoriales, sobre todo si es obser-vada con luz violeta y ultravioleta. Se trata, como ha sidosucesivamente confirmado por los datos proporcionados porel Mariner 10 en 1974, de formaciones nubosas en movi-miento desde el ecuador hacia los polos. Los primerosobservadores pensaban que este impenetrable sistema denubes estaba esencialmente constituido por vapor acuoso;los análisis de las sondas espaciales han demostrado, encambio, que se trata de gotas de ácidos sulfúricos mezcladascon ácido clorhídrico y fluorhídrico. Un compuesto suma-mente tóxico y corrosivo, responsable del fracaso de lasprimeras misiones automáticas que descendieron en elplaneta (las sondas Venera). El principal sistema de nubesse desarrolla entre los 50 y los 65 km de altura, lo que haparecido extraño para un mundo considerado gemelo con elde la Tierra (recordemos que en nuestro planeta, los siste-mas nubosos más altos, se hallan entre los confines de latroposfera: por debajo de los 13 km de altura). A nivelesmás elevados la atmósfera se presenta muy turbulenta,perturbada por movimientos vertiginosos y corrientes enchorro que soplan a algunos centenares de km/h. En cam-bio, a alturas inferiores las turbulencias se aplacan y a niveldel suelo existe la calma y el aire es límpido, hasta el puntoque las sondas soviéticas que han logrado llegar hasta élindemnes, han revelado un paisaje tranquilo. La composi-ción de la atmósfera venusiana está compuesta en un 90 %de dióxido de carbono y el resto de hidrógeno, oxígeno,helio, monóxido de carbono, agua y compuestos ácidos queya se han mencionado. Esta atmósfera ha desempeñado unpapel fundamental en la determinación de la meteorologíadel planeta, porque su principal componente, el dióxido decarbono, es el responsable del llamado efecto sierra; dejapasar los rayos solares que calientan la superficie del plane-ta, pero detiene la radiación térmica, impidiendo el enfria-miento del planeta por la irradiación del calor en el espacio:ello determina, en la superficie de Venus, temperaturastórridas de 475 tanto en el ecuador como en los polos. Ladistribución de las temperaturas con respecto a la alturamuestra un rápido aumento a medida que se desciendehacia la superficie: se va de temperaturas del orden de 10 Cen la capa más alta de las nubes (60 km), a los 200 gradosregistrados bajo esta capa nubosa, a unos 30 km de altura,para terminar con las temperaturas de fusión del plomo enla superficie. La superficie. Las primeras imágenes de lasuperficie de Venus, después de muchos intentos fallidos,llegaron a la Tierra en octubre de 1975, cuando las navesespaciales soviéticas Venera números 9 y l0 descendieronen el planeta y efectuaron una serie de fotografías panorá-micas. Fue notable la sorpresa de astrónomos y planetólo-gos al ver un paisaje seco y limpio, caracterizado por terre-nos planos con promontorios grandes y pequeños esparcidosaquí y allí. Nadie, bajo aquel infierno de nubes, imaginabaalgo similar. En los años precedentes algunos estudiososhabían descrito un paisaje venusiano similar al de la Tierraen el periodo carbonífero, y por lo tanto húmedo, con enor-mes helechos y animales semejantes a los grandes dinosau-rios. Sin embargo, también en este caso las expectativas

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más fantásticas se desvanecieron. Una contribución muyimportante para la comprensión de la superficie del planetaha venido de la sonda americana Pioneer-Venus que, apartir de diciembre de 1978, se ha situado en órbita alrede-dor del planeta y, además de fotografiar los sistemas nubo-sos desde su proximidad, ha efectuado un análisis a travésdel radar de su superficie, proporcionando los datos necesa-rios para el trazado de un mapa casi completo del planeta.Los resultados de estas primeras exploraciones permitensubdividir las tierras del planeta en tres categorías: plani-cies (alrededor del 20 %); planos intermedios (casi el 70%); altiplanos (un 10 %). Los altiplanos se elevan varioskm sobre el nivel medio del planeta y presentan imponentesestructuras montañosas. El altiplano más extenso, llamadoAphrodite Tierra, ocupa una extensión equivalente a unavez y media el continente africano y se encuentra a caballodel ecuador. En su zona centro-oriental presenta un impo-nente cañón de 1.400 km de largo, 150 km de ancho y unaprofundidad de 2 km, que parece haber sido provocado poruna actividad tectónica de tipo estacionario. Otro altiplanoimportante es el llamado Ishtar Tierra, que se extiende através de una superficie comparable a la del continentenorteamericano y presenta al Este los relieves más altos deVenus: los Montes Maxwell, 12 km de altura. Las planiciesocupan por lo general áreas circulares, como la llamadaAtlanta Planitia, al Este de Ishtar, o bien depresiones linea-les como Sedna Planitia, al Sur de Ishtar. Existen tambiénestructuras circulares que hacen pensar en cráteres cerradospor la erosión o por fenómenos tectónicos. El hecho que losplanos intermedios, caracterizados por una sustancial nive-lación de las alturas, ocupen la mayor superficie, ha hechoprensar a los geólogos que en Venus, al contrario de lo quesucede en nuestro planeta, no se ha producido una aprecia-ble actividad tectónica. A pesar de ello, Venus debe consi-derarse un planeta geológicamente activo y no un mundocasi inerte como la Luna. Historia evolutiva. Todos losdatos recogidos hasta ahora sobre nuestro vecino y compa-ñero más interior, hacen pensar en que la Tierra y Venusiniciaron su evolución de manera casi similar, creciendo porla unión de fragmentos protoplanetarios, desarrollando unaltísimo calor interior debido a la radioactividad y recu-briéndose por una densa atmósfera a base de dióxido decarbono generado por la actividad endógena. Sin embargo,el hecho de que Venus esté un 30 % más cerca del Sol quenosotros, fue determinante para el sucesivo desarrollo deeste planeta. En efecto, las temperaturas más altas habríanimpedido que el agua condensara y formara las vastas ex-tensiones oceánicas que caracterizan la Tierra. Las aguasdel mar han tenido un papel fundamental en nuestro plane-ta, habiendo absorbido el dióxido de carbono presente en laatmósfera primordial y consiguiendo la formación de rocascarbónicas. En Venus, en cambio, el dióxido de carbono hapermanecido como el componente fundamental y ha trans-formado al planeta en una sierra tórrida y hostil a la vida.En lo que concierne al interior del planeta, este no deberíaser muy diferente al de la Tierra.

Vía Láctea. Según la mitología clásica, Hércules, aún enpañales pero ya con bastante fuerza, apretó hasta tal puntoel seno de su nodriza Gionone, que un chorro de leche llegóhasta el cielo y allí se quedó para formar esa tenue y larganebulosidad que podemos observar claramente en las no-ches serenas y sin Luna: la Vía Láctea. Hoy sabemos queesta enorme franja blancuzca, que corta en dos a la esferaceleste, tiene orígenes indudablemente más prosaicos quelos narrados por la antigua leyenda, pero no por ello menosfascinantes. En efecto, no es otra cosa que la proyección,

sobre la esfera celeste, del enorme sistema de estrellas delcual nosotros mismos formamos parte. De hecho, si dirigi-mos un telescopio hacia aquella nebulosidad, vemos queestá constituida por una miríada de estrellas. La Vía Lácteao Galaxia, del griego galactos (leche), está formada por 100mil millones de estrellas, tiene forma de girándula, unalongitud de 100.000 AL y un grosor central de casi 16.000AL. En ella pueden distinguirse un núcleo, un disco planoecuatorial y un halo esférico. Examinemos estas partesseparadamente. El halo. Es una envoltura esférica, queencierra a toda la Galaxia, formada por estrellas y Cúmulosglobulares, todos de vieja edad con respecto a nuestro Sol.Se trata de estrellas que condensaron por primera vez -haceunos diez mil millones de años- en la periferia de la nube degases y polvos a partir de la cual se formó la Galaxia entera.Estos cuerpos celestes, en lo relativo a su evolución, sontambién llamados Poblaciones II. En el halo casi no seencuentran ni gases ni polvos, debido a que estos se unie-ron, desde ya hace mucho tiempo, para formar las estrellas.El disco. La mayor parte de las estrellas y de los otros mate-riales (gases y polvos) de nuestra Galaxia, está concentradade tal manera que constituye una estructura plana de formadiscoidal, dispuesta normalmente al eje de rotación de lapropia Galaxia. Sobre esta estructura yacen también los dosbrazos en espiral de nuestra Galaxia, formados por unaconcentración especial de estrellas y gases. Las estrellasque forman estas estructuras son todas bastantes jóvenes ypertenecen a la llamada Población I. Incluso algunas sehallan todavía en fase de nacimiento, es decir de condensa-ción a partir de los gases y de los polvos interestelares. Losgases están formados predominantemente por hidrógeno ylos polvos por minúsculos granos de silicatos y de grafitorecubiertos por una fina capa de hielo. El Sol, que es unaestrella de mediana edad (alrededor de cinco mil millonesde años), se encuentra en uno de los dos brazos en espiral,el de Orión, a 36.000 AL del centro de la Galaxia: aproxi-madamente a dos tercios de distancia entre el centro y laperiferia. Nuestra estrella, con el séquito de los planetas,gira alrededor del centro galáctico a la velocidad de 230km/s, empleando unos 200 millones de años para dar unavuelta completa. Se calcula que cuando el Sol nació, sólohabía realizado una veintena de revoluciones alrededor delcentro galáctico. El núcleo. Contiene la mayor parte de lamasa constitutiva de nuestra Galaxia, en gran parte bajoforma de estrellas más viejas que las del disco, pero másjóvenes que las del halo. No puede observarse directamenteporque está oscurecido por nubes de polvo; sin embargo,medidas realizadas al infrarrojo y en ondas de radio hanpermitido definir su estructura. Sus dimensiones son deaproximadamente 20.000 x 10.000 AL. En el centro se halocalizado una nube compacta de hidrógeno caliente ioniza-do, con un diámetro de unos 200 UA: probablemente setrata de un objeto supermacizo, 10.000 veces más macizoque el Sol, tal vez un Agujero negro. Nuestra Galaxia, comotodos los otros cuerpos celestes del Universo, está animadapor un movimiento rotativo que se realiza de manera dife-rencial: sus partes más internas giran más rápidamente quelas exteriores.

Vida (origen de la). El problema del origen de la vida en elUniverso ha sido abordado por muchos científicos y filóso-fos de todas las épocas con resultados, obviamente, diver-sos. Las teorías formuladas a este propósito pueden reagru-parse en tres corrientes principales: 1) la vida se originó ennuestro planeta a causa de un acontecimiento sobrenatural,más allá de las posibilidades descritas por la ciencia: estaposición se denomina creacionismo; 2) la vida y la materia

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del Universo no son el resultado de una creación divina,sino que son coeternas: es decir que siempre han existido ysiempre existirán; 3) la vida se originó en nuestro planeta,después de su formación, a causa de una compleja serie dereacciones químicas que condujeron al nacimiento de lasprimeras células con facultades autorreproductivas y, suce-sivamente, a un creciente aumento de la complejidad de losorganismos vivos, en virtud de mecanismos de selección yevolución de las especies. Son estas las teorías llamadas delcaldo primordial, y del evolucionismo. La ciencia aún no hapodido aportar pruebas definitivas en favor de ninguna deestas teorías. Sin embargo, resulta notable que alrededor delos años 1950, los químicos, simulando las condicionesambientales de la Tierra primordial, hayan podido obtenerelementos prebióticos a partir de materia inorgánica. Porotra parte hoy parece también importante que en el espaciointerplanetario se encuentren en las condiciones ambienta-les más diversas -nubes interestelares, meteoritos, cometas,etc.-, los elementos fundamentales de la célula.

Viento Solar. Se trata de un flujo continuo de partículascargadas, emitido por el Sol, en todas direcciones. Estácompuesto en particular de protones núcleos de hidrógeno,electrones y, en menor porcentaje, por partículas α (núcleosde helio). El viento solar puede considerarse como la partemás exterior de la corona, que es expulsada violentamentehacia el espacio interplanetario por los procesos energéticosen actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partí-culas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los800 km/s; en la proximidad de la órbita terrestre, tiene unadensidad de 5 unidades/cm3. Los efectos del viento solarsobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. En-trando en contacto con el campo magnético terrestre, laspartículas permanecen interpoladas en las líneas del propiocampo y dan lugar a los cinturones de Van Allen. Por otraparte, chocando con los estratos más exteriores de la atmós-fera, generan fenómenos como las Auroras boreales y lastempestades magnéticas, que tanto influyen en las comuni-caciones de radio. La intensidad del viento solar es modula-da tanto por el periodo de rotación del Sol (27 días) comopor el ciclo de once años de la actividad solar. La existenciadel viento solar fue deducida en los años 1950 por el astro-físico americano Eugene Parker, observando el comporta-miento de las colas de los Cometas, que, violando las reglasde la atracción gravitacional, se dirigen en dirección opues-ta al Sol.

Viking. Nombre de dos sondas espaciales interplanetariasconstruidas por la NASA, que llegaron al planeta Marte en1976, con la doble finalidad de efectuar determinaciones desu órbita y llevar a cabo análisis de su superficie, en bús-queda de eventuales formas de vida elemental. Las dossondas gemelas fueron lanzadas en el verano de 1975, laViking 1, el 20 de agosto y la Viking 2, el 9 de septiembre.Cada una estaba compuesta de un orbiter y de un lander.Los "orbiter" debían limitarse a entrar en órbita alrededordel planeta y a estudiar su geología y meteorología; loslander debían descender sobre la superficie y realizar análi-sis de tipo biológico. La Viking 1 llegó a las proximidadesde Marte el 9 de junio de 1976 y su lander tocó la superficiedel planeta el 20 de julio siguiente, en una planicie llamadaChryse Planitia; la Viking 2 alcanzó su objetivo el 7 deagosto de 1976 y su lander descendió el 3 de septiembresucesivo en la región de Utopía Planitia. Si bien el proble-ma de la vida elemental en Marte permanece sin resolver,en el sentido de no haberse logrado ni confirmaciones nidesmentidos, los dos Viking han proporcionado una masa

de datos fundamentales para el conocimiento de cerca delplaneta. Los dos lander han transmitido más de 4.500 foto-grafías de la superficie marciana y más de 3 millones deinformes meteorológicos; los dos orbiter han transmitidoalrededor de 52.000 imágenes, permitiendo trazar mapasdetallados (hasta una resolución de 300 metros) del 97 %de la superficie de Marte.

VON BRAUN, Werner. 1912-1977 Pionero de la misilísticaconocida también como el padre del supermisil americanoSaturno V, gracias al cual los primeros hombres pusieronpie en la Luna. Afiliado desde muy joven a la SociedadAlemana para el vuelo espacial, tuvo la posibilidad detrabajar junto a uno de los padres de la astronáutica de lacategoría de Hermann OBERTH. Después de haberse licen-ciado en ingeniería, con una tesis sobre el motor a chorro,VON BRAUN, hacia mediados de los años 1930, fue asignadoa los laboratorios de investigación del ejército alemán,donde comenzó a desarrollar los experimentos sobre misilespara uso bélico. En 1937 el centro de misiles alemán setrasladó de Kummersdorf, cerca de Berlín, a Peenemunde,sobre la costa báltica. Aquí VON BRAUN pudo realizar elfamoso proyecto V-2, que se considera como el primer misilde largo alcance del mundo. La primera V-2 voló el 3 deoctubre de 1942, en pleno conflicto mundial, alcanzandouna altura de 85 km; poco después miles de estos cohetes seemplearon para bombardear Londres. A pesar de la contri-bución que hizo a su país en el periodo de guerra, VONBRAUN fue perseguido por la Gestapo, que le acusó dededicar demasiado tiempo al desarrollo de proyectos futurís-ticos más que a los militares (hay que señalar que fueronsecuestrados los planos de un misil de tres secciones quetenía como objetivo colocar al hombre en órbita alrededorde la Tierra). Al finalizar el conflicto, VON BRAUN y otroscolegas suyos se rindieron a las tropas americanas con lapromesa de continuar desarrollando los estudios misilísticosen el polígono de White Sands, en Nuevo México. Algunosaños más tarde, en 1950, el científico pasó al arsenal deHuntsville, Alabama, donde realizó el versátil misil Reds-tone que después fue empleado para el lanzamiento de losprimeros satélites y astronautas americanos y su puesta enórbita. En 1960, después de la fundación de la NASA, VONBRAUN se convirtió en uno de los puntos claves del Mars-hall Space Flight Center de Huntsville, donde fueron dise-ñados y realizados los grandes misiles, el último de loscuales fue el Saturno. Después de la gran aventura lunar elcientífico, amargado por la cancelación de muchos progra-mas espaciales, como por ejemplo la conquista humana deMarte, se retiró de la NASA para entrar en la industriaprivada. Sin embargo no sobrevivió mucho tiempo despuésde esta decisión, ya que murió a la edad de 65 años, en1977.

Vostok. Primera astronave soviética con la cual Juri GAGARINy una serie de cosmonautas después de él llevaron a cabo, acomienzos de los años 1960, los primeros vuelos espacialesen órbita terrestre. La Vostok estaba constituida por unaesfera de 2,3 m de diámetro y un peso de 2.400 kg, en elinterior de la cual había lugar para un cosmonauta, y poruna sección cilíndrica aproximadamente del mismo peso,conteniendo los aprovisionamientos y los servicios. En laparte exterior la esfera estaba recubierta por un escudoprotector para resistir a las altas temperaturas producidaspor el frotamiento, y por una superficie reflectora paraevitar el sobrecalentamiento durante los períodos de exposi-ción a los rayos solares. La cabina ofrecía una buena clima-tización como una atmósfera artificial similar a la que

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respiramos en la Tierra a nivel del mar. La sección cilíndri-ca, que actuaba también de acople con la parte superior delmisil destinado a poner en órbita la Vostok 1 contenía losretrocohetes para frenar la carrera de la nave en la fase deretorno, los depósitos de propelente y los de gas necesariospara producir la atmósfera artificial. En la fase de retorno ala Tierra el cosmonauta no permanecía en el interior de lacápsula sino que era expulsado con todo su asiento y des-cendía con paracaídas. La astronave Vostok modificada ensu parte interior, dio paso a la Voskhod, que transportóhasta tres cosmonautas.

Voyager. Nombre de dos sondas automáticas interplanetariasgemelas realizadas por la NASA, que entre finales de losaños 1970 y el transcurso de los años 1980 han revolucio-nado nuestros conocimientos sobre los cuerpos del sistemasolar exterior, enviando millones de datos e imágenes sobrelos planetas y sus satélites del tipo jupiteriano (sobre ladistinción entre planetas terrestres y planetas jupiterianos,→Sistema solar). Derivadas de una evolución de las son-das Mariner y Viking, las naves Voyager están constituidasesencialmente por un prisma de base decagonal, en el quese encuentra toda la electrónica de a bordo y de la cualparten diversas estructuras: el armazón que sostiene la granantena paraboloide de 3,7 m de diámetro; apéndices exten-sibles con sensores e instrumentación diversa; y otras ante-nas de columnas para el estudio de radioastronomía planeta-ria. El peso de toda la nave es de casi 800 kg. En el momen-to de su puesta en órbita, en la sonda está incluido tambiénun módulo de propulsión, que sirve para darle el empujehacia los lejanos planetas y que, después de su uso, esdefinitivamente abandonado en el espacio. Las «Voyager"han tenido la finalidad, hasta ahora, no sólo de transmitir-nos las bellísimas imágenes de Júpiter, de Saturno y de susrespectivos satélites, sino también de indagar sobre la natu-raleza física y química de estos cuerpos. Para estos fines,llevan montadas a bordo dos telecámaras provistas de ochofiltros y una infinidad de sensores que proporcionan datossobre las emisiones de los cuerpos celestes en el infrarrojo,en el ultravioleta, y en la región de las ondas de radio delespectro electromagnético. Otros sensores se ocupan deestudiar la luz solar reflejada por las superficies planetarias,de medir el campo magnético y las partículas cargadaspresentes. Los Voyager, al contrario de las sondas que seaventuran en el sistema solar interior, no están dotadas depaneles solares porque, a gran distancia de nuestro astro,serían necesarias enormes superficies para captar la luzindispensable para convertirla en una satisfactoria cantidadde energía. En cambio, sobre los Voyager se ha montado ungenerador de energía a radioisótopos, que convierte enelectricidad el calor generado por el decaimiento radioactivode una pastilla de óxido de plutonio. Enviadas en septiem-bre y agosto de 1977, las dos Voyager han alcanzado Júpi-ter, respectivamente en marzo y julio de 1979; Saturno ennoviembre de 1980 y agosto de 1981. Mientras el Voyager 1continuará la exploración del espacio interplanetario, per-diéndose en el infinito como ya lo han hecho los Pioneernúmero 10 y 11, el Voyager 2, antes de compartir estedestino, tendrá que realizar una exploración de cerca deUrano en enero de 1986 y de Neptuno en septiembre de1989.

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WWOLF, Rudolf. 1816-1893 Astrónomo suizo quien descubrió,

independientemente de Heinrich SCHWABW, el ciclo de laactividad solar en base a la observación de las manchas ydeterminó con exactitud su duración de once años. En parti-cular WOLF demostró que el ciclo de las manchas solaresestá relacionado con las Auroras polares y con las llamadastempestades magnéticas; de este modo dio comienzo a losestudios de las interacciones entre el Sol y la Tierra.

Woomera. Nombre de un polígono espacial australianofundado en 1947 en base a un acuerdo entre Australia yGran Bretaña, con la intención de efectuar lanzamientos depequeños misiles y de cohetes sonda. Más tarde el polígonofue utilizado en el ámbito del proyecto espacial europeoELDO para el desarrollo de un misil comunitario, perotodas las pruebas tuvieron resultados desastrosos y el pro-yecto fue cancelado. En la actualidad Woomera continúasiendo empleado como base de lanzamiento para satélitescientíficos y tecnológicos de las dos naciones que lo hancreado.

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XX, rayos (astronomía). Es el estudio del Universo observa-

do a través de esas radiaciones particulares del espectroelectromagnético con una longitud de onda extremadamentecorta -entre 0,1 y 300 Ångstrom- conocidas como rayos X.Esta técnica de investigación tuvo sus comienzos en 1962,con el envío de cohetes sonda al espacio con la finalidad decaptar los eventuales rayos X producidos por el impacto dela radiación solar con la superficie de la Luna. Grande fueel asombro de los astrónomos cuando vieron que la radia-ción buscada no aparecía, pero en cambio se había localiza-do una potente fuente de rayos X en la constelación delEscorpión, que luego fue bautizada Scorpius X-1: fue laprimera de todas en su tipo. Las investigaciones continua-ron, a lo largo de todo el decenio de los 60, con otros expe-rimentos confiados a globos y misiles sonda, gracias a loscuales fueron localizadas otras fuentes celestes de rayos X.Sin embargo el verdadero paso adelante en este joven sectorde la investigación astronómica, fue dado gracias al adve-nimiento, a partir de los años 70, de los satélites a rayos Xentre los cuales se hallaban el Uhuru, Ariel, Copérnico yHEAO. Estos y otros pequeños observadores astronómicosorbitales han permitido trazar el mapa del cielo a los rayosX, localizando centenares de astros, probablemente estrellasde neutrones, agujeros negros y otros tipos de objetos muycompactos que son sede de emisiones X. Además, tambiénse ha descubierto una radiación X de fondo, descubierta en1965, que sería el residuo de la explosión, en la cual tuvosu origen el Universo.

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YYerkes (observatorio). Es uno de los observatorios

astronómicos más famosos del mundo, aunque no cuentacon un gran telescopio. Pertenece a la Universidad de Chi-cago y está situado en Williams Bay, Wisconsin (EE.UU.),a una altura de 334 m. Fundado por el gran astrónomoGeorge Hellery Hale con una financiación provista por elhombre de negocios C. T. Yerkes, fue inaugurado en 1897 ydotado de un refractor de 102 cm, que sigue siendo hastaahora el instrumento más grande existente de este tipo entodo el mundo. Sin embargo, en el siglo XX, como es sabido,la posibilidad de construir telescopios reflectores de algunosmetros de diámetro ha superado los instrumentos como elde Yerkes. Hoy, junto al histórico refractor, se ha colocadoun reflector de 104 cm de diámetro.

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ZZodiaco. Es una franja de la esfera celeste, con una amplitud

de aproximadamente 9°, a lo largo de la cual parecen mo-verse el Sol, la Luna y todos los otros planetas exceptoPlutón. Esta sensación se debe a que todos los cuerpos delsistema solar, con la excepción de Plutón, giran en órbitasque resultan casi coplanares.

Zond. Serie de naves automáticas soviéticas con objetivos aveces misteriosos. Las Zond, en efecto, no han tenido unafinalidad específica, como habitualmente sucede con unaserie de satélites, sino que han representado sobre todo unaserie de pruebas para la puesta a punto de futuras misionesespaciales.


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