Glosario
Año-luz
Unidad de distancia que se utiliza en astronomía. Equivale a la distancia que recorre la luz en un año. Su valor se puede hallar multiplicando 300.000 km/s (velocidad de la luz) por 365 días (duración de un año) y por 86.400 (segundos que tiene un día). El resultado es 9.460.800.000.000 kilómetros. La distancia del Sol a la Tierra es de 150 millones de kilómetros, que equivale a 8 minutos-luz y medio, es decir, la luz que recibimos del Sol en este instante salió de él hace 8 minutos y medio. La estrella más cercana a la Tierra (dejando aparte al Sol) es Próxima Centauri, que se encuentra a 4,2 años-luz. Una nave espacial, viajando a la velocidad típica de un avión comercial, unos 900 km/h, tardaría más de 5 millones de años en llegar a esa estrella.
Acreción
Proceso de acumulación de materia en forma de gas, polvo, particulas o cuerpos mayores como planetesimales que conlleva a la formación de un objeto de mayores dimesiones como un planeta o una estrella.
Agujero negro
Región del espacio de cuyo interior no puede escapar ninguna señal, ni luminosa ni material, a causa de la intensísima atracción gravitatoria ejercida por la materia allí contenida. Según la teoría de la relatividad general, cualquier cuerpo cuya masa quede comprimida hasta adoptar un radio suficientemente pequeño (conocido como radio de Schwarzs-child) se convierte en un agujero negro cuyo límite exterior u horizonte de sucesos viene definido por dicho radio. Algunos son el resultado del final catastrófico de una estrella muy masiva.
Cinturón de Kuiper
Es uno de los conjuntos de objetos transneptunianos, constituido por cuerpos cometarios que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y 50 unidades astronómicas. Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo.
Constelación
Cada una de las 88 regiones arbitrarias en las que se divide el firmamento con el fin de clasificar y designar los cuerpos celestes. En tiempos antiguos se entendía por constelación más bien una alineación o figura de estrellas, pero el concepto actual corresponde a parcelas completas de la bóveda celeste con todo su contenido. Las fronteras entre constelaciones son totalmente arbitrarias, carecen de relación alguna con la realidad física y fueron fijadas en la década de 1930 por la Unión Astronómica Internacional. Dentro de una misma constelación se encuentran estrellas y otros objetos astronómicos de muchos tipos que carecen de relación entre ellos.
Estrella
Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas ‘exóticas’) y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2000 oC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50.000 oC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes. El Sol tiene una temperatura en su superficie (el disco que observamos) de 6000 oC y en su núcleo se alcanzan los 15 millones de grados.
Evolución estelar
Es el proceso por el cual las estrellas cambian su apariencia exterior y su estructura interna con el paso del tiempo. Podemos pensar en la evolución estelar de igual forma que en la vida de los seres vivos, que a medida que envejecen sufren cambios en su organismo y su aspecto. El motor de los cambios de una estrella es la nucleosíntesis, la transformación de unos elementos químicos en otros mediante reacciones nucleares. Así, tras nacer, las estrellas pasan la mayor parte de la vida en una fase tranquila, mientras queman hidrógeno en el interior, y lo transforman en helio. Esta es la fase de mayor duración, la secuencia principal, que abarca el noventa por ciento de la vida de la estrella, y durante ella la estrella sufre pocos cambios. Pero apenas se agota el hidrógeno, la estrella acelera su evolución y sufre cambios notables, mientras va creando nuevos elementos químicos en el interior, cada vez más rápidamente. Los cambios de apariencia nos llevarán a clasificar las estrellas en diferentes clases, como por ejemplo enanas, gigantes, supergigantes y otras muchas. Las fases concretas por las que pasa una estrella, su historia detallada, dependen fundamentalmente de su masa. Cuanto mayor es la masa de la estrella, más rápida es su evolución y más corta su vida. Su destino final es también diferente, dependiendo de la masa: las estrellas de mayor masa se convertirán en supernovas y dejarán tras de sí un agujero negro o una estrella de neutrones, mientras que las de menor masa se convertirán en enanas blancas, estrellas pequeñas y calientes, que irán enfriándose eternamente.
Galaxia
Gran aglomeración de estrellas, gas y polvo ligados gravitatoriamente. Las galaxias más pequeñas contienen unos millones de estrellas, mientras que las mayores poseen miles de millones. Hay galaxias de diversos tipos: elípticas, espirales e irregulares. El Sistema Solar pertenece a una galaxia espiral. Esta categoría se caracteriza por poseer un disco aplanado de estrellas, gas y polvo, con brazos espirales en su seno. Las galaxias elípticas tienen estructura esferoidal o elipsoidal y suelen contener sólo estrellas, con poco gas y poco polvo.
Infrarrojo
El infrarrojo o la radiación infrarroja es la radiación electromagnética con longitudes de onda del orden de micras. El polvo interestelar se encuentra a temperaturas entre 15 y 1300 Kelvin y radia en el infrarrojo. Nosotros también somos emisores infrarrojos.
Ionización
Estado de la materia en el que los átomos han dejado de ser neutros porque han perdido uno o varios electrones. La mayor parte de los átomos del Universo están ionizados. Cuando los electrones se reincorporan a los átomos emiten luz que puede ser observada.
Kelvin
Es la unidad de temperatura en el sistema internacional de unidades. Su símbolo es K. En la vida cotidiana medimos las temperaturas en grados Centígrados o Celsius. La diferencia entre la escala en Kelvin y la Centígrada estriba en que los Kelvin tienen el cero en la temperatura mínima accesible (el cero absoluto), mientras que la escala centígrada pone el cero en el punto de congelación del agua. La temperatura en grados centígrados se obtiene restando 273,15 a los Kelvin. No se dice grado Kelvin sino simplemente Kelvin y es la unidad de temperatura utilizada en los trabajos científicos. Grados Centígrados = Kelvin - 273,15.
Magnitud
Sistema empleado en astronomía para la medida del brillo de los objetos celestes. Las estrellas más brillantes del cielo se clasifican como de primera magnitud, mientras que las más débiles perceptibles a simple vista pertenecen a la sexta magnitud. Entre ambas categorías se encuentran las magnitudes segunda, tercera, cuarta y quinta. Obsérvese que cuanto más brillo aparente muestra un objeto, menor resulta su magnitud. La escala se extiende hacia abajo (magnitud cero y magnitudes negativas) para astros muy brillantes, y más allá de sexta magnitud para objetos débiles que sólo se perciben con telescopios. En la actualidad los métodos de medida permiten evaluar las magnitudes con decimales. El Sol tiene magnitud -26; la Luna llena -12; los objetos más débiles detectados hasta ahora tienen magnitud 30, aproximadamente. La escala puede adaptarse para evaluar no brillos aparentes, sino luminosidades intrínsecas, y entonces resultan las denominadas “magnitudes absolutas”.
Materia interestelar
Es la materia que se encuentra en el medio interestelar. En las galaxias elípticas el medio interestelar es relativamente pobre en gas y polvo, en las espirales la materia interestelar en cambio es abundante y se concentra sobre todo en el disco de la galaxia y en los brazos espirales. Debido a la materia interestelar las estrellas se ven más débiles y enrojecidas, procesos que llamamos extinción interestelar y enrojecimiento interestelar. Existen zonas en las que la materia interestelar se hace evidente, son las nebulosas en las que la densidad de la materia interestelar es tal que absorben y esparcen la luz de las estrellas de manera muy eficiente impidiendo su paso (nebulosas oscuras), o bien reflejan la luz de las estrellas cercanas (nebulosas de reflexión).
Medio interestelar
Es el espacio que hay entre las estrellas dentro de un galaxia. Aunque parece vacío hay gas (99%) y polvo (1%) distribuidos de un modo muy irregular. Se estima que en galaxias como la Via Láctea un 10-15% de su masa reside en el medio interestelar. A partir de esta materia interestelar se forman las estrellas que, según su masa, la van devolviendo al medio interestelar suavemente en forma de vientos estelares o en forma de explosiones de supernova al final de su vida. Estas explosiones calientan el medio interestelar hasta temperaturas de un millón de kelvin y se forman burbujas de gas caliente e ionizado de muy baja densidad (fase caliente) que se van enfriando en contacto con el medio interestelar general neutro y más denso (fase fría), de unas decenas de kelvin. Se forman además unas zonas de transición de gas templado y de densidad intermedia (fase templada). El gas está compuesto mayoritariamente por hidrógeno y algo de helio y el polvo por partículas de hidrógeno, carbono y silicatos. La densidad del medio interestelar oscila entre una milésima y un millón de átomos de hidrógeno por cm3 (la masa de un átomo de H es de 1,67x10-24 gramos) , que es pequeñísima comparada con las densidades terrestres, como por ejemplo la del agua que es de 1000 g/cm3 o la del oro que es de 19300 g/cm3
Nebulosa
Cuerpo celeste de aspecto difuso. Los principales compuestos químicos de las nebulosas son el hidrogeno y el helio. Ejemplos de nebulosas son: las nebulosas planetarias, las remanentes de supernova, las regiones H II y las nubes moleculares.
Nebulosa planetaria
Tipo de objeto galáctico (que nada tiene que ver con los planetas) descubierto a finales del siglo XVIII por el astrónomo inglés William Hershel y que recibió esta denominación por su apariencia externa. Las nebulosas planetarias constituyen fuentes de radioemisión, siendo ésta de origen térmico, y son también fuentes intensas de emisión en la región del infrarrojo lejano. Por su composición química, las nebulosas planetarias se asemejan a las nebulosas difusas. Se cree que las nebulosas planetarias surgieron de su estrella central como resultado del desprendimiento de la envoltura de la estrella en una etapa tardía de su evolución (gigante roja con atmósfera extendida) y es posible que la estrella central sea una enana blanca.
Neutrino
Partícula elemental muy ligera sin carga eléctrica que casi no interactúa con la materia. Viaja a velocidades cercanas a las de la luz.
Núcleos activos de galaxias
Objetos que emiten cantidades excepcionales de radiación. Los cuasares, las galaxias Seyfert y las radiogalaxias poseen núcleos activos. Algunos astrónomos consideran que su fuente principal de energía es de origen gravitacional producida por materia que está siendo capturada por un agujero negro en su centro.
Nucleosíntesis
Proceso por el que las reacciones nucleares transforman unos elementos químicos en otros. El elemento más sencillo es el hidrógeno, cuyo núcleo atómico consta de un solo protón. El número de protones determina la naturaleza del elemento químico. Así, el siguiente elemento es el helio, con un núcleo de dos protones y dos neutrones. El helio puede formarse mediante reacciones de los núcleos de hidrógeno con otras partículas (por ejemplo, otros núcleos de hidrógeno). Después, las reacciones entre los núcleos de helio pueden formar carbono, y de ahí oxígeno, neón, y otros elementos pesados como nitrógeno, hierro, oro... De este modo, los núcleos de todos los elementos químicos que conocemos se han creado en el interior de las estrellas a partir de la “fusión” de núcleos más simples, comenzando con la “fusión” del hidrógeno. La nucleosíntesis es el origen de la energía de las estrellas, ya que la formación de los elementos más ligeros que el hierro libera energía. La masa de los productos de la fusión es menor que la masa de los núcleos fusionados y la diferencia se transforma en energía (E=mc2) y constituye la fuente de la radiación que recibimos de las estrellas.
Nube de Oort
Es una hipotética nube esférica de cometas y asteroides que se encuentra en los límites del Sistema Solar, a una distancia de unas 20.000 u.a. (un décimo de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana). Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el cinturón de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas centenas de veces más cerca del Sol que la nube de Oort.
Órbita
Trayectoria que describe un cuerpo alrededor de otro, bajo el influjo de la fuerza gravitatoria. Las órbitas pueden ser circulares, elípticas, parabólicas e hiperbólicas. En el caso de los sistemas planetarios, como el Sistema Solar, los planetas giran en órbitas elípticas alrededor de la estrella central, que en nuestro caso es el Sol. El primero en percatarse de la naturaleza de las órbitas que describían los planetas alrededor del Sol fue Johannes Kepler, que describió las leyes del movimiento planetario en sus famosas “leyes de Kepler”. Por otro lado, algunos planetas tienen, a su vez, satélites orbitando a su alrededor. Otros cuerpos como los cometas, describen órbitas muy excéntricas en torno al Sol, mostrando períodos muy largos. En el Sistema Solar las órbitas elípticas de los planetas son casi circulares, mientras que en el caso de casi todos los exoplanetas descubiertos hasta ahora las órbitas son elípticas pero muy alargadas.
Planeta
La Unión Astronómica Internacional, en su asamblea plenaria celebrada en Praga en agosto del año 2006, estableció una definición del término planeta, al menos en lo referente al Sistema Solar. Según la misma, Plutón deja de ser un planeta, para pasar a ser el prototipo de un nuevo tipo de objetos, los planetas enanos. Sustantivo y nombre van juntos. Dentro de la categoría de planeta enano se encuentran Plutón, Ceres y Eris. Por tanto, el Sistema Solar se queda con ocho planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Según la definición, un planeta es un cuerpo celeste que: (a) orbita alrededor del Sol, (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático, (c) es el objeto claramente dominante en su vecindad, habiendo limpiado su órbita de cuerpos similares a él.
Planeta enano
Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple las siguientes condiciones: (a) orbita alrededor del Sol, (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático, (c) no ha limpiado su órbita de otros objetos, (d) no es un satélite de un planeta. Así, Plutón (descubierto en el año 1930), Ceres (el primer asteoroide, hallado en el año 1801) y Eris (identificado recientemente) pasan a ser planetas enanos. En particular, Plutón pierde su estatus como planeta debido a que no cumple una de las características que sí presentan los ocho planetas del Sistema Solar: no es el objeto dominante en su región del espacio, o dicho de otro modo, no ha logrado barrer su órbita, sino que comparte la zona con multitud de otros objetos del mismo tipo, los cuerpos que conforman el cinturón de objetos transneptunianos.
Relatividad General
Teoría de la gravedad, propuesta por Albert Einstein en 1916, según la cual los fenómenos gravitatorios son consecuencia de la distorsión geométrica del espacio-tiempo. Unifica la ley de gravitación universal de Newton con la relatividad especial proponiendo una influencia mutua entre la materia y el espacio que la rodea: la presencia de materia curva el espacio y éste determina el camino natural (la órbita) que debe seguir aquélla. Hasta ahora ha superado numerosas pruebas tanto en nuestro Sistema Solar (curvatura de rayos de luz, desplazamiento al rojo gravitatorio) como en ambientes de gravedad más intensa, como las estrellas de neutrones o galaxias (lente gravitatoria).
Secuencia principal
Ejnar Hertzsprung y Henry N. Russell estudiaron las luminosidades y temperaturas de numerosas estrellas. Cuando se representan en un diagrama las luminosidades y las temperaturas de las estrellas, resulta el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR). Sobre este diagrama es posible diferenciar estrellas en diferentes estadios evolutivos. Se denomina secuencia principal a la región del diagrama HR en la que las estrellas pasan la mayor parte de su vida (que técnicamente corresponde a un estadio en el que la estrella consume hidrógeno). Dado que las estrellas más masivas evolucionan más rápido, su paso por esta región del diagrama es más breve (unos pocos millones de años). Por el contrario, las estrellas más ligeras permanecen más tiempo en la secuencia principal (varios miles de millones de años). El Sol lleva alrededor de 4500 millones de años en la secuencia principal y aún pasará en ella otro tanto, antes de convertirse en una estrella gigante roja.
Sistema planetario
Es el conjunto formado por una estrella (o un sistema estelar binario) y todos los planetas y cuerpos menores que orbitan a su alrededor. Además de nuestro propio sistema planetario, llamado Sistema Solar, recientemente se han descubierto más de 300 planetas alrededor de otras estrellas (exoplanetas), gracias a varias técnicas de observación entre las que destacan la espectroscopia de alta resolución y la fotometría de alta precisión. Algunos de ellos se encuentran en verdaderos sistemas planetarios, que contienen una estrella central y dos o más planetas. Con anterioridad a la identificación del primer exoplaneta por métodos espectroscópicos en 1995, se habían descubierto discos circunestelares alrededor de estrellas, tanto de acrecimiento (restos de la formación de la propia estrella) como aquéllos formados por el material usado para generar los planetas (denominados discos de debris). Lo que es más sorprendente es que incluso se han detectado sistemas planetarios que también incluyen discos circunestelares y que por tanto se encontrarían en una etapa evolutiva temprana, en la cual los exoplanetas todavía estarían en proceso de formación o habrían terminado recientemente de formarse.
Sistema Solar
Conjunto que forman el Sol y los cuerpos que orbitan a su alrededor. Los cuerpos que giran alrededor del Sol son los planetas y sus satélites, los planetas enanos, los asteroides y los cometas y otros cuerpos menores. La mayoría de objetos del Sistema Solar se encuentran en un plano conocido como plano de la eclíptica. El Sistema Solar se extiende hasta un año luz de su centro, el Sol. Si bien son miles de millones los cuerpos que componen el Sistema Solar, más del 99% de la masa del mismo está concentrada en el Sol. Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol.
Sol
Es una de los 200.000 millones de estrellas de la Vía Láctea, situada a unos 27.000 años-luz de su centro. Se originó hace 4.650 millones de años a partir de la nube de materia interestelar de la que nació todo el Sistema Solar. Se encuentra en la mitad de su vida estable; dentro de un tiempo similar se convertirá en gigante roja y, posteriormente, en nebulosa planetaria, con una enana blanca en su interior. La Tierra orbita a su alrededor a una distancia de 150 millones de km. Es la única estrella cuya superficie podemos estudiar en detalle, por estar a esta “pequeña” distancia . Es una estrella ordinaria por su tamaño, masa, temperatura... y su potencia luminosa se ha mantenido prácticamente constante durante los últimos 3.500 millones de años, posibilitando la aparición de vida en la Tierra. Genera energía mediante reacciones de fusión nuclear que transforman hidrógeno en helio en su núcleo, a 15 millones de grados. El Sol es una estrella activa (magnética) y el número e intensidad de los fenómenos magnéticos (como las manchas solares, intensas concentraciones magnéticas observadas en su superficie visible o fotosfera) varía cada 11 años aproximadamente, con el llamado ciclo solar. El Sol influye notablemente en la Tierra y es, realmente, la estrella de nuestra vida.
Supernova
Una supernova es la explosión de una estrella que ha llegado a una etapa final de su vida. Pero no toda estrella terminará como supernova. Esto solo ocurre en estrellas con mucha masa cuando ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) por efecto de la presión gravitatoria generada por su propia masa. Este colapso genera una fuerte emisión de energía que da lugar al fenómeno supernova. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo el material que la formaba. La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella, enviando al espacio que la rodea grandes cantidades de elementos químicos pesados. Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.
Unidad Astronómica
Unidad de distancia aproximadamente igual a la distancia media entre el Sol y la Tierra. Unos 149597870 km.
Universo
El universo se define como todo lo que existe físicamente: la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía, y las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término “universo” puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza. Observaciones astronómicas de los últimos años indican que el universo tiene una edad aproximada de 13.730 millones de años. Se cree que el origen del universo fue una gran explosión (en inglés “Big Bang”). En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaban concentradas en un estado de densidad infinita. Después de la gran explosión, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y continúa haciéndolo.
Vía Láctea
Desde la antigüedad se denomina Vía Láctea a una ancha zona de luz difusa que atraviesa la esfera celeste pasando por varias constelaciones y que se observa mejor durante las noches de verano y de invierno. Actualmente se sabe que dicha banda difusa está compuesta, en realidad, por miles de millones de estrellas indiscernibles por el ojo humano sin la ayuda de un telescopio o unos prismáticos. La Vía Láctea se corresponde con lo que se ha dado en denominar disco galáctico (la región de nuestra Galaxia en la que se encuentran la mayoría de sus estrellas). Por ello con frecuencia se usa el nombre de Vía Láctea para referirse a nuestra Galaxia en su conjunto, distinguiéndola de las demás galaxias.
