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Glosario de astronomía y astrofísica 

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Término

Descripción

Aberración

Cambio de posición geométrica de un cuerpo celeste cuando su luz atraviesa la atmósfera o algún instrumento óptico. Se utiliza para registrar las variaciones de posición del cuerpo en estudio, al cambiar el sitio de observación.

Aberración cromática

Esta aberración se produce, porque las imágenes formadas por las componentes luminosas de diferentes colores no llegan al mismo foco y en un plano y son de tamaño desigual.

Aberración de coma

Una de las 6 aberraciones de las que puede sufrir una superficie óptica, la cual consiste en que los rayos marginales (aún de luz monocromática) se intersectan en un foco más cercano al lente o espejo que los rayos centrales.

Aberración de la luz

Es el fenómeno por el cual la posición de las estrellas aparecen desplazadas con respecto a su posición real, debido a la rotación de la Tierra, a su revolución orbital alrededor del Sol y al movimiento del Sistema Solar a través del espacio.
La velocidad del observador es bastante reducida en comparación con la velocidad de la luz (0.2%), sin embargo es suficiente para producir un aparente desplazamiento de los rayos de luz, que proceden de las estrellas.
Esta diferencia alcanza un valor de 20.47 segundos de arco, denominándose constante de aberración.

Aberración diurna

Aparente desplazamiento angular de los cuerpos celestes, producido por el movimiento de rotación de la Tierra.

Aberración en lentes y espejos

Defecto que consiste en que los rayos luminosos no se reúnen donde debieran, de acuerdo con la teoría elemental.

Aberración óptica

Término genérico se abarca una serie de defectos que afectan a los instrumentos ópticos con lentes y con espejos.

Abertura

Diámetro del objetivo de un telescopio.
Diámetro aprovechable de un sistema óptico.
Ver Apertura.

Abside

Nombre que recibe cada uno de los dos extremos del eje mayor de la órbita elíptica descrita por un cuerpo celeste.

Absorción
Absorption

La absorción es el proceso mediante el cual la radiación deja de atravesar algún medio (pérdida de energía de una onda de radio); la energía que pierde la radiación es absorbida por el medio. Ocurre mayoritariamente en la región D de la ionósfera.
Los astrónomos se refieren a la absorción del medio interestelar cuando el gas o el polvo absorben luz de objetos luminosos.

Absorción atmosférica

Es la disminución de la intensidad luminosa de una fuente celeste, causada por los gases que componen la atmósfera. Crece rápidamente en las capas más bajas de la atmósfera, cuya densidad es mucho más elevada que la de los estratos superiores.
La absorción que experimenta la luz de un astro observado cerca del horizonte, por tanto, es mayor que la de un astro que se encuentra en el cenit, debido a que los rayos luminosos del primero, deben atravesar una masa de aire más grande.
Los diversos colores que componen la luz blanca en condiciones de cielo sereno experimentan una absorción variable según su longitud de onda: los rayos violetas son absorbidos más que los rojos y esto por un lado provoca "el enrojecimiento" de los astros (sobre todo en la proximidad del horizonte), y por otro, la coloración azul o violeta del cielo que se puede observar en un día claro y despejado. En cambio, cuando la atmósfera está cargada de partículas de vapor de agua o de otra naturaleza, no se tiene una absorción selectiva y el cielo aparece blanquecino.

Absorción divergente
Deviative absorption

Absorción de una onda de radio cerca del punto de reflexión.

Absorción en el casquete polar
Polar cap absorption

Fenómeno por el que se producen caídas en los circuitos transpolares de comunicación ionosférica, que suelen durar varios días. Normalmente van precedidas de grandes erupciones en el hemisferio visible del Sol. El intervalo de tiempo entre la erupción solar y la absorción varía entre pocos minutos y varias horas.

Absorción en la capa polar
Polar cap absorption

Condición anómala de la ionósfera polar por la cual las radioondas HF y VHF (3 - 300 MHz) son absorbidas, y las radioondas LF y VLF (3 - 300 KHz) son reflejadas a altitudes más bajas que lo normal. En la práctica, la absorción se infiere del flujo de protones a energías más grandes que 10 MeV, por lo que la absorción en la capa polar y los eventos de protones son simultáneos. No obstante, las trayectorias de radio transpolar pueden ser perturbadas por días o semanas, luego del final de un evento de protones.

Absorción interestelar

Se refiere esto al material entre las estrellas en forma de diminutas partículas de materia. Su presencia se revela por el modo en que absorben y dispersan la región azul de la luz visible y al radiación ultravioleta. Esto es lo que hace que a veces, las estrellas se vean como rojas, cuando en realidad no lo son, pues esta materia, absorbe parte de la luz que emiten las mismas, llegando a nosotros un dato aparente, que es erróneo de su espectro.

Absorción no derivativa
non derivative absorption

Absorción de una onda de radio a medida que transita su camino. Este tipo de absorción ocurre principalmente en la región D de la ionósfera y es más significativa que la absorción divergente.

Absorción por desviación
Deviative Absorption

Absorción de una onda radio cerca del punto de reflexión.

Abundancia

Cantidades relativas de elementos químicos.
Por ejemplo, el hidrógeno constituye cerca del 75% de la masa del universo, de modo que su «abundancia cósmica» es de un 75%.

Acceso del Sol

Movimiento aparente con que se aproxima el Sol al Ecuador.

Aceleración

La aceleración es un cambio de velocidad. Los cambios de velocidad pueden ser tanto en intensidad como en dirección. Un movimiento acelerado donde cambia la dirección es la translación de un cuerpo alrededor de otro. Un movimiento donde cambia la intensidad de la velocidad es la caída libre.

Aceleración constante

Descripción para la caída de un cuerpo en movimiento.

Aceleración de betatrón

Ganancia de energía en la dirección transversal al campo magnético, que resulta del tranporte de partículas cargadas dentro de campos magnéticos más fuertes sin la violación de la primera invariante adiabática.

Aceleración de Fermi
Fermi acceleration

Ganacia de energía en la dirección paralela al campo magnético, que resulta de una contracción de la línea del campo (esto es, de un acortamiento del camino de rebote de la partícula) sin violar la segunda invariante adiabática.
Enrico Fermi sostuvo, en el año 1949, que los rayos cósmicos tenían un origen galáctico, asimilando a la Vía Láctea a un enorme acelerador de partículas. Para sostener ello, introdujo una hipótesis de aceleración de partículas, por medio del cual las partículas cargadas rebotan fuera de los campos magnéticos móviles interestelares y/o ganan o pierden energía, dependiendo de la ubicación en que se encuentre el «espejo magnético» que las acerca o las aleja. Ni la observación ni la teoría abandonan la hipótesis de Fermi. La intensidad del campo magnético galáctico no basta para impedir que los rayos primarios, dotados de muy alta energía, escapen de las galaxias.

Aceleración de la gravedad

La fuerza de atracción gravitacional hace que un objeto en caída libre sobre un cuerpo celeste se mueva, prescindiendo de eventuales resistencias atmosféricas, de modo acelerado, o sea, con un aumento constante de su velocidad por unidad de tiempo, y que se dirija hacia el centro del cuerpo celeste.
En la superficie de la Tierra el valor de esta aceleración, que se indica con la letra g, sería igual en cualquier punto si nuestro globo fuese perfectamente esférico y si la fuerza centrífuga debida a la rotación terrestre, que tiene como efecto una disminución de la fuerza de atracción gravitacional, tuviera en cualquier parte el mismo valor. Al no verificarse estas dos condiciones, g varía ligeramente de un lugar a otro.
En el ecuador, la aceleración de la gravedad es de 9,7799 metros por segundo cada segundo, mientras que en los polos es superior a 9,83 metros por segundo cada segundo. El valor que suele aceptarse internacionalmente para la aceleración de la gravedad a la hora de hacer cálculos es de 9,80665 metros por segundo cada segundo.

Aceleración de las estrellas fijas

Intervalo cambiante que adelanta a diario el paso de una estrella al del Sol por un mismo meridiano. Es de 3 m y 56 s respecto al Sol Medio.

Aceleración de partículas

Dispositivo, a menudo de varios kilómetros de longitud, utilizado para acelerar las partículas subatómicas a altas velocidades y dispararlas contra otras partículas o contra blancos. Los resultados de las colisiones sugieren las propiedades de las partículas.

Achatada

Forma no esférica producida por la rotación de una elipse alrededor de su eje mas estrecho; el diámetro ecuatorial de un cuerpo achatado (como Júpiter) es mayor que su diámetro polar.

Achernar

Estrella de primera magnitud del hemisferio austral, en la constelación Erídano.

Acimut o azimut

Es el ángulo que se mide recorriendo el horizonte en el sentido de las manecillas del reloj, a partir de un punto escogido como referencia. Puede ser el punto cardinal del norte.

Acimut magnético

Ángulo formado por una dirección y el norte magnético.

Acondritos

Meteorito rocoso sin cóndrulos.

Acontecimiento de recombinación

A temperaturas por debajo los 3.000°K, los electrones se unen a los núcleos y forman verdaderos átomos (éste es el fenómeno de la «recombinación»).

Acoplamiento
Attachment

Colisión de un electrón con una molécula o con un átomo neutro que produce la formación de un ion negativo. Más tarde las cargas negativas desaparecen debido a la recombinación entre iones positivos y negativos. El acoplamiento depende de la densidad de átomos de oxígeno, a mayor densidad, mayor velocidad en la desaparición de la ionización.

Acortamiento

Diferencia entre la distancia verdadera de un cuerpo celeste al Sol o la Tierra, y la misma distancia proyectada sobre el plano eclíptico.

Acrecimiento

Proceso que permite a una estrella, gracias a su propio campo gravitatorio acumular materia procedente del exterior.

Acreción

Acumulación de polvo y gas en cuerpos más grandes.
La acreción es la agregación de materia a un cuerpo. Por ejemplo, la acreción de masa por una estrella es la adición de masa a la estrella a partir de materia interestelar o de una compañera. Los planetas se formaron a partir acreción de planetesimales que su vez se formaron por acreción de hielos.
Se pueden definir dos tipos de acreción consideradas importantes.
La primera, se refiere al proceso en el cual, partículas muy pequeñas se unen formando objetos de mayor tamaño. Refiriéndonos específicamente a nuestro sistema solar, se considera que este se formó a partir de una nube de polvo y gas que se formó después de un colapso bajo su propia atracción gravitatoria. Podemos pensar en un disco o anillo como los de Saturno, los objetos que hoy conocemos como planetas, se formaron a partir de lo que llamamos acreción, tomando para formarse, este material, muy fino y uniéndolo hasta formar objetos de mayor tamaño como los que hoy conocemos, llamémosles planetas, planetoides, asteroides, etc.
Existe otro tipo de acreción, esta ocurre cuando un objeto masivo acumula material por la atracción de su campo gravitatorio, por ejemplo, estrellas de neutrones o agujeros negros.

Acreción binaria

Proceso por el que una estrella en un sistema binario extrae materia de su compañera mediante la atracción gravitatoria.

Acrónico

Se llama al astro que sale o se pone al ocultarse el Sol, y al orto u ocaso de dicho astro.

Actividad geomagnética
geomagnetic activity

Variaciones naturales del campo geomagnético. Están determinadas por el índice A como sigue:

Valor índice A Nivel de actividad
Indice A<8 Tranquilo o quieto
8<=Indice A<=15 Inestable o perturbado
16<=Indice A<=24 Activo
25<=Indice A<=35 Tormenta menor
36<=Indice A Tormenta mayor

Actividad protonica
proton activity

Niveles de actividad solar con al menos un evento de alta energía (flare clase X).

Actividad solar
Solar Activity

Conjunto de fenómenos de intensidad variable (manchas, protuberancias, etc.) sobre la superficie del Sol, que caracterizan su comportamiento.
Cualquier cambio en la apariencia o comportamiento del sol. La actividad solar se describe como: muy lenta, lenta, moderada, alta o muy alta.

Activo
Active

Cuando se refiere al Sol, este término significa "cambiante". La actividad solar es la apariencia cambiante del Sol.
Nivel geomagnético tal que 15 <= Ap < 30

Adara

Estrella notable de la constelación del Can Mayor.

Afelio

Punto de la órbita de un planeta donde está más alejado del Sol.
Normalmente las órbitas de los cuerpos celestes tienen forma de elipse; el afelio es el punto más alejado de la órbita de un planeta alrededor del Sol. Se representa con la Q y si "a" es la distancia media y "e" es la excentricidad, entonces:

Q = a (1 + e)
La segunda de las Leyes de Kepler, establece que la velocidad de traslación del planeta es mínima en el afelio y por contra, es máxima en el perihelio (punto más cercano al Sol).
Aproximadamente sobre el 4 de julio, la Tierra dista del Sol unos 152.6 millones de kilómetros (distancia del afelio); también aproximadamnte el día 4, pero de enero, el punto más cercano de la Tierra con el Sol (perihelio), se encuentra a 147.5 millones de kilómetros.
Por extensión, también se llama afelio al punto de cualquier cuerpo con órbita elíptica que se encuentre más alejada del cuerpo mayor alrededor del cual gira.

AFRED

Acrónimo del índice A determinado en el Observatorio Magnético de Fredericksburg.

Agitación
surge

Eyección de material que surge de las regiones activas y alcanza alturas coronales para luego descender o retornar a la cromósfera a través de la trayectoria de ascenso.

Aglomeración

En cosmología, un grupo de galaxias más unidas de lo que se esperaría si las galaxias estuviesen esparcidas aleatoriamente en el espacio. Una aglomeración típica tiene un tamaño aproximado de 15 millones de años luz.
También pueden agruparse para formar un "superconglomerado" de galaxias, cuyo tamaño suele ser de unos 150 millones de años luz.

Aglomeración Coma

La aglomeración masiva de galaxias más cercana a la nuestra, que se conoce como el grupo local.
La aglomeración Coma, a una distancia aproximada de nosotros de 300 millones de años luz, contiene cerca de mil galaxias en una región de un diámetro cercano a los 10 millones de años luz.

Aglomeración globular

Acumulación esférica de estrellas dentro de una galaxia, que giran en órbita entre sí debido a su gravedad mutua. Una aglomeración globular típica consta de cerca de un millón de estrellas; por lo tanto, las aglomeraciones globulares son mucho más pequeñas que las galaxias.
En nuestra galaxia, la Vía láctea, existen aproximadamente cien aglomeraciones globulares.

Aglomerarse

En cosmología, la tendencia observada de galaxias a arracimarse, a agruparse entre sí en vez de distribuirse de manera uniforme e independiente unas de otras.

Aglutinar

En astronomía la palabra aglutinar se refiere a la unión de varios cuerpos pequeños para formar cuerpos mayores. Por ejemplo, la Tierra se formó por aglutinación o aglomeración de planetesimales, estos a su vez por aglutinación de rocas de hielos y piedras y éstas por aglutinación de polvo.

Águila

Constelación boreal situada en la Vía Láctea, al occidente de Pegaso y al sur del Cisne.

Agujero coronal
Coronal Hole

Extensa región de la atmósfera del Sol, generalmente situada cerca de los polos solares, que emite pocas radiaciones X y ultravioleta, y en la que tanto la densidad como la temperatura se pueden interpretar como una ausencia parcial de corona.
Los agujeros coronales son las fuentes de las ráfagas de viento solar de gran velocidad.

Agujero de gusano

Distorsión hipotética del espaciotiempo que une agujeros negros enormemente separados.

Agujero negro

Una región del espacio donde la masa está comprimida con una densidad tal que nada puede escapar. Según la teoría, se correspondería con el estado evolutivo de una estrella que ha colapsado bajo su propia gravedad, es entonces que su densidad se hace extraordinaria y ni la luz puede escapar de él. Objeto cuya gravedad es tan grande que la velocidad de escape es superior a la velocidad de la luz. La luz que trata de escapar de un agujero negro vuelve a caer sobre su superficie tal como lo hace una piedra lanzada al aire. Por ello, un agujero negro es invisible desde su exterior.
Estrella que en el fin de su existencia, se colapsa por efecto de su propio peso. Debe su nombre al hecho de generar una fuerza gravitatoria tan intensa que ni siquiera la luz logra escapar, por lo que la estrella parece negra.
Ver Hoyo negro.

Agujero negro supermasivo

Objeto hipotético en el centro de algunas galaxias, con una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas.

Alba

Primera luz del día antes de salir el Sol.

Albedo

Factor que indica la reflectividad de un cuerpo celeste; es la relación entre la radiación reflejada y la incidente, habitualmente expresada en porcentaje. A una superficie perfectamente reflectante se le asigna un albedo igual a 1, mientras que a una superficie que absorbe la totalidad de la luz que incide sobre ella se le asigna un albedo de 0. Por ejemplo, el albedo de la Tierra es 0.37, es decir que refleja al espacio el 37% de la luz que recibe del Sol.

Albedo característico

Marca oscura o brillante sobre la superficie de un objeto que podría no ser una característica geológica o topográfica.

Alción

Estrella principal y más brillante de las Pléyades.

Aldebarán

Estrella principal de la constelación de Tauro.

Algol

Estrella de la constelación de Perseo, muy notable.

Alineamiento

Característica topográfica lineal que podría representar una estructura de la corteza.

Almagesto

Tratado de astronomía de Claudio Ptolomeo, que constituye el resumen de todos los conocimientos matemáticos de la Antigüedad. Contiene un tratado completo de trigonometría plana y esférica, un catálogo de 1.022 estrellas, cálculos sobre las distancias del Sol y de la Luna, un método para calcular eclipses, y descripciones de los instrumentos de astronomía utilizados en su época.

Almicantarada

Cada uno de los círculos imaginarios de la esfera celeste, paralelos al horizonte.
Ver Almicantarat.

Almicantarat

Cada uno de los círculos imaginarios de la esfera celeste, paralelos al horizonte.
Ver Almicantarada.

Alpha Centauri

La estrella brillante más cercana a nuestro sistema solar. Esta en la Constelación austral del Centauro, muy cerca de la Cruz del Sur.

Altair

Estrella de primera magnitud, de la constelación del Águila.

Altazimutal

Término utilizado para describir un instrumento que utiliza altitud y acimut para ejecutar sus movimientos.

Altitud

Es el ángulo sobre el horizonte del observador hasta el cenit que se encuentra en un punto a 90° sobre su cabeza.

Altura

Es la elevación del objeto en el cielo, medida a partir del horizonte hacia el cenit. Su valor mínimo es 0º sobre el horizonte y su valor máximo es 90º en el cenit.

Altura solar meridiana

Es la que hay entre el horizonte del observador y el Sol cuando este se halla exactamente en el Sur, y ocurre el mediodía verdadero.

Altura virtual
virtual height

La altura aparente de una capa ionosférica, deducida por el tiempo de retraso de un pulso de radio reflejado sobre el supuesto de que viaja a la velocidad de la luz en su recorrido completo.

Alpha Centauri

La estrella brillante más cercana a nuestro sistema solar. Esta en la Constelación austral del centauro, muy cerca de la Cruz del Sur.

Amor

Clase de asteroides que se aproximan a la Tierra, cuyas órbitas no cruzan la de la Tierra.

Analema

Curva en la que se expresa la ecuación del tiempo y la posición del sol entre los trópicos a lo largo del año.

Andrómeda

Constelación septentrional situada al sur de Casiopea. Incluye tres estrellas de segunda magnitud y una nebulosa elipsoidal de igual nombre.

Angrito

Meteorito pétreo, calizo, compuesto de augita titanífera color púrpura, con algo de olivino.

Angstrom

Unidad de longitud = 1 x 10-8cm ó 0,00000001 cm. La usan los astrónomos para medir la longitud de onda de la luz visible.

Ángulo

Porción y medida del grado de rotación de una línea que parte del punto de observación hacia un cuerpo celeste respecto de otra que sirve de orientación.

Ángulo acimutal

El que forma el meridiano del lugar de observación con la línea que se tiende hacia un cuerpo celeste.

Ángulo cénit
Zenith Angle

El cénit solar es 0 ángulo entre el punto situado en la cabeza de un observador y un objeto, como el sol. El ángulo es 0 si el sol está directamente sobre la cabeza y es de 90 grados cuando el sol está en el horizonte.

Ángulo cenital
zenith angle

El que forma una línea tendida hacia un punto de la superficie de la Tierra o hacia un cuerpo celeste al intersectarse con la vertical del observador.

Ángulo cenital solar

Ángulo medido sobre la superficie de la Tierra entre el Sol y el cenit.

Ángulo de elevación
Elevation angle

Ángulo entre la horizontal y la dirección de interés.

Angulo de fase

Para objetos del Sistema Solar, ángulo entre la Tierra y el Sol visto desde el objeto.

Ángulo de posición

Angulo, centrado en la componente más brillante de una estrella doble, que un observador sigue en sentido contrario al de las agujas del reloj desde el norte hasta la componente mas débil.

Ángulo de retorno
pitch angle

Ángulo entre el vector velocidad de una partícula cargada y el vector campo magnético del medio.

Ángulo horario

Distancia angular entre el meridiano del lugar y el círculo horario que pasa por el objeto celeste. Se mide en el plano del ecuador celeste.

Ángulo normal de la onda
wave normal angle

Ángulo phi entre el vector de propagación de onda k y el vector campo magnético B del medio.

Anillo

Cada uno de los conjuntos circulares de partículas de diversos materiales que se mueven en órbita alrededor de un planeta.

Anillo astronómico

Es un reloj de sol portátil compuesto por un anillo en cuyo interior se trazan las señales horarias.

Anillo de corriente

Una corriente eléctrica muy dispersa circulando alrededor de la Tierra, llevada por iones y electrones atrapados.

Anillo de crepe

Anillo interno de Saturno, denominado también anillo C, que se extiende hacia dentro desde el anillo más brillante (el anillo B).

Anillo de diamantes

Paso de la luz del Sol a través de un valle en el limbo de la Luna durante un eclipse total de Sol. La última perla de Baily visible al principio y al final de la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Anillos

Algunos planetas presentan anillos. Júpiter tiene un anillo de polvo fino; Saturno tiene más de 1000, algunos son de rocas otros de hielos, y otros de polvo; Urano tiene 15 y Neptuno 9, son de rocas y hielos. En otras palabras los anillos no son sólidos. Algunas estrellas también tienen anillos de rocas y polvo que las circundan. El Sol tiene cinco de estos anillos.

Aniquilación

Desaparición de una partícula y su antipartícula correspondiente como resultado de su colisión. La colisión convierte las masas de la partícula y la antipartícula en energía.

Anisotropía

Condición en que el universo aparece diferente en distintas direcciones.

Annulus

La porción en forma de anillo del disco solar visible en la fase central de un eclipse solar anular.

Anomalía de invierno
winter anomaly

En las latitudes medias la frecuencia F2 es más baja en verano que en invierno, no obstante de un ángulo cenital solar más grande en verano.

Anomalía ecuatorial
Equatorial anomaly

Fenómeno diurno. Es una disminución en las frecuencias de la Capa F en el ecuador geomagnético relativa a las frecuencias de bajas latitudes.

Anomalía excéntrica

En el movimiento elíptico no perturbado, es el ángulo medido en el plano de la elipse, desde el pericentro al punto de intersección del círculo circunscrito con la vertical, al eje mayor, que pasa por el cuerpo que describe la órbitra. El pericentro es el punto de la órbita más cercano al centro de la elipse.

Anomalía gravitatoria

Es la diferencia entre la gravedad calculada y la observada.

Anomalía invernal
Winter Anomaly

En las latitudes medias, la frecuencia F2 es más baja en verano que en invierno, a pesar del más largo ángulo cénit solar durante el verano.

Anstrom

Unidad de longitud de onda o distancia, equivalente a 1/10000 micrómetros ó 1/10000000000 metros (10^-10 metros). Para mediciones de longitudes de tamaños atómicos.

Antares

Estrella de primera magnitud, de la constelación de Escorpión.

Anteojo

Instrumento óptico formado por un sistema de lentes adecuadamente dispuestas en el interior de un tubo, con el que se obtienen imágenes aumentadas de objetos lejanos.

Anteojo astronómico

Instrumento óptico utilizado para la observación de los cuerpos celestes.

Anticolor

A la presencia de un antiquark en la composición de una partícula, se le asocia un anticolor en vez de un color (antirrojo, antiazul, antiverde), el cual es interpretado como «blanco».

Antigua

Superficie planetaria que ha sido modificada poco desde su formación: típicamente aparece acribillada de una gran cantidad de cráteres de impacto (es contraria al término "joven").

Antileptón

Antipartícula de cualquiera de los varios tipos de leptones.

Antipartícula

Las antipartículas son partículas idénticas a las partículas salvo por propiedades clave, como la carga. Cuando una antipartícula entra en contacto con la partícula correspondiente éstas se aniquilan produciendo dos fotones. La antipartícula del electrón es el positrón y la del protón el antiprotón.

Antípoda

El punto que está diametralmente opuesto en el otro lado del planeta, por ejemplo: el polo norte terrestre es antípoda del polo sur.

Antiprotón

Antipartícula de un protón.

Antiquark

Antipartícula de un quark. Los antiquarks poseen anticolor en vez de color.

Anuario astronómico

Guía de posiciones de objetos celestes y acontecimientos astronómicos que se publica cada año.

Año

El tiempo que tarda la Tierra en describir una órbita alrededor del Sol. Con relación a las estrellas fijas. Este tiempo es de 365,25636 días (1 año sidéreo); con relación al Sol, es de 365,24219 días (el año solar o tropical).

Año anomalístico

Tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de la Tierra por el perihelio de su órbita (365,2596 días).

Año árabe

Entre los pueblos que se rigen por el calendario mahometano, periodo de tiempo comprendido en 12 lunaciones sucesivas (cada una toma 29 días 12 horas 44 minutos y 2 segundos), equivalente a 354 días o a 355, ya que en cada ciclo de 30 periodos se intercalan 11 días, con el fin de hacer coincidir el número de días completos con las fracciones de día de la lunación verdadera; la numeración de estos periodos se hace tomando como punto de referencia el año de la hégira (migración de Mahoma de La Meca a Medina), el 16 de julio de 622 dC.
Ver Año lunar.

Año Besseliano

Período de una revolución en Ascensión Recta, del Sol Medio.

Año calendario

A efectos civiles o religiosos, es el número de días completos considerados como un año. Para poder ajustarlo con los ciclos astronómicos, que importan fracciones de día, el calendario varía cada año.

Año cero

Fue inventado por los astrónomos para normalizar la cronología. El calendario que lo utiliza es el calendario juliano proléptico, pero no existe en el calendario gregoriano ni en el juliano.

Año civil

Intervalo de 365 ó 366 días que rige la vida civil, social y religiosa de la mayoría de los paises del mundo. Es la parte entera del año trópico. Para su buen funcionamiento, es necesario que en cada año, la posición del Sol en el cielo, corresponda al mismo día. Para lograrlo, es necesario corregirlo de acuerdo a las siguientes reglas: - si el año es divisible exactamente entre 4, entonces dura 366 días, es decir será año bisiesto. - en el caso de los años seculares (múltiplos de 100), si el año no es divisible entre 400 no será bisiesto. Los años se cuentan en relación a la era Cristiana, cuyo orígen es el año 1. Los años subsecuentes se nombran "después de Cristo" (d.C.) y a los precedentes como "antes de Cristo" (a.C.). En Astronomía, con el propósito de manejar los años numéricamente, el año 1 a.C. se define como cero. Los años contados antes de la era cristiana son negativos, por ejemplo el año 2 a.C. es -1 en la notación astronómica; el año 23 a.C. es el -22, el año 115 a.C. es el -114, etc. La regla es restar uno al número del año y el resultado se escribre, sin el sufijo a.C., anteponiéndole el signo menos. Para los años posteriores a la era cristiana, simplemente se quita el sufijo d.C. y se tendrá la notación astronómica. Con esta notación se pueden manejar numéricamente los años y se puede obtener fácilmente, de acuerdo con el procedimiento ya mencionado, la secuencia de años bisiestos.

Año cósmico

El tiempo que tarda el Sol y el Sistema Solar en describir una órbita alrededor del centro de nuestra Galaxia; es igual a aproximadamente 225 millones de años.
Ver Año galáctico.

Año eclipse

Tiempo que tarda el Sol, en dar dos pasos sucesivos por un nodo de la órbita de la luna (momento en el que puede efecturase el eclipse).

Año embolismal

Periodo de tiempo comprendido en 13 lunaciones sucesivas; algunos calendarios, como el judío, y el griego antiguo, intercalan 7 periodos de 13 meses en cada grupo de 19 años lunares (de 12 meses) con el fin de que cada 20 lunaciones coincidan los calendarios solar y lunar; este Periodo de 13 lunaciones puede constar de 383, 384 o 385 días.

Año galáctico

Tiempo que tarda el Sol en recorrer su órbita, en torno al centro de nuestra galaxia.

Año lunar

Entre los pueblos que se rigen por el calendario mahometano, periodo de tiempo comprendido en 12 lunaciones sucesivas (cada una toma 29 días 12 horas 44 minutos y 2 segundos), equivalente a 354 días o a 355, ya que en cada ciclo de 30 periodos se intercalan 11 días, con el fin de hacer coincidir el número de días completos con las fracciones de día de la lunación verdadera; la numeración de estos periodos se hace tomando como punto de referencia el año de la hégira (migración de Mahoma de La Meca a Medina), el 16 de julio de 622 dC.
Ver Año árabe.

Año luz

Unidad de longitud equivalente a la distancia recorrida por la luz en el transcurso de un año. Como la velocidad de la luz es de 299.792.458 m/s, un año luz equivale a 9.460.000.000.000 kilómetros o 63.240 UA (unidades astronomicas) o 0.3066 pàrsecs, es decir, casi 800 veces el diámetro de nuestro sistema solar. La estrella más cercana está a unos cuatro años luz.
Mas precisamente la distancia que recorre un fotón en un espacio vacío y a distancia infinita de cualquier influencia magnética durante el lapso de una año Juliano (365.25 días de 86400 segundos).

Año platónico

Tiempo en el que el eje de la Tierra, describe un círculo completo en la esfera celeste debido a la precesión.

Año sideral

También llamado año sidéreo, es el tiempo que transcurre entre dos pasos consecutivos de la Tierra, por un mismo punto de su órbita. Es la medida más exacta de un año. Tomando como referencia las estrellas, su duración es de 366,256436918716 días siderales, que en días solares equivalen a 365,256363 días (365 días, 6 horas, 9 minutos y 9'7 segundos).

Año solar

Ha expeimentado una evolución histórica; los egipcios estimaban que el año duraba únicamente 365 días (año egipcio), sufriendo una reforma durante el congreso de Cánope, en el que se estableció que el año duraba 365.25 días Solares (365 días y 6 horas).

Año solar gregoriano

Es el año calendario, siendo la corrección del año Solar juliano, pues en 1582 unos astrónomos descubrieron un desfase paulatino de tiempo. Dichos astrónomos, concluyeron la investigación y determinaron que un año duraba aproximadamente 365,2425 días solares (365 días, 5 horas, 49 minutos y 12 segundos), no obstante concluyeron que algunos años seculares (año que cierra un siglo), si eran divisibles entre 400, podían ser bisiestos.

Año solar juliano

también basado en el congreso de Cánope, consideraba que el año constaba de 365 días y 6 horas pero incluía el año bisiesto, es decir que cada cuatro años se contaban 366 días Solares.

Año trópical

También llamado año trópico, es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por el equinoccio de primavera o por el llamado punto de Aries o equinoccio vernal (punto en el que el Sol pasa del hemisferio Sur al Norte). Toma como referencia el equinoccio vernal y su duración es de 365,242198 días de tiempo solar medio (365 días, 5 horas, 48 minutos y 45,9 segundos).
En 1 año trópico:
la Tierra da 365,242198 vueltas en torno a su eje, respecto al Sol
la Tierra da 366,24219 vueltas en torno a su eje, respecto a las estrellas.
Ver Año trópico.

Año trópico

El tiempo necesario para que el sol vuelva al Punto Aries, 365 días solares medios o 365 días, 5 horas, 48 minutos y 46 segundos. El año trópico es 20 minutos y 24 segundos más corto que el año sideral.

Apertura

Diámetro de la lente del objetivo de un telescopio refractor, del espejo principal de un telescopio reflector, o del plato de un radiotelescopio.

Apex

Punto de la esfera celeste situado en la constelación de Hércules, hacia el cual parece dirigirse el sistema solar con una velocidad del orden de 20 km/s.

Aplanamiento

Parámetro que especifica qué tanto difiere la figura de un planeta de una esfera. Se mide por la razón f = (a - b)/a donde "a" es el radio ecuatorial del planeta y "b" su radio polar.

Apoapsis

Punto en órbita más alejado de un planeta.

Apoastro

El apoastro es el punto de una órbita elíptica alrededor de un astro que está más lejos del astro. Si el astro es el sol, también se llama a este punto afelio; si es la tierra, apogeo; y si es cualquier otro se junta "apo" con el nombre del astro, preferiblemente en forma latina o griega: apojovio, aposelenio.
Ver Periastro.

Apocromático

Dispositivo óptico corregido de aberraciones cromáticas.

Apogaláctico

El punto en la órbita de una estrella, dentro de una Galaxia, más alejado del centro de esta.

Apogeo

Es el punto más distante de la órbita de la Tierra alrededor del Sol.

Apollo

Clase de asteroides que se aproximan a la Tierra, cuyas órbitas cruzan la de la Tierra.

Aproximación por cuadrados mínimos
least squares aproximation

Método para aproximar mediante una función conocida datos observacionales de tal manera que minimice el cuadrado de los desvíos.

Apside

Punto en la órbita de un cuerpo en el que la distancia de éste a su centro de atracción es la máxima o la mínima. Un ejemplo de los Apsides son: el Apogeo y Perigeo cuando el objeto orbita alrededor de la Tierra, Afelio y Perihelio cuando el objeto orbita alrededor del Sol, y Apogaláctico y Perigaláctico cuando órbita alrededor del centro de la Galaxia.

Apulso

Instante en que un astro parace tocar a otro; contacto del borde de un astro con el hilo vertical del retículo del anteojo con el que se mira.

Apus

Constelación poco notable, situada muy cerca del polo sur celeste, próxima al Octante.

Ara

Constelación austral situada al norte del Apus, junto a la Vía Láctea.

Arco de choque

En astrofísica, la región limítrofe donde el viento solar es detectado por primera vez por el campo magnético de un planeta.

Arco diurno

Es el que describe el Sol en su movimiento aparente por la esfera celeste, desde que sale hasta que se oculta. En un reloj de sol se refleja en la línea que recorre la sombra sobre la superficie del cuadrante.

Argos

Grupo de constelaciones australes que atraviesan la Vía Láctea.

Argumento de perihelio

Angulo entre el plano de la órbita a partir del nodo ascendente y el perihelio, medido en la dirección del movimiento.

Ariétidas

Estrellas fugaces cuyo punto radiante se halla en la constelación de Aries. Su máxima intensidad se produce en la primera quincena de junio; en las Ariétidas-Norte a mitad de noviembre.

Arqueoastronomía

La arqueoastronomía trata de reconstruir acontecimientos y estudios astronómicos efectuados por las grandes culturas que nos precedieron. Muchas de ellas conocían las posiciones de los astros más brillantes, habían medido el año y podían predecir los eclipses; incluso construían sus edificaciones orientales se llama Ceres, tiene unos 2000 km de diámetro.

Arturo

Estrella de primera magnitud de la constelación del Boyero (Bootes).

Ascensión

Elevación de un astro sobre el horizonte.

Ascensión oblicua

Arco del ecuador celeste comprendido entre el punto equinoccial de primavera y el punto del horizonte en el que aparece o se pone el astro considerado; se mide en horas y de occidente a oriente.

Ascensión recta

La coordenada equivalente a la longitud geográfica en la esfera celeste.
Ángulo de un astro alrededor del ecuador celeste, medido en horas, minutos y segundos hacia el este desde el equinoccio vernal.

Asistencia gravitatoria

Utilización de la fuerza gravitatoria de un cuerpo celeste para alterar la trayectoria de una nave espacial. Las maniobras asistidas por la gravedad de un planeta permiten conseguir cambios de velocidad y dirección que de otro modo serían imposibles para misiones con combustible limitado.

Asociación estelar

Es un cúmulo de cuerpos estelares unidos por una fuerza gravitacional muy débil, menor a la que mantiene unidos los cúmulos globulares y abiertos, por lo que estas asociaciones terminan separándose en tiempos astronómcos cortos (algunos millones de años).

ASM

Acrónimo de Sistema de monitoreo espacial.
Muchos satélites de rastreo de altas energías comportan detectores ASM.

Asociación estelar

Cúmulo disperso de estrellas que se cree que se han formado juntas.

Aspecto

Posición aparente de un cuerpo celeste, observado desde la Tierra, con respecto a otro planeta, al Sol o a la Luna.

Asterismo

Agrupaciones de estrellas de diferentes yconstelaciones sin forma aparente definida. Como ejemplo tenemos al "Triángulo del Verano".

Asteroide

Pequeño cuerpo del sistema solar, generalmente rocoso y de forma irregular. La mayor parte de los asteroides se concentran en una franja situada entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter.
Los asteroides se clasifican según la cantidad de luz que reflejan, y de acuerdo a su composición química. Destacan tres tipos principales. Los asteroides de tipo C, o carbonáceos, suman tres cuartas partes del censo total. Dominan en las regiones externas del cinturón principal y contienen abundantes arcillas y minerales hidratados. Los de tipo S, un 17% del total, abundan más en la parte interna del cinturón y presentan una composición rocosa. Más oscuros que los de tipo S, los asteroides de clase M, o metálicos, orbitan en el centro del cinturón y contienen sobre todo hierro y níquel.

Asteroide Patroclo

Asteroide 617 descubierto en 1906 después del descubrimiento del asteroide Aquiles (asteroide 588).
Pertenece al grupo de los troyanos.

Asteroidea atanea

Grupo de asteroides que llegan a cruzar la órbita de la Tierra y la de Venus.

Asteroides amor

Grupo de asteroides cuya máxima aproximación al Sol es de 1-1.3 UA. Suelen cruzar la órbita de Marte, pero no la de la Tierra.

Asteroides apolo

Grupo de asteroides que llegan a cruzar la órbita de la Tierra. Sus perihelios están a menos de una UA. Son los asteroides con mas probabilidades de colisionar con la Tierra en cualquier punto. Se conocen unos 30 asteroides de este tipo.

Asteroides atanea

Grupo de asteroides que llegan a cruzar la órbita de la Tierra y la de Venus.

Asteroides troyanos

Los asteroides Troyanos son un grupo de asteroides que preceden o siguen a Júpiter en su órbita a 60 grados medidos respecto al Sol. Están en las regiones donde se igualan las fuerzas gravitacionales del Sol y de Júpiter. Llevan nombres de héroes de la mitología griega como por Héctor.

Astillejos

Nombre que se da a Cástor y Pólux, estrellas principales de la constelación de Géminis.

Astro

Un astro es un objeto celeste, es decir uno de los innumerables cuerpos que pueblan al universo. Los astros son el objeto de estudio de los astrónomos, al principio sólo se les describía, ahora se pretende analizarlos para conocer su origen y evolición aplicándoles las leyes físicas conocidas en la Tierra.

Astro rey

El Sol.

Astrobiología

Rama de las ciencias aplicadas que estudia la posibilidad de existencia de formas vivas en otras regiones del universo distintas de la Tierra.

Astrofísica

La ciencia de los procesos físicos que acompañan a la formación de las estrellas, planetas, etc.
Parte de la física orientada al estudio de las estructuras físicas de las estrellas, sistemas estelares, materia interestelar, y procesos astronómicos.

Astrofísico

Perteneciente o relativo a la astrofísica.
Especialista en astrofísica.

Astrofotografía

Técnica auxiliar de la astronomía dedicada a la obtención y el estudio de imágenes fotográficas de los astros.

Astrolabio

El astrolabio es un instrumento de medición astronómica. Fue inventado por los árabes durante la edad media. Este pueblo lo utilizaba para medir la altitud de la estrellas sobre el horizonte y de allí determinar la posición geográfica del observador.

Astrología

La astrología es un sistema no científico basado en la superstición que supone que se pueden explicar o predecir las actitudes humanas a partir del estudio de las posiciones de los astros. La astrología surgió en egipto antiguo, donde efectivamente se podian predecir las inundaciones del Nilo a partir de las posiciones de las estrellas.

Astrometría

Medida precisa de la posición de objetos astronómicos, usualmente con respecto a catálogos estándar de posiciones estelares. Para computaciones de órbitas de asteroides se consideran aceptables medidas con un error de 1" o 2" (l ó 2 arcosegundos).

Astronauta

Persona que viaja alespacio exterior a bordo de una nave espacial.

Astronáutica

Estudio de la navegación y exploración de los espacios interplanetarios e interestelares.

Astronomía

Ciencia que estudia los astros.
Ciencia observacional de la materia y objetos del espacio exterior, especialmente focalizada a estudiar las posiciones de los distintos astros, a estimar su distribución, movimientos, composición, energía, y la evolución de los fenómenos y cuerpos celestes

Astronomía infrarroja

La observación de objetos en la longitud de onda que se encuentra entre la luz visible y las ondas de radio. Algunos objetos que son muy débiles en la luz visible son muy brillantes en el infrarojo.

Astronómico

Relativo a la astronomía: observación astronómica.

Astrónomo

Persona dedicada a investigar al cosmos utilizando observaciones de objetos celestes y aplicándole interpretaciones científicas. El astrónomo pretende aplicar las leyes de la naturaleza vecina a la Tierra al conocimiento del Universo. De tal manera que clasifica objetos y explica su evolución.

Atacir

División del firmamento en doce zonas (o casas) iguales mediante meridianos.

Aten

Clase de asteroides que se aproximan a la Tierra, cuyas órbitas cruzan la de la Tierra en el afelio.

Atmósfera

La atmósfera es una envolvente gaseosa que rodea a algún astro, ya sea satélite, planeta o estrella. El color de la atmósfera depende de su composición química y de su densidad. En Venus y Marte el cielo se ve color naranja. En la Luna donde no hay atmósfera el cielo se ve negro.

Atmósfera extendida

Las atmósferas son envolventes gaseosas que rodean a diversos cuerpos. Estas no tienen fronteras exteriores bien delimitadas, sobre todo en cuerpos calientes, que se están evaporando, como las estrellas. Algunas estrellas se inflan al final de sus vidas produciendo atmósferas muy extendidas.

Atmósferas y las gravedades de los cuerpos del sistema solar

Cuerpo Radio
(m)
Gravedad
Tierra=1
Densidad
Tierra=1
Temp.
(K)
Composición
atmósfera
Sol 7,0 x 108 27,90 0,25 5780 e-, H+, H, He
Mercurio 2,4 x 106 0,39 0,98 400 Despreciable
Venus 6,1 x 106 0,88 0,95 290 CO2, N2, SO2
Tierra 6,4 x 106 1,00 1,00 250 N2, O2, H2O
Luna 1,7 x 106 0,16 0,61 250 No hay
Marte 3,4 x 106 0,38 0,71 200 CO2, N2
Júpiter 7,1 x 107 2,34 0,24 110 H2, He, CH4
Saturno 6,0 x 107 0,93 0,125 80 H2, He, CH4
Titán 2,6 x 106 0,13 0,34 80 N2, CH4
Urano 2,5 x 107 0,79 0,216 55 H2, He
Neptuno 2,2 x 107 1,09 0,286 45 H2, He
Plutón 1,4 x 106 0,06 0,36 40 Despreciable

Átomo
Atom

Un átomo es la menor unidad de un elemento químico sin dejar de exhibir las propiedades específicas. Cuando se subdivide, un átomo pierde las propiedades químicas de cualquier elemento químico. Un átomo está formado por un núcleo de protones (partículas positivas) y neutrones rodeado por una nube de electrones (partículas negativas).

Átomo primigenio

Versión de Georges Lemaître para describir que las ecuaciones de Einstein en la relatividad indican que el universo debió haberse iniciado con un estado muy denso de la materia, con un «átomo primigenio».

Atomos neutrales energéticos
Energetic neutral atoms - ENA

Átomos con energías entre pocos keV y cientos de keV emitidos por plasmas calientes cuando iones energéticos son sometidos a interacciones con intercambios de cargas. En el caso de la magnetósfera terrestre, los átomos neutros energéticos son producidos principalmente por el intercambio de cargas entre iones energéticos de carga simple y el hidrógeno neutro frío de la geocorona. Los átomos neutros producidos por el intercambio de cargas dejan la región de interacción esencialmente con la misma energía y dirección que las del ión incidente.

AU

Abreviatura de Unidad Astronómica.

Auge

Apogeo lunar.

Aureola

Corona simple o doble que circunda a la Luna en los eclipses de Sol.

Aureola galáctica

Región esférica que circunda el centro de una galaxia. Puede extenderse más allá de los límites luminosos de la galaxia y contener una fracción importante de la masa de ésta. Comparando con la distancia cosmológica, los objetos que se encuentran en la aureola de la Vía Láctea nos parecen cercanos.

Auriga

Constelación boreal muy notable, entre Géminis y Perseo.

Aurígidas

Estrellas fugaces cuyo punto radiante se halla en la constelación del Auriga. Su máxima intensidad se produce en la primera quincena de febrero.

Aurora

Brillo causado en la ionósfera de un planeta por la interacción de su campo magnético con partículas cargadas procedentes del viento solar. En la Tierra se observan cerca de las regiones polares, lo que produce una liberación de energía en formas diferentes, incluyendo luz, y se conocen como Aurora Austral (hemisferio sur) o Boreal (hemisferio norte). Se producen a una distancia comprendida entre 100 y 250 km por encima de la superficie.

Aurora boreal

Las Luces del Norte se producen por la interacción del viento solar, el campo magnético terrestre y la parte superior de la atmósfera; un efecto similar tiene lugar en el hemisferio sur donde se conoce con el nombre de aurora austral.

Aurora difusa

Un resplandor que comunmente cubre gran parte del oval auroral. No se ve a simple vista pero se puede observar con claridad a través de cámaras satelitales.
Ver Aurora discreta.

Aurora discreta

Son las típicas estructuras tipo cinta de una aurora observada desde la tierra. Desde el espacio se pueden ver como puntos mas brillantes en la aurora difusa.

Ausencia de peso

A esta condición se llega en el caso de vehículos espaciales en órbita cuando la fuerza de gravedad de la Tierra es exactamente igual a las fuerzas internas del vehículo espacial a una velocidad de cerca de 29.000 Km.

Axiones

Supuesta partícula elemental que podría ser gran parte de la materia oscura que domina en el universo.

Azafea

Instrumento astronómico para sustituir el astrolabio.

Azimut o acimut

Es el ángulo de un plano vertical fijo con otro que pasa por un punto de la esfera celeste. Pl. acimut o acimuts.


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Bahía magnética
magnetic bay

Desviación relativamente suave de la componente horizontal H alejándose y luego retornando a su nivel quieto.

Balanza

Constelación y signo zodiacal de Libra.

Ballena

Constelación austral cercana al Ecuador y situada debajo de Piscis.

Bandas de absorción

Líneas oscuras superpuestas al espectro continuo.

Bandas de sombra

Bandas claras y oscuras que parecen recorrer el suelo durante los minutos que vienen antes y despues de la totalidad en un eclipse solar; causadas por irregularidades en la parte superior de la atmósfera.

Bar

Unidad de presión. 1 bar = 0.987 atmósferas = 101,300 pascales = 14.5 libras/pulgada cuadrada = 100,000 Newtons por metro cuadrado.

Barbato

Cometa cuya franja luminosa antecede al núcleo.

Baricentro

El centro de gravedad del sistema Tierra/Luna.
Punto donde puede suponerse concentrada toda la masa de un sistema mecánico. En el caso de un sistema binario o múltiple, este punto se mueve en el espacio con velocidad constante, mientras los distintos componentes giran a su alrededor.

Barión

Un barión es un término que agrupa a dos de las partículas que constituyen a la materia común: los protones y los neutrones. Estas partículas están en los núcleos atómicos. Toda la materia visible del Universo es bariónica. La materia oscura podría estar constituida por partículas no bariónicas.

Basalto

Término genérico que se aplica a las rocas ígneas de color oscuro compuestas por minerales que son relativamente ricos en hierro (Fe) y Magnesio (Mg). Son comunes en zonas volcánicas.

Base Inferior de Rayos X
X ray Background

Promedio diario del flujo base de rayos X en una escala de 1 a 8 angstrom. Es un mínimo del mediodía designado para reducir los efectos de las llamaradas solares.

Bayer

Ver Designaciones de Bayer.

Beta centauri

Una de las "balizas" que señalan la Cruz del Sur. Es la segunda estrella más brillante en la constelación del Centauro. Es un sistema triple, acompañada por B Centauri y bastante más lejos, Próxima Centauri.

Beta del plasma
plasma beta

Relación promedio entre la presión de partículas y la presión del campo magnético:

p / (B2 / 2 µ0)

Betelgeuse

Estrella supergigante, de magnitud y brillo variables, de la constelación ecuatorial de Orión.
Estrella roja en la constelación de Orión. Vista desde el hemisferio sur, abajo a la izquierda, en el hombro del gigante. Es una supergigante roja a una distancia de 200 parsecs. Tiene un diámetro 800 veces mayor que el de nuestro Sol.

Beta Centauri

Una de las "balizas" que señalan la Cruz del Sur. Es la segunda estrella más brillante en la constelación del Centauro. Es un sistema triple, acompañada por B Centauri y bastante más lejos, Próxima Centauri.

Big-Bang

Gigantesca explosión que se supone que dió origen el Universo en expansión actual a partir de un estado de densidad y temperatura extremadamente altas.
Se calcula que el Big Bang tuvo lugar hace unos 15.000 millones de años.

Binaria

Es un tipo de Estrella doble.
Sistema estelar compuesto por dos estrellas que se encuentran ligadas por su atracción gravitatoria.

Binaria de rayos X

Una binaria de rayos X es un sistema binario formado por un objeto compacto (estrella de neutrones ó hoyo negro) y una estrella compañera en el cual la compañera está perdiendo materia que el objeto compacto acreta. Esta acreción, usualmente procediendo a través de un disco de acreción, produce una enorme emisión de rayos X, lo que le da su nombre al sistema. Según la compañera tiene una masa más alta ó más baja que la del objeto compacto se habla de una binaria de rayos X de masa alta ó baja. Se conocen unas 200 binarias de rayos X y son los objetos más brillantes de nuestra Galaxía en la banda de los rayos X. Las binarias de rayos X son similares a las variables cataclísmicas, en las cuales el objeto compacto acretor es una enana blanca, pero son mucho más energéticas ya que el campo gravitacional de una estrella de neutrones ó un hoyo negro es mucho más fuerte que él de una enana blanca.
Ver Estrellas de Neutrones y Pulsares.

Binaria eclipsante

Par de estrellas vinculadas por la gravedad. Se llaman binaria eclipsante porque una estrella pasa periódicamente por delante de la otra visto desde la Tierra ocultando así temporalmente su luz.

Binarias eclipsadas

En algunos sistemas binarios, las estrellas mientras describen sus órbitas (cada una alrededor de la otra) se ocultan unas a otras produciendo una disminución del brillo del conjunto si la estrella que pasa delante de la otra es de menos brillo y del tamaño suficiente para ocultar a la más brillante.

Binario

Sistema estelar compuesto por dos estrellas que se encuentran ligadas por su atracción gravitatoria.

Binoculares

Son prácticamente en características (y potencia) a dos telescopios refractores, puesto que utilizan lentes que nos entregan una imagen refractada.

Biosfera

Zona próxima a la superficie caracterizada por la existencia de vida.

Bola de fuego

Meteoro extremadamente brillante, de ordinario con una magnitud aparente que denota un brillo superior al indicado por -5; algunas bolas de fuego llegan a alcanzar un brillo de la magnitud -20.

Bólido

Meteoro de gran brillo (se acostumbra utilizar como norma mag > -4.0.
Meteorito en explosión.
Una bola de fuego que produce un estampido sónico.

Bolómetro

Instrumento destinado a medir la energía radiante (en especial las radiaciones de microondas e infrarrojas).

Bootes

Constelación boreal con alrededor de 140 estrellas visibles, cercana a la Osa Mayor, cuya estrella principal es Arturo.

Bosón

Partícula que transporta fuerza; uno de los dos tipos de partículas elementales.

Bosón de vector intermedio

Bosón, o portador de fuerza, que transporta la fuerza débil. Los bosones de vector intermedio cargados reciben también el nombre de partículas W; los bosones de vector intermedio neutros son partículas Z.

Bosón Higgs H

En teoría, bosón masivo capaz de transformar la fuerza electrodébil en fuerzas electromagnética y débil separadas. Los bosones Higgs H sólo pudieron existir entre los 10-33 y los l0-12 segundos después del Big Bang.

Bosón Higgs X

En teoría, bosón masivo capaz de liberar la fuerza fuerte de la fuerza electronuclear previamente unificadas. Los bosones Higgs X sólo pudieron existir durante un breve período que se inició 10-35 segundos después del Big Bang; su descomposición pudo producir un exceso de partículas de materia sobre las de antimateria que aún es evidente en el cosmos.

Bóveda celeste

Parte de la esfera celeste que está sobre el horizonte.

Bradita

Estrella fugaz de escaso brillo que se mueve lentamente.

Brazo de espiral

Región densa en el disco de una galaxia espiral, que contiene estrellas muy jóvenes y nubes de hidrógeno ionizado.

Brecha

Roca de grano grueso, compuesta por fragmentos angulosos de otras rocas, que se mantienen juntos mediante un cemento mineral o una matriz de grano fino.

Bremsstrahlung (desaceleración radiactiva)

Corresponde al proceso de pérdida de energía de las partículas cargadas cuando viajan a través de la materia. Las partículas cargadas generan radiactividad cuando son aceleradas por los campos magnéticos de los núcleos atómicos.

Brillo

Cantidad que caracteriza la intensidad luminosa de un astro (brillo absoluto) o la iluminación, debida a este astro, de un receptor perpendicular a los rayos luminosos (brillo aparente).

Brillo aparente

Cantidad de energía recibida por segundo, por unidad de área, en la superficie terrestre, proveniente de un cuerpo celeste. Depende del brillo absoluto (luminosidad) del astro y de su distancia a la Tierra.

Brillo intrínseco

Cantidad de energia (de ordinario luz) desprendida por un objeto, su brillo verdadero, independiente de la distancia o del oscurecimiento causado por la materia intermedia que pueda haber entre el observador y el objeto.

Brillo superficial

El brillo de la unidad de área de la superficie de un objeto. Para los objetos extendidos como las nebulosas, el brillo superficial determina la cantidad de contraste presentado por el objeto con respecto al firmamento de fondo y si la superficie del objeto posee el brillo suficiente como para formar una imagen en la retina del observador. Aun cuando el brillo total del objeto pueda ser alto, todavía puede ser difícil de percibir si su extensión es tal que el brillo superficial sea bajo.

Brújula

Constelación austral situada al sur de Hydra y al oeste de la Popa.

Bucle post-estallido
post-flare loop

Es un sistema de prominencias visto con frecuencia despues de un estallido con forma de dos bandas entrelazadas.

Burbujas (en la distribución en gran escala de las galaxias)

Las estructur formadas por la distribución observada de las galaxias en el espacio. Algunos catastros de galaxias cercanas muestran su ubicación sobre capas más bien esféricas -burbujas- de un diámetro aproximado de 100 millones años luz (casi mil veces el diámetro de una sola galaxia). Existen muy pocas galaxias en el interior de una «burbuja».

Buril

Constelación austral, situada entre la Paloma y el Erídano.

Buscador

El buscador de un telescopio, es un instrumento óptico de pequeñas dimensiones, que montado sobre el tubo del telescopio, y alineado con este, nos permite hacer el seguimiento de cualquier objeto astronómico logrando enfocarlo en el centro del instrumento, debido a su gran campo. Viene dotado de un retículo, para poder centrar los objetos con precisión. Habitualmente, trae una montura con tres tornillos que permite hacer el centrado del mismo para que sea coincidente con el del cuerpo principal del instrumento.


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Caballo Menor

Constelación boreal situada al Este de Pegaso, y próxima al Delfín.
Ver Equuleus.

Cabellera

Nebulosidad que envuelve el núcleo de un cometa.

Cabellera de Berenice

Constelación boreal situada entre las de la Virgen y los Lebreles, formada por multitud de estrellas de poco brillo.
Ver Coma Berenice.

Cabra

Estrella de primera magnitud, en la constelación del Cochero.

Cabrillas

Las siete estrellas principales de las Pléyades.

Cadena de Perseo-Piscis

Región del espacio que contiene una enorme agrupación de galaxias, un superconglomerado. Las galaxias de esta superconglomeración parecen estar distribuidas en una larga cadena.

Cadena protón-protón

La cadena protón-protón es un conjunto de procesos nucleares mediante los cuales cuatro núcleos de átomos de hidrógeno se combinan para formar un átomo de helio, produciendo gran cantidad de energía. La cadena protón-protón se da dentro de las estrellas con masa similar a la del Sol.

Caída libre

La caída libre es el movimiento que sigue un cuerpo cuando la única fuerza que recibe es la de la gravedad. Galileo descubrió que la aceleración de los cuerpos en caída libre es independiente de su masa.

Calcio K

Estrecha longitud de onda de luz azul que es emitida y absorbida por los iones del elemento calcio. Son importantes en estrellas como el Sol.

Cálculo de orden de magnitud

Cálculo aproximativo de la magnitud de algo, con una precisión que fluctúa en un rango entre diez veces demasiado grande y diez veces demasiado pequeño.

Caldera

Cráter formado por una explosión o colapso de una colada volcánica.
Gran depresión volcánica en forma más o menos circular. La mayor parte de las calderas volcánicas se producen por el colapso del techo de la cámara magmática debido a la eliminación del magma por erupciones voluminosas o movimientos subterráneos. Sin embargo, otras podrían producirse por la desaparición explosiva de la parte superior del volcán.

Calendario

El calendario es la subdivisión del tiempo que han inventado los humanos, para organizar la vida cotidiana que indica los días y los meses de cada año. El tiempo se mide con eventos periódicos: el día, el mes (por la repetición de las fases de la Luna), el año (por la sucesión de las estaciones y la repetición de las mismas constelaciones en el cielo).

Calendario Chino

Se divide en seis meses de 29 días y seis meses de treinta días, que en años resultan 354 días. Cada mes lunar se inicia en luna nueva y el año nuevo queda determinado por la segunda luna nueva después del solsticio de invierno (21 de diciembre). Su origen se asocia con el emperador Huang Ti, alrededor del año 2637 a.C., en el que introdujo cinco ciclos de doce años regidos por animales: rata, buey, tigre, liebre, dragón, culebra, caballo, oveja, mono, gallo, perro y cerdo. Las casas lunares o Hsiu, son cada una de las 28 constelaciones del zodiaco.

Calendario del horizonte

Un dibujo del horizonte este, con la posición del Sol a su salida marcado en varias fechas, usado para averiguar la fecha actual.

Calendario egipcio

Implantado en el IV milenio a.C, constaba con un año solar verdadero de 365 días (12 meses de 30 días y 5 suplementarios). No había año bisiesto y para coincidir con el comienzo del año Solar, debian pasar 1461 años. En el año 238 a.C., el calendario egipcio sufre una reforma (Reforma de Cánope) y se impone el año Solar de 365 días y 6 horas y cada 4 años había 1 bisiesto.

Calendario Gregoriano

Calendario introducido por el Papa Gregorio XIII en 1582, para reemplazar al calendario Juliano. Como el calendario juliano, consiste en agregar un día en todos los años que sean divisibles por cuatro, a los que se les llama años bisiestos.
Este distingue entre año común (365 días), año bisiesto (366 días) y año secular (el año terminado en 00). Así, este calendario se compone de ciclos de 400 años, por lo que en 400 años hay 96 años bisiestos (400/4 = 100 y 100 - 4 años seculares=96). De los 4 años seculares, solo uno es bisiesto (múltiplo de 400). Luego en los 400 años tenemos 96 + 1 = 97 años bisiestos y 400 - 97 = 303 años comunes. En días, tendremos 97 x 366 días = 35.502 días y 303 x 365 = 101.595 días, que hacen un total de 146.097 días en los 400 años. De modo que la duración media del año gregoriano es de 365,2425 días. El calendario gregoriano se atrasa 1 minuto y 7'176 segundos cada año.
A diferencia del calendario juliano, se exceptúan aquellos años seculares que no sean divisibles por cuatrocientos. Por ejemplo los años 1800, 1900 y 2100 no son años bisiestos, en cambio, 1600 y 2000 sí lo son.

Calendario Hebreo

Se basa en el ciclo de la Tierra alrededor del Sol (año) y en de la Luna al rodear la Tierra (mes) y através de un complejo algoritmo, permite predecir las fechas exactas de luna nueva, así como las distintas estaciones del año. Este caledario comienza con la Génesis del mundo que aconteció, según la tradición judía, el 7 de octubre del año 3761 a.C., por lo que el año gregoriano de 2006 equivale al año hebreo de 5767.
Para convertir un año del calendario gregoriano a su correpondiente hebreo, hay que sumar o restar la cifra de 3761 (2006 + 3761 = 5767).

Calendario Helénico

Designa los distintos calendarios utilizados durante la era clásica griega. En el año 432 a.C. el calendario helénico lo implantó Metón y se basaba en el año Solar-lunar, con un ciclo de 19 años con 235 meses lunares y años bisisestos el 3, 5, 8, 11, 13, 16 y 19 de cada ciclo. Posteriormente en el año 330 a.C. Calipos lo perfeccionó y el ciclocontaba de 76 años, en cuatro de ellos se disminuía un día.

Calendario Juliano

El calendario Juliano es el que precedió al gregoriano (que utilizamos actualmente). Fué impuesto por Julio César, es el calendario antecesor del gregoriano y se basa en el movimiento del Sol para medir el tiempo. Se estableció en el 46 a.C. y fue adaptándose gradualmente en los países europeos y sus colonias hasta que su impuso el calendario gregoriano. En el calendario juliano se toma como inicio del año el 1 de enero y consta de 365 días divididos en 12 meses, excepto los años bisiestos todos los cuartos años, inclusive los seculares) que tienen 365 días. Existe un error de 7,5 días cada 1000 años.

Calendario Musulman

Creado por Mahoma es un calendario lunar, basado en ciclos lunares de 30 años. Establecido el 16 de julio de 622 d.C. se divide en 19 años (años simples divididos en seis meses de 30 días y otros seis meses de 29 días) de 354 días y en 11 años (años intercalares divididos en siete meses de 30 días y cinco meses de 29 días) de 355 días. Cada 33 años musulmanes, equivalen a 32 años cristianos.

Calendario Romano

Toma vigencia en el siglo VIII a.C. En principio un año lunar se dividía en 10 meses basados en el cómputo lunar, que sumaban 304 días. Este hecho ocasionó que las estaciones comenzaran a caer en fechas distintas a las que les correspondían, por lo que rey Numa Pompilio decidió dividir el ciclo en 12 meses.

Calentamiento de marea

Calentamiento por fricción del interior de un satélite debido a la deformación provocada por el empuje gravitacional de su planeta primario o posiblemente de los satélites vecinos. Es muy importante en Io, el satélite más cercano a Júpiter.

Calípico

Ciclo lunar equivalente a un período de 76 años, que fue ideado por el astrónomo griego Calipo, para perfeccionar (cuadruplicándolo) el áureo número. Más tarde Hiparco lo volvió a corregir.

Calisto

Satélite de Júpiter descubierto por Galileo.

Caloría

La caloría es la cantidad de energía necesaria para elevar en un grado la temperatura de un gramo de agua. Cada minuto llegan a la Tierra, provenientes del Sol, 1.94 calorías por centímetro cuadrado. A esta cantidad de radiación se le conoce como constante solar, se mide fuera de la atmósfera con satélites.

Camaleón

Constelación austral situada entre la Quilla y la Mosca, cerca del polo Sur.

Camaleopardo

Constelación boreal que se extiende desde las constelaciones del Auriga y de Perseo hasta la Osa Menor.
Ver Jirafa.

Cámara

Telescopio reflector que proporciona imágenes fotográficas de los astros observados.

Cámara de burbujas

Dispositivo experimental que mantiene una cantidad de líquido justo en el punto de ebullición, de modo que las partículas de alta energía que lo crucen dejen un rastro de burbujas a su paso.

Cámara de chispas

Dispositivo que detecta los rayos gamma v también puede estar equipado para rastrear sus trayectorias.

Cámara electrónica

Dispositivo que, acoplado a un telescopio, transforma la imagen luminosa dada por el instrumento en una imagen electrónica que queda registrada sobre una placa sensible.

Cámara Schmidt

Una cámara Schmidt es una cámara fotográfica adaptada a un telescopio construido para obtener imágenes de gran campo.

Cambios transitorios en la corona
Coronal transients

Término general para los cambios de escala de tiempo corto en la corona, pero se usa principalmente para identificar el movimiento hacia el exterior de nubes de plasma.

Campana de vacío

En óptica, la campana de vacío, se utiliza para aluminizar diferentes piezas que deben ser espejadas en su superficie. Se utiliza aluminio de alta pureza en forma de alambre, que en el momento del aluminizado se fundirá y caerá sobre las piezas ópticas colocadas dentro de la campana en forma de vapor, formando una superficie espejada muy fina, pudiendo ser la misma total o semi espejada, de acuerdo al uso que se le dará a las piezas colocadas dentro de la campana.

Campo

Influencia ejercida por una fuerza, como el electromagnetismo o la gravedad, sobre una región de espacio. Un campo tiene un valor preciso en todos los puntos en el espaciotiempo. En general, un campo es un conjunto de valores numéricos de una cantidad física en una región del espacio.
Espacio que abarca el objetivo de un aparato óptico.

Campo cuántico

Una distribución de energía que está constantemente creando y destruyendo partículas según las probabilidades de la mecánica cuántica, y trasmitiendo las fuerzas de la naturaleza.

Campo de gravedad

En la vecindad de un astro, la fuerza de gravedad varía de un punto al otro. El conjunto de los valores numéricos se llama el campo de gravedad de este astro. Para describirlo, hay que tener a la vez la intensidad de la fuerza de gravedad y la dirección en la cual apunta; se precisan tres números.

Campo de gravedad cuántico

Según la teoría relativista del campo cuántico, un campo de gravedad constante crea un baño radiante de partículas cuánticas, como los fotones a una temperatura determinada. Sería como estar dentro de un horno (por suerte, esta temperatura es muy baja en la fuerza de gravedad de la Tierra). Pero el principio de equivalencia entraña que un campo gravitatorio sea lo mismo que una aceleración. En consecuencia, un observador en aceleración ve un baño de partículas cuánticas creadas por el campo «gravitatorio», mientras que el que está inmóvil no lo ve. Se altera, por tanto, la idea misma de creación y destrucción de partículas cuánticas. No está claro lo que quedará del concepto «partícula cuántica» en la relatividad general, pero en la actualidad este concepto es esencial para la visión que tienen los físicos del micromundo.

Campo de velocidad de un fluido

Del mismo modo que para la gravedad, el campo de velocidad de un fluido asigna tres valores numéricos en cada punto: los tres componentes de la velocidad.

Campo escalar

Es un campo especificado en cada punto del espacio por un sólo número. El campo de temperatura es un ejemplo. En cosmología, los campos escalares juegan un papel de gran importancia. En física cuántica, son asociados a las partículas de espín 0 (los piones, las partículas de Higgs).

Campo espinorial

Es aquel que comporta dos número. Se asocia a las partículas de espín ½ (electrones, quarks, neutrinos).

Campo geomagnético
geomagnetic field

Es el campo magnético observado sobre y alrededor del planeta Tierra. La intensidad del campo magnético en la superficie de la Tierra es de 0,32 gauss en el ecuador y 0,62 gauss en el polo norte.

Campo magnético

Un campo magnético es campo de fuerzas que afecta a los imanes, atrayendo una parte del imán y repeliendo otra. Existen estrellas con campos magnéticos importantes. Las manchas del Sol son producto de su campo magnético. La Tierra, Júpiter, Saturno y Urano también poseen campos magnéticos.

Campo magnético interplanetario
interplanetary magnetic field - IMF

El campo magnético que se origina en el espacio por la circulación de las partículas cargadas eléctricamente que forman el viento solar.

Campo tensorial

Es un campo de nueve números y se encuentra asociado a partículas de espín 2 (gravitones).

Campo vectorial

Corresponde a cada uno de los tres componentes de la velocidad. Se asocia a partículas de espín unidad (fotones, gluones, W y Z).

Can Mayor

Constelación meridional localizada en el sur y algo al oeste de Can Menor.

Can Menor

Constelación ecuatorial situada al este de Orión y debajo del Cangrejo y los Gemelos.

Canal de filamentos
filament channel

Formación ancha de fibrilas en la cromósfera, marcando el lugar donde se formará pronto un filamento o donde acaba de desaparecer alguno de éstos.

Canalizado
Cleft

Región de campo magnético débil en el lado diurno de la magnetósfera de altas latitudes, donde ocurre tanto la precipitación de electrones hacia la ionósfera como el flujo de iones ionosféricos hacia la magnetósfera.

Cáncer

Cuarto signo zodiacal, que el sol recorre aparentemente entre el 21 de junio y el 23 de julio.

Cangrejo

Nebulosa de la constelación del Toro.

Canícula

Período del año en que arrecia el calor. Tiempo en el que la estrella Sirio sale y se pone con el Sol, y que, en la antigüedad, coincidía con el inicio del verano en la latitud de El Cairo. Los griegos asignaban cincuenta días al reino funesto de la estrella del Perro. Los romanos llamaban dies caniculares a los comprendidos entre el 3 de julio y el 11 de agosto, aunque no ocuparan lugar exacto en el calendario.
Época del nacimiento heliaco de Sirio.

Cantidad de materia

La cantidad de materia que tiene un cuerpo se refiere a la masa que posee. La materia puede tener diversas densidades. Por ejemplo la densidad promedio de Júpiter es 1.3 gr/cm3 en cambio la de la Tierra es 5.5gr/cm3. La densidad promedio del universo es 10E-31 partículas por centímetro cúbico.

Caos

Área distintiva de terreno fracturado.

Capa de choque

En astrofísica, región fronteriza donde el viento solar empieza a ser detectado por el campo magnético de un planeta.

Capa E
E layer

Región ionosférica diurna controlada por el Sol, a una distancia entre 80 y 150 kilómetros.

Capa fronteriza

Capa de transición entre dos regiones vecinas en la magnetósfera. La capa límite de la hoja de plasma (PSBBL) (por sus siglas en inglés) es la transición de la lámina de Plasma y los lóbulos de la cola. La capa fronteriza de latitud baja (LLBL) (por sus siglas en inglés), justo dentro de la magnetopausa, es la transición entre la magnetósfera ecuatorial y el viento solar (mas propiamente, la magnetocubierta, el viento solar frena cuando pasa a través del frente de choque).

Capa inversora

Parte gaseosa que constituye la transición entre la fotósfera y la cromósfera del Sol, formada por gases incandescentes que tienen la propiedad de invertir el espectro haciendo brillantes sus rayos.

Capricornio

Décimo signo zodiacal, que el sol recorre en apariencia entre el 21 de didiembre y el 20 enero.

Capuchón polar

Cubierta densa de nubes que puede verse a veces sobre los casquetes polares de Marte.

Caos

En lenguaje técnico, el estado caótico es uno de extrema sensibilidad a cómo se inicia un proceso.

Características de un asteroiede potencialmente peligroso

Diámetro: más de 175 metros; el choque de un cuerpo de más de 1 km provocaría un desastre global.
Distancia mínima a la Tierra: 0,05 UA (7,5 millones de km).
Fuerza explosiva: más de 2.000 megatones (unas 100.000 bombas como las de Hiroshima).
Diámetro del cráter producido: más de 2 km.
Número estimado de objetos: alrededor de 1.000
Número conocido: 449
Número estimado de víctimas: más de 100.000

Carbono

El carbono es un elemento químico cuyo isótopo más abundante tiene 6 protones y seis neutrones. Es el constituyente fundamental de la moléculas que forman la vida. El llamado carbono 14 es un isótopo del carbono muy útil para fechar la edad de restos de seres vivos, de hasta 10.000 años.

Carga de electrón

se reconoce con la siguiente expresión matemática:

e = 4,80 x 10-10g1/2.cm3/2.s-2

Carga eléctrica

La carga eléctrica es una propiedad de la materia que es proporcional a la cantidad de electricidad que posee una partícula. La carga eléctrica mínima puede ser positiva como la de los protones o negativa como la de los electrones.

Caronte

Único satélite natural conocido de Plutón.

Carro Mayor

Gran constelación boreal siempre visible, siete de cuyas estrellas parecen formar la figura de un carro sin ruedas, con lanza.
Ver Osa Mayor.

Casa celeste

Cada una de las doce porciones de 30º en que se divide el firmamento por círculos de longitud, o por los de atacir.

Casquetes polares

Zonas distintivas en la superficie de la Tierra y Marte cerca de los polos. En Marte, los casquetes polares están formados principalmente por dióxido de carbono helado, que quizás incluya también algo de hielo de agua. Los casquetes polares marcianos se expanden y encogen con las estaciones.

Castor

Una de las dos estrellas principales de la constelación de Géminis.

Catálogo

Lista en la que se enumeran y enlistan objetos astronómicos, en base a algunas de sus propiedades.

Catálogo de Messier

Lista de los astros del espacio exterior desarrollada por el astrónomo francés Charles Messier (1730 - 1817) en la segunda mitad del siglo XVIII. Messier, descubridor de hasta 21 cometas, publicó este catálogo para la identificación de objetos celestes que pudieran ser confundidos con cometas, como es el caso de las nebulosas (debido a la precariedad de los instrumentos de observación de esa época). Su primer catálogo fue publicado en 1771, y contenía la posición y descripción de 45 objetos celestes. Finalmente este catálogo fue expansionado hasta 103 objetos, y más actualmente (en la década de 1960, al descubrirse un documento de Pierre Méchain, astrónomo colaborador de Messier), se amplió hasta 110 objetos.
Cada astro de este catálogo tiene asignado un número precedido por la letra M (M1, M2, M42, ...). Son objetos muy diversos, entre los que se encuentran desde galaxias hasta asterismos, pasando por estrellas dobles y cúmulos globulares, todos del hemisferio Norte.

Catena

Cadena de cráteres.

Cauda

Parte de un cometa que se extiende desde la cabellera, rodeando al núcleo brillante, en dirección opuesta al Sol. Se compone de polvo y de gas, los cuales han sido expulsados de la cabellera por el viento solar y por la presión de la radiación del Sol.

Causalidad (esfera de causalidad o esfera causal)

En el conjunto de los puntos del espacio que, en un momento dado, pueden haber sido influenciados por un suceso, sabiendo que los efectos físicos no se desplazan más rápido que la luz. La superficie de esta esfera es el horizonte. En un espacio fijo, sin expansión, el radio de la esfera causal o distancia del horizonte aumenta con la velocidad de la luz. En nuestro universo en expansión, aumenta más rápido aún. La esfera causal primordial se refiere a los sucesos más antiguos. En el universo contemporáneo, el radio de la esfera causal primordial es de aproximadamente quince mil millones de años luz.
También corresponde a el radio del universo observable de hoy.

Cavus

Del latín, hueco, depresión irregular en forma de hoyo.

CCD

Acrónimo de Dispositivos de Carga Acoplada, dispositivos fotoeléctricos altamente sensibles capaces de registrar en forma electrónica la intensidad y el punto de llegada de pequeñísimas cantidades de luz. Los CCD se col can en el extremo receptor de los telescopios, para "tomar fotografías" de objetos astronómicos muy desvanecidos; han llegado a reemplazar casi completo las placas fotográficas.

Cefeida

Estrella de magnitud aparente variable cuyo período es función de su magnitud absoluta, y que se puede calcular su distancia a la Tierra. La duración del ciclo está estrechamente relacionada con la luminosidad de la estrella. De este modo, al medir el tiempo del ciclo de luz de una estrella cefeida se puede calcular su luminosidad intrínseca. Al comparar la luminosidad una estrella con su brillantez aparente, por lo tanto, se obtiene la distancia de la estrella. Las cefeidas se cuentan entre los pocos objetos astronómicos cuyas distancias pueden determinarse con exactitud.

Cefeida variable

Ver Variable Cefeida.

Cefeo

Constelación boreal cercana a la Osa Menor.

Celda de Hadley

Ciclo en una atmósfera planetario en el cual la convección empuja los gases ascendentes de las áreas calientes de la atmósfera hacia otras más frías, donde los gases se hunden, circulan de vuelta a las áreas calientes y son empujados de nuevo hacia arriba.

Celeste

Relativo al cielo: los cuerpos celestes.

Cenicienta

Luz débil con la cual brilla la parte de la Luna no iluminada por el Sol.

Cenit o Zenit

Punto de la esfera celeste situado en la vertical del observador.
El Sol sólo pasa por el cenit durante el año en las zonas tropicales de la Tierra.

Cenital

Relativo al cenit.

Ceniza

Material de grano fino producido por una erupción piroclástica.
Una partícula de ceniza tiene por definición un diámetro inferior a 2 milímetros.

Centauro

Constelación austral, una de cuyas estrellas, la Alfa Centauri, es el cuerpo estelar más próximo a la Tierra.

Centauros

Familia de objetos a medio camino entre asteroides y cometas.

Centelleo
Scintillation

Irregularidades del índice de refracción producen que rayos perpendiculares al frente de onda se propaguen en direcciones diferentes.

Centro de masa

Referido al movimiento de un objeto. Según las leyes de Newton, podemos tomar un objeto arbitrariamente complejo y dividir sus movimientos en dos partes:
(1) el movimiento del «centro de masa», que se determina promediando la posición de todas las masas individuales en consideración, y
(2) el movimiento de todos los objetos individuales alrededor del centro de masa. Ello implica que no necesariamente debe haber masa donde esté situado el centro de un objeto.

Ceratias

Cometa de dos colas.

Cero absoluto

El cero absoluto es la temperatura más baja a la que puede estar la materia. A esta temperatura las moléculas dejan de tener movimiento. El cero absoluto está a -273ºC ó 0ºK.

Chaos

Area de terreno muy accidentado.

Chirales

La chiralidad de los fermiones es una particularidad de las TC's, independiente de la compactificación, ya que no es derivable en la teoría de Kaluza-Klein.

Choque interplanetario

El brusco límite formado al frente de una nube de plasma (ej. uno formado debido a expulsión de masa de la corona) si pasa a través de espacio interplanetario mucho mas rápido que el resto del viento solar.

Chorro

Emisión de una corriente de plasma delgada y de alta velocidad, expulsado del centro de una fuente de radio.

Chorro de alta velocidad
hight-speed stream

Forma del viento solar que tiene una velocidad de aproximadamente el doble del promedio de las velocidades de aquel.

Ciclo de actividad solar

Ciclo de aproximadamente 11 años durante el cual la cantidad de manchas, ráfagas y protuberancias solares va de un máximo a un mínimo.

Ciclo del carbono

El ciclo del carbono es una cadena de reacciones nucleares que involucra al carbono en uno de sus estadios intermedios y que transforma cuatro átomos de hidrógeno en uno de helio y libera energía. El carbono funciona como catalizador. El ciclo del carbono es importante en estrellas más masivas que el Sol.

Ciclo solar
Solar Cycle

El ciclo solar es un lapso de 11 años durante el cual varían la cantidad de manchas, ráfagas y protuberancias solares. En el máximo solar, la actividad solar es alta y, por eso, también la emisión de radiaciones EUV que afectan a la ionosfera.
Se piensa que tiene que ver con la rotación diferencial del Sol combinada con la presencia de campos magnéticos.
Período de veintiocho años al final del cual vuelve a empezar el año con el mismo día.
Ver Variación solar.

Cifras científicas

son las cantidades muy grandes y muy pequeñas comunes a la astrofísica y a la cosmología que suelen ser representadas como potencias de diez. El diámetro de un átomo, aproximadamente 0,00000001 centímetros, se expresa como 10-8 centímetros; el expone (-8) significa el número de lugares decimales en la fracción De un modo similar, la masa aproximada del Sol en kilogramos se representa como l030, que en notación decimal ordinaria sería un 1 seguido de treinta ceros. Este sistema de presentar las cifras no sólo es conciso, sino que también permite que cantidades ampliamente divergentes sean comparadas con facilidad sumando o restando exponentes en vez de realizar tediosas divisiones y multiplicaciones.

Cinemática

Parte de la mecánica, que estudia el movimiento prescindiendo de las fuerzas que lo producen. En cosmología, se reconoce una cinemática newtoniana y una einsteiana.

Cinturón corpuscular

Cada una de las zonas anulares que rodean a ciertos planetas y en las cuales son capturadas y retenidas por el campo magnético las partículas electrizadas de alta energía emitida por el Sol.

Cinturón de asteroides

Región del espacio entre Marte y Júpiter donde se encuentran localizados la gran mayoría de asteroides.

Cinturón de Kuiper

El cinturón de Kuiper es una región en forma de dona que está entre 37 y 59 unidades astronómicas del Sol. Allí se encuentran gran parte de los núcleos de los cometas de períodos cortos. El primer cuerpo que se descubrió en esa región es QB1 1992.

Cinturón de radiación

Zona del espacio que rodea un planeta dotada de campo magnético, en la que se encuentran numerosas partículas atómicas confinadas por este campo.

Cinturones

Bandas oscuras en las nubes de planetas gigantes como Júpiter, pueden estar dotadas de distinta velocidad de movimiento unas de otras.

Cinturones de Van Allen

Los cinturones de Van Allen son regiones que circundan a la Tierra donde existen partículas de alta energía atrapadas por el campo magnético terrestre. Las partículas atrapadas provienen del viento solar. Fueron descubiertos con los primeros satélites artificiales científicos construidos por el hombre.

Circo

Relieve montañoso en forma de anillo con fondo llano en la superficie de la Luna o de ciertos planetas.

Círculo de altura

Círculo de la esfera celeste paralelo al horizonte, en un lugar determinado.

Círculo horario

Gran círculo que contiene a los polos celestes y algún objeto astronómico.

Circumpolar

Se dice de una estrella, objeto o constelación que está situada cerca del polo celeste desde la latitud en que se encuentra el observador y que nunca se ponen bajo el horizonte.

Cisne

Constelación boreal de la Vía Láctea, entre Cefeo y el Águila. Sus estrellas más brillantes forman una cruz.

Claro de la Tierra

Ver Luz cenicienta.

Clase de luminosidad

Clasificación de las estrellas de algún tipo espectral dado, según su luminosidad. Se han establecido las clases: 0, I, II, III, IV, V, VI Y VII.

Clase espectral

Clasificación de las estrellas por su temperatura en la superficie en base a su espectro.
Al descomponer la luz de una estrella en una prisma y obtener su espectro, se encuentra la presencia de las líneas oscuras de Fraunhofer que contienen información sobre la temperatura, composición química y condiciones físicas de las fotosferas estelares.
Ver Tipo espectral.

Clases de llamaradas de Rayos X
X ray Flare Class

Categorías de llamaradas basadas en su emisión de energía de rayos X. Están clasificadas atendiendo a la magnitud de su intensidad en el punto máximo de la explosión (I), medidas en la tierra en una banda de angstrom de 1 a 8 como sigue:

Clases Intensidad en vatios/metros cuadrados
B I menos que (1.t.) 10.0E-06
C 10.0E-06 1.e =I 1.t.=10.0E-05
M 10.0E-05 1.e.=I 1.t.=10.0E-04
X I g.e.=10.0E-04
Ver Clases de llamaradas de Rayos X.

Clasificación de fulguraciones de Rayos X
X ray Flare Class

Clasificación de una fulguración basada en su emisión de energía en rayos X. Las fulguraciones son clasificadas por el orden de magnitud de la intensidad del pico del estallido ( I ) medido en la Tierra en el rango comprendido entre 1 y 8 angstroms como sigue:

Clase Intensidad en vatios/metros cuadrados
B I < 10,0 -6
C 10,0 -6 <= I <= 10,0 -5
M 10,0 -5 <= I <= 10,0 -4
X I > 10,0 -4

Clasificación de Harvard

Ordena las estrellas según las líneas espectrales que aparecen en sus espectros. Se puede demostrar que es equivalente a ordenarlas por su temperatura efectiva.

Tipo Color Temperatura ºK Líneas espectrales importantes Observaciones
O Azul > 28.000 K He I visible
H I débil
Líneas de múltiples átomos ionizados (He II, C III, NIII, O III, S V)

Son las estrellas más calientes, sus temperaturas oscilan entre los 30.000 y 40.000ºC; a pesar de esto, muy pocas de ellas son visibles a simple vista. Están compuestas principalmente por helio ionizado debido a sus altísimas temperaturas que lo hacen posible.

B Azul-blanco 28000 a 10000 K He I fuerte
H I intensificándose
He II desaparece

Las estrellas que caen dentro de este tipo presentan helio neutro y se puede apreciar la absorción del hidrógeno (aunque no tan intensa como en el tipo A) por lo que son extremadamente calientes, su temperatura varía de 12.000ºC a 25.000ºC aproximadamente. Debido a que no tienen suficiente temperatura como para ionizar el helio, este se halla en estado neutro. Un claro ejemplo es Rigel que, al igual que muchas estrellas del tipo B, es muy luminosa y visible a simple vista.

A Blanco 10000 a 7500 K H I muy fuerte, sobre todo en A0
He I desaparece
Aparecen líneas de metales neutros

Este es un grupo muy numeroso de estrellas, tienen temperaturas del orden de los 8.000ºC a 12.000ºC debido a que tienen gran intensidad de hidrógeno, de hecho, son el tipo espectral que tiene más intensidad de hidrógeno. También tienen algunos metales ionizados. Son muchas las estrellas que pertenecen a este tipo, destacándose Sirius y Vega.

F Blanco-Amarillo 7500 a 6000 K H I se debilita
Muchas líneas metálicas claras e intensificándose

Su temperatura ronda los 7.000ºC. aun se aprecian rayas del hidrógeno, aunque débiles. Por otro lado, tienen más rayas de absorción de metales como el calcio, magnesio y el hierro. Varias estrellas brillantes pertenecen a este grupo, como por ejemplo Canopus y Procion.

G Amarillo 6000 a 5000 K H I débil
Otras líneas de H y K muy fuertes, máx. G0
Líneas metálicas intensificándose
Banda G claramente visible

También conocido como tipo solar puesto que el Sol pertenece a este grupo. Su temperatura comprende los 4.000º y 6.000º y se observan muchas rayas espectrales correspondientes a metales (cerca de 12.000 en el Sol) destacándose por su intensidad calcio II, hidrógeno aunque muy débil y otros metales neutros. Como ya se mencionó, el sol pertenece a este tipo, sumándose a Capella y Alpha Centauri.

K Naranja-Amarillo 5000 a 3500 K Dominan las líneas metálicas
H I es ahora insignificante
Fuertes líneas de H y K
Banda G

Están compuestos principalmente por metales neutros como el óxido de titanio que se manifiestan en bandas de absorción por estar en estado molecular. Sus temperaturas rondan los 4.000ºC y sus estrellas más conocidas, por ser muy brillantes, son Aldebarán y Arturo.

M Rojo < 3500 K Línea TiO se intensifica
Ca I muy intensa
Muchas líneas metálicas (neutras)

Al igual que el tipo anterior, presenta óxido de titanio en estado molecular. Esta formado por las estrellas más frías que comprenden temperaturas entre los 2.000º y 3.500ºC. Son de color rojo o anaranjado, algunas estrellas que se pueden observar simple vista son Betelgeuse y Antares.

Clasificación de Grupos de Manchas Solares
Sunspot Group Classification

Grupos  
A Una pequeña y única mancha solar unipolar o un muy pequeño grupo de ellas sin penumbra.
B Grupo de manchas solares bipolares sin penumbra.
C Un alargado grupo de manchas solares bipolares. Una de ellas debe tener penumbra.
D Un alargado grupo de manchas solares bipolares con penumbra en los dos extremos.
E Definido como el grupo D, la extensión longitudinal de su penumbra se encuentra entre 10 y 15 grados.
F Definido como el grupo D, la extensión longitudinal de su penumbra supera los 15 grados.
H Un grupo de manchas solares unipolares con penumbra.

Clasificación de McIntosh

Consiste en un esquema de tres letras.
La primera hace referencia a la clasificación de Zurich pero sin la G y la J (la G se incluye en el grupo E o F y la J en el grupo H).
La segunda se refiere al tamaño del las penumbra y manchas (6 tipos).
La tercera hace referencia a la distribución de las manchas dentro del grupo (4 tipos).

A

Unipolar sin penumbra.

B

Bipolar sin penumbra. No existe límite de extensión.

C

Bipolar con penumbra en una de las manchas de sus polaridades. No existe límite de extensión. Cuando la penumbra sobrepasa los 5º ha de clasificarse como D compacta.

D

Bipolar con penumbra en las manchas de ambas polaridades. Extensión menor a 10º.

E

Bipolar con penumbra en las manchas de ambas polaridades. Extensión comprendida entre 10º y 15º.

F

Bipolar con penumbra en las manchas de ambas polaridades. Extensión mayor a 15º.

H

Unipolar con penumbra. Cuando la penumbra sobrepasa los 5º ha de clasificarse como D compacta.


Tamaño de penumbras y manchas
x

Sin penumbra. Se considera penumbra cuando la región gris que redondea a las manchas tiene más de 3" de arco.

r

Penumbra rudimentaria. Normalmente incompleta, delgada, de contorno irregular, más de 3" de arco y más clara que las penumbras normales. Su estructura es granular o formada por manchistas finas.

s

Penumbra simétrica, circular o elíptica y con un diámetro inferior a 2,5 grados heliográficos. Los núcleos están compactados cerca del centro de la penumbra. Las penumbras elípticas son simétricas alrededor de un solo núcleo. Estas manchas son de lenta evolución.

a

Penumbra asimétrica o compleja, con estructura filamentosa, puede tener varias sombras, contorno irregular y de forma alargada y un diámetro como máximo de 2,5 grados heliográficos. Estas manchas pueden cambiar rápidamente de forma.

h

Penumbra simétrica, circular o elíptica y con un diámetro superior a 2,5 grados heliográficos. Mismas características que el tipo "s".

k

Penumbra asimétrica y compleja, con estructura filamentosa y un diámetro superior a 2,5 grados heliográficos. Mismas características que el tipo "a".


Distribución de las manchas dentro del grupo
x

Mancha única.

o

Distribución abierta de las manchas. La zona intermedia entre la mancha delantera y la trasera está libre de manchas, quedando el grupo claramente dividido en dos zonas de polaridad magnética opuesta.

i

Distribución intermedia de las manchas. Pueden verse algunas manchas sin penumbra entre la mancha delantera y la trasera.

c

Distribución compacta de manchas. Pueden verse al menos una mancha con penumbra entre la mancha delantera y la trasera o un grupo de manchas rodeada por una penumbra continua.

Clasificación de nebulosas

Nebulosas de Emisión: Estas nebulosas son excitadas por estrellas que las iluminan, calentando el polvo y los gases que contiene e ionizando estos últimos. Cuando el polvo se enfría y los átomos se recombinan, liberan energía, haciendo que la Nebulosa emita radiación. Esta radiación es la que se detecta de este tipo de Nebulosas.
Nebulosas de Reflexión: Este tipo de Nebulosas no emite radiación, sino que reflejan de forma no homogénea a la radiación que proviene de estrellas cercanas. La radiación reflejada es lo observable de estas Nebulosas.
Nebulosas Oscuras: Son Nebulosas que se encuentran bastante lejos de la estrellas y tal como su nombre lo indica, se ven más oscuras que sus vecindades. No emiten ni reflejan luz.
Otros tipos:
Nebulosas Planetarias: Si bien no son Nebulosas propiamente, corresponden a las capas externas de una estrella que ha terminado su proceso de Gigante Roja para pasar a Enana Blanca. Véase Evolución Estelar, Nebulosas Planetarias.
Glóbulos de Bok: (llamados también "Globulitos de Bok") Son un tipo especial de Nebulosas. Estos son bastante más densos que las Nebulosas normales, y tienen la característica de ser importantes para la Formación Estelar. Dentro de algunos de estos Glóbulos se lleva a cabo la formación de Protoestrellas, las cuales darán a lugar a Estrellas propiamente tal.

Clasificación de nitidez solar

- Excelente: Estructuras visibles en las sombras (gránulos). Estructuras muy definidas en la penumbra.
- Muy bueno: Algunas estructuras definidas en penumbra, divisiones sombra-penumbra y fotósfera-penumbra. Granulación muy definida.
- Bueno: Se observa granulación al desplazarse la imagen del disco solar. Difícil el constraste entre sombra y penumbra.
- Regular: La sombra y penumbra sólo se distinguen en las grandes manchas. Indetectable la estructura granular.
- Insuficiente: Existe confusión y borrosidad entre sombra y penumbra.

Clasificación de Seeing

- Excelente: Cielo sobresaliente para observar; totalmente despejado, sin bruma y estabilidad atmosférica; prácticamente cualquier aumento da imágenes notables.
- Muy bueno: Aumentos medios producen imágenes claras, cielo casi sin bruma ni distorsión. - Bueno: Aceptable para observación. Posible de usar hasta la mitad del aumento disponible. Con aumentos mayores se producen imágenes borrosas.
- Regular: Cielo con bruma y atmósfera turbulenta, se hace difícil la observación aún a bajos aumentos.
- Insuficiente: Cielo totalmente nublado, sin posibilidad de observación.

Clasificación de Yerkes

La Clasificación de Harvard, a partir de la temperatura entrega algunos datos sobre el color y características espectrales. Una clasificación que entrega información más específica es la de Yerkes ordena las estrellas de acuerdo a su luminosidad. Esto permite obtener información acerca de la forma de la estrella, la naturaleza de algunas líneas espectrales, las cuales permiten obtener la gravedad superficial de las estrellas.
Al igual que la Clasificación de Harvard, de acuerdo a la luminosidad también podemos determinar rápidamente las características que tiene una estrella de determinado tipo, de acuerdo a la clasificación Yerkes.
Ia Supergigantes  luminosas

Estrellas que poseen una luminosidad extremadamente grande y que son muy masivas. Si bien una estrella puede poseer una alta luminosidad y tener uno u otro color, comúnmente las estrellas de tipo I poseen un máximo de emisión en longitudes de onda circundantes al color rojo.

Ib Supergigantes
II Gigantes luminosas

Estrellas que están en la parte superior derecha del diagrama de Hertzprung-Rusell (HR), que poseen una luminosidad de al menos 3 ordenes de magnitud mayor que la del Sol.

III Gigantes

Aún son bastante más grandes que el Sol y poseen una luminosidad de 2 órdenes de magnitud mayor que este.

IV Subgigantes

Estrellas que se encuentran saliendo de la zona de las Gigantes y la Secuencia Principal, en el diagrama de HR. Estas están comenzando a convertirse en gigantes. A estas estrellas se les está comenzando a acabar el Hidrógeno

V Enanas

Estrellas que utilizan hidrógeno como combustible, y poseen volúmenes comparables con nuestro Sol.

VI Subenanas

Estrellas de tamaños mucho menores que el Sol, como enanas blancas, enanas marrón, etc.
Poseen masas un tanto menores que la del Sol.

VII Enanas blancas

Clasificación de Zürich de los grupos de manchas solares

Se basa en si el grupo tiene una distribución monopolar o bipolar, en la existencia o no de penumbra y en este último caso si se halla presente en uno o en ambos extremos, así como a la extensión del grupo en grados de longitud heliográfica.
A

Poro o grupo de poros (sin penumbra) concentrados en 2 ó 3 grados cuadrados.

 
B

Grupo mayor de poros o poros en formación bipolar (sin penumbra), alineados generalmente en dirección Este-Oeste. En casos particulares, a gran aumento y con excelentes imágenes se puede apreciar que algunos de los poros muestran un rudimento de penumbra (unos pocos filamentos).

 
C

Mancha pequeña o mediana (con penumbra) en formación bipolar con un grupo de poros.

 
D

Dos o tres manchas con penumbra en formación bipolar y con poros intermedios.

Extensión inferior a 10°.
E

Grupo bipolar grande de estructura complicada, con penumbras complejas y generalmente con gran número de poros y manchas intermedias.

Longitud comprendida entre 10 y 15°.
F

Fase de máximo desarrollo de un grupo. Manchas muy extensas y complejas (generalmente con grandes sombras y penumbras), con numerosos poros.

Extensión superior a los 15°.
G

Grupo en decadencia. Bipolar grande con penumbras redondeadas, con eventuales poros intermedios. En fases más avanzadas de evolución, una gran mancha con poros en formación bipolar.

Dimensión superior a los 10°.
H

Mancha unipolar con penumbra, en ocasiones grupo compacto de manchas por subdivisión de la principal, con algunos poros en su proximidad.

Dimensiones entre 2°5 y 10°.
J

Mancha unipolar con penumbra redondeada, o pequeña mancha en proceso de disolución.

Dimensión inferior a 2°5.
Como sea que en ocasiones las diferencias de un tipo a otro (D y E, E y F, F y G, H y J) únicamente pueden establecerse por la extensión en longitud del grupo, es recomendable utilizar una plantilla que muestre los meridianos y paralelos del Sol y por proyección determinar el tamaño de los grupos que puedan resultar conflictivos. De este modo se evitarán también errores subjetivos de clasificación como, por ejemplo, el muy extendido de anotar como de tipo F a las manchas E "compactas". Es imprescindible un buen conocimiento de la clasificación de Zürich antes de iniciarse en otras clasificaciones, como la de McIntosh.

Clasificación estelar

Todas las estrellas reciben una designación que consiste en una o unas letras (latinas y romanas) y un número, de acuerdo con la naturaleza de sus espectros ópticos, los cuales están relaccionados con su temperatura superficial. Esta clasificación fue establecida por Annie Jump Cannon.
Las clases son: O, B, A, F, G, K, y M (luego ampliadas con N, R, S y W: tipos poco frecuentes); de este modo las estrellas de tipo O son las más calientes, y las de tipo M las más frías. Los números son simples subdivisiones de una clase mayor (gradaciones dentro del mismo tipo), y van aumentando a medida que la temperatura estelar desciende, aproximándose a la clase siguiente (por ejemplo K2 y K8, en donde la más fría es la segunda).
Estas clases también se denominan "Tipos espectrales".
Los tipos tienen esta ordenación, creada hace ya mucho tiempo, porque fueron asignadas en función de su temperatura superficial, en orden decreciente de temperatura: las de tipo O y B no abundan, pero por otro lado son muy brillantes, mientras que la de tipo M son muy abundantes, pero pequeñas y poco brillantes. Según esta clasificación nuestra estrella, el Sol, es de tipo espectral G2.
Una clasificación posterior (que se nombra con letras romanas) agrupa a las estrellas en gigantes, estrellas de la secuencia principal (Ver "Diagrama H-R") y enanas (rojas, blancas y marrones, según sean frías, calientes o en el límite "planeta grande/estrella" respectivamente). Si la estrella presenta en su espectro otras particularidades se añaden letras minúsculas, como por ejemplo "e" si presenta líneas de emisión (tipo completo: GIII8e).

Clasificación magnetica del Observatorio de Monte Wilson
Mount Wilson magnetic classifications

Alpha

Denota un grupo unipolar de manchas solares.

Beta

Un grupo de manchas solares que tiene polaridades positivas y negativas, con una división simple y precisa entre las polaridades.

Beta-Gamma

Grupo de manchas que es bipolar en el cual, sin embargo, no se puede marcar una línea continua separando manchas de diferentes polaridades.

Delta

Configuración magnética compleja de un grupo de manchas solares donde la umbra (sombra) tiene polaridad opuesta a la de su correspondiente penumbra.

Gamma

Región activa compleja en la cual las polaridades positiva y negativa están tan irregularmente distribuidas que no se la puede clasificar como un grupo bipolar.

Clepsidra

Reloj de agua.

CMB

Acrónimo de Fondo Cósmico de Microondas. Ver Radiación de fondo.

CME
Coronal Mass Ejections

Erupciones de materia que cruzan la corona hacia el espacio exterior. Pueden estar ocasionadas por fulguraciones o erupciones de protuberancias.

Coeficiente de fase

Cadencia en la que varía la magnitud de un asteroide con el ángulo de fase, en unidades de mag/grados.

Cohete

Aparato volador que sube hacia el cielo en dirección casi perpendicular a la superficie terrestre. Algunos cohetes se utilizan para poner en órbita instrumentos científicos, otros llevan a bordo naves tripuladas.

Cola

Estela luminosa formada por gas y polvo, que prolonga la cabeza de un cometa en dirección opuesta al Sol.

Cola de gas

Los cometas, cuando están cerca del Sol, tienen una cola de gas que alcanza más de 150.000.000 de kilómetros de longitud; es decir, más que la distancia que separa a la Tierra del Sol. Esta cola se forma por la interacción del viento solar con los gases que rodean al núcleo del cometa. Estos gases fueron ionizados por la radiación solar y gracias a su carga eléctrica sienten fuertemente la presión del viento solar. La cola de gas apunta en dirección directamente opuesta al Sol y es de color ligeramente azul.

Cola de polvo

Los cometas pueden tener una cola de polvo. Se produce cuando se desprenden partículas sólidas del núcleo. Las partículas son empujadas en dirección contraria al Sol por la presión de la radiación solar. El viento solar tiene poco efecto sobra esta cola de polvo ya que las partículas no tienen carga electríca. Ya que la fuerza de radiación es debil el polvo se aleja lentamente de la coma del cometa y la cola de polvo, orientada en dirección opuesta al Sol, aparece `atrasada' con respecto a la cola de gas. La cola de polvo brilla porque refleja la luz del Sol, puede tener coloración rosada.

Cola magnética

Porción de la magnetósfera planetaria que es empujada en la dirección del viento solar.
El largo y ancho lado de la noche de la magnetósfera. La región en la cual las subtormentas comienzan. Comienza aproximadamente a 8 veces el radio de la Tierra (RE) del lado de la noche de la Tierra y ha sido observada a distancias de al menos 220 RE.

Colapso gravitatorio

Derrumbe por su propio peso de un objeto masivo hacia su interior. Un ejemplo es el caso de las nubes interestelares que se van desplomando hacia su centro para, posteriormente, formarse en estrellas, una vez que se inició la fusión nuclear.

Colimador

Instrumento de óptica que permite obtener un haz de rayos luminosos paralelos. Anteojo que va montado sobre los grandes telescopios astronómicos, para facilitar su puntería.

Colisión

Interacción gravitatoria de galaxias a muy corto alcance, lo cual da como resultado, a veces, una fusión.

Colisiones de Coulomb
Coulomb collisions

Interacciones colisionales entre partículas debido a sus campos eléctricos.

Colles

Pequeñas colinas, collados o protuberancias montañosas.

Color

El color es la impresión que deja sobre nuestra retina la luz de diferentes longitudes de onda. Los colores de los cuerpos incandescentes y densos están relacionados con su color.
Propiedad abstracta, no relacionada con el color ordinariamente visible, que gobierna la interacción de algunas partículas elementales. A una partícula puede asignársela el color azul, rojo o verde.

Coluro

Cada uno de los dos meridianos de la esfera celeste, que contienen, el primero, los dos solsticios, y el segundo, los dos equinoccios.

Coma

Envoltura nebulosa de la cabeza (núcleo activo) de un cometa.
Cúmulo de Galaxias en la Constelación de Coma.

Coma Berenice

Constelación boreal situada entre las de la Virgen y los Lebreles, formada por multitud de estrellas de poco brillo.
Ver Cabellera de Berenice.

Comensurabilidad

Una configuración orbital en la que dos cuerpos orbitan con un barícentro común (el Sol) cuando el período de uno es una fracción racional del otro.

Cometa

Cuerpo menor del sistema solar caracterizado por un núcleo de varios kilometros formado por rocas y hielo, y sobre todo por una cabellera y una cola que se hacen más visibles a medida que el cometa se aproxima al Sol.

Cometa caudato

Cometa que tiene la estela detrás a modo de cola.

Cometa corniforme

Cometa que tiene una cola luminosa y curva.

Cometa crinito

Cometa cuya estela luminosa se parte en varias ramas divergentes.

Cometa periódico

Cometa que pertenece al Sistema Solar, cuyas apariciones y perihelios suceden regularmente.

Comienzo brusco
sudden commencement

Incremento o decremento abrupto en la intensidad de la componente del campo magnético dirigidad hacia el Norte, que marca el inicio de una tormenta magnética.

Comienzo gradual
gradual commencement

Es el comienzo de una tormenta geomagnética que se manifiesta de una forma no bien definida.

Complejo de actividad

Región de gran actividad y larga duración. Puede tener una vida superior a un año produciendo grupos de manchas de forma casi continua.

Componente H
H component

Intensidad horizontal del Campo Geomagnético.

Condensados piónicos

Se trata de un posible nuevo estado de la materia que se encontraría en el centro de las estrellas de neutrones. Los piones son partículas subnucleares detectadas en laboratorios de aceleración y que pueden concebirse como el pegamento que mantiene unido el núcleo atómico.

Condiciones límite

Las condiciones necesarias para determinar la evolución de un sistema físico, dadas las leyes de la naturaleza. Por ejemplo, la oscilación de un péndulo se determina tanto por las leyes de la mecánica y la gravedad como por la altura inicial desde la que se deja caer el péndulo. Esta última se denomina condición límite, o condición inicial.

Condrita

Una condrita es un meteorito rocoso, o un fragmento de este, que contiene partículas esféricas pequeñas llamadas cóndrulos. Uno de las condritas más importantes es el meteorito Allende, dentro de sus cóndrulos se descubrieron aminoácidos.

Condritas carbonáceas

Tipo raro de meteorito caracterizado por la presencia de compuestos de carbono. cóndrulos: partículas redondeadas de 0,1 a l mm de diámetro, presentes en los meteoritos rocosos y están constituidas por silicatos.

Condritos

Meteoritos con cóndrulos.
Grupo de meteoritos lapídeos constituidos por pequeñas bolitas como consecuencia de haberse solidificado rápidamente.

Cóndrulo

Estructura esférica de olivino y piroxeno, que se encuentra a veces en el interior de los sideritos. Los aerolitos que llevan cóndrulos se denominan condritos, o condritas.

Conglomerado

Conjunto de numerosas estrellas que están agrupadas en un mismo sistema.

Conjunción

Alineación aproximada de la Tierra, el Sol y de un planeta. En la conjunción "superior", el planeta está, visto desde la Tierra, detrás del Sol, en la conjunción "inferior" está delante. También se habla de conjunción con la Luna.

Conjunción inferior

Evento astronómico de Mercurio o Venus cuando alguno de ellos se encuentra exactamente entre el Sol y la Tierra.

Conjunción superior

Evento astronómico de Mercurio o Venus cuando el Sol se encuentra exactamente entre el planeta y la Tierra.

Conjunto de universos

Grupo hipotético de muchos universos con diferentes propiedades. Algunos físicos intentan calcular cuán "probables" son las propiedades de nuestro universo imaginándolo como una muestra de un conjunto de universos.

Conmensurabilidad

Ver Resonancia.

Cono de ceniza

Colina de forma cónica formada por la acumulación de fragmentos piroclásticos que caen al suelo en una condición esencialmente sólida.

Cono de perdida
loss cone

Rango de ángulos de retorno para puntos de reflejo de partículas debajo del tope de la atmósfera. Las partículas con tales ángulos de retorno son eliminadas por colisiones con la atmósfera.

Cono de rotura

Superficies de fractura estriadas con forma cónica producidas por el impacto de un meteorito sobre rocas quebradizas de grano fino como la caliza.

Cono de salpicadura

Cono bajo de abruptas pendientes formado por piroclastos fluidos que recubren la superficie alrededor de un orificio volcánico.

Cono de sombra

Sombra en forma de cono, proyectada por un planeta en la dirección opuesta a la del Sol.

Constante cosmológica - Lambda

Una contribución a la gravedad que resulta de la densidad de la masa efectiva, o densidad de la energía, en el vacío. Una constante cosmológica positiva actúa como si fuese gravedad negativa: en vez de provocar la atracción mutua de dos masas, las hace repelerse.
Es un factor matemático introducido por Einstein en las ecuaciones de campo de la relatividad general para acomodar su creencia en un universo estático. Sin embargo, análisis que se le efectuaron a la ecuación comprobaron que ella no resistía universos estacionarios, sino que mas bien, dinámicas cosmológicas (expansión-contracción). Hoy en día, la constante cosmológica se halla predicha en algunas teorías, pero normalmente es considerada cero y por lo tanto desechada. Matemáticamente se expresa de la siguiente manera:

G + Lambda g = 8p T

Constante de acoplamiento

Valores numéricos que especifican la intensidad relativa de cada una de las fuerzas de la física.

Constante de Boltzmann - K

describe la relación entre la temperatura y la energía cinética para moléculas de un gas. Se expresa matemáticamente de la siguiente manera:

k = 1,38 x 10-16 erg.k-1

Constante de gravitación - G

Su expresión matemática es la siguiente:

G = 6,67 x 10-8 g-1.cm3s-2

Ver Ley de gravedad.

Constante de Hubble - Ho

La constante de Hubble es la tasa a la que se expande el Universo en el presente. Su valor aun no está bien determinado, se estima que está entre 50 y 100 km/s Mpc. Midiendo con precisión la constante de Hubble se puede estimar la edad del Universo.
Estimación que determina la relación entre la distancia de la Vía Láctea a una galaxia y su velocidad de recesión debido a la expansión del universo. Las distancias entre las galaxias van en aumento en proporción a las distancias mismas. La constante de proporcionalidad es de 15 km/seg por cada millón de años luz. Por ejemplo una galaxia a 100 millones de años luz se aleja de nosotros a 1.500 km/seg. Debido a que los valores para la constante de Hubble varían de 50 a 100 kilómetros por segundo por megaparsec (Mpc), normalmente los astrónomos especifican qué valor han usado para convertir el desplazamiento hacia el rojo de una galaxia a su distancia en la Tierra. Dado que el universo tiene su gravitación endógena, no es verdaderamente una constante. En cosmología, matemáticamente se expresa de la siguiente manera:

H = (da/dt)/a,
donde a es el 4-radio del universo.
Cuando se trata de cálculos actualizados se expresa H0 = Hprt

Constante de Planck

constante fundamental de la naturaleza que mide la magnitud de los efectos de la mecánica cuántica. La luz visible, por ejemplo, consta de partículas discretas de luz, o fotones, y cada una transporta una cantidad de energía igual a la constante de Planck multiplicada por la frecuencia de luz visible. (La energía de un fotón de luz visible es de aproximadamente 10-18, o una milmillonésima de una milmillonésima, la energía de una monedita que cae al suelo desde la altura de la cintura). Al combinar la constante de Planck con otras dos constantes fundamentales de la naturaleza -la constante gravitacional de Newton y la velocidad de la luz- se obtienen otras unidades de Planck que marcan densidades críticas y tiempos en que la mecánica cuántica y la gravedad eran extremadamente importantes. Por ejemplo, la densidad de Planck, o escala de Planck, es la densidad de materia sobre la cual la estructura, y quizás hasta el significado, del tiempo y del espacio se rompen debido a los efectos de la mecánica cuántica. Expresándolo en cifras, la densidad de Planck es de unos 1093 gramos por centímetro cúbico. El universo recién creado tuvo esta enorme densidad a la edad aproximada de 10-43 segundos, lo que se denomina la era de Planck, y cuando su temperatura alcanzaba los 1022 centígrados. A esta temperatura, la energía media por partícula era equivalente a la masa de Planck, unos 10-5 gramos.
La constante de Planck se expresa matemáticamente de la siguiente manera:

h = 6,63 x 10-27erg s

Constante de Stefan-Boltzmann - sigma

Corresponde a la constante de proporcionalidad insertada en la ley de Stefan-Boltzmann. Su expresión matemática se la conoce de la siguiente manera:

s = 5,67 x 10-5 erg cm-2s-1 K-4

Constante dieléctrica

Razón entre la densidad de flujo eléctrico y el campo eléctrico.

Constante gravitacional gausiana

Constante que define al sistema astronómico de medidas mediante la tercera ley de Kepler. Sus unidades son: de longitud (L), la Unidad Astronómica; de masa (M), la masa de Sol y de Tiempo (T), el día. El valor de la constante es K = 0.01720209895 y sus dimensiones son LMT.

Constante solar

Es la cantidad de energía recibida en forma de radiación solar por unidad de superficie, medida en la parte externa de la atmósfera en un plano perpendicular a los rayos. Esta medición tiene como resultado un valor de 1366 watios por metro cuadrado.
La constante Solar incluye tanto la radiación visible, como los demás tipos de radiación y está relacionada con la magnitud aparente del Sol, cuyo valor es de -26,8.
Realmente la constante solar no es propiamente una constante, es un parámetro que a corto plazo y medio plazo varía dentro de márgenes estrechos.

Constantes fundamentales de la naturaleza

Cantidades físicas, como la velocidad de la luz o la masa de un electrón, que son parte fundamental de las leyes de la física y que se considera son las mismas siempre y en cual quier lugar del universo. La mayoría de los físicos trabajan con las constantes fundamentales como si fueran propiedades dadas del universo.

Constantes universales

Constantes Denominación Sistema SUNG
Número cosmológico
N
 
Gravitación en SUNG
G . Mp / lp . c2
Gravitación en MKS
G
. lp . c2 / Mp
Constante de Planck
h
Mp . lp . c
Velocidad luz
c
 
Constantes Denominación En unidades MKS
Número cosmológico   1041 adim.
Gravitación en SUNG   0.9398 . 10-39 adim.
Gravitación en MKS   6.673 . 10-11 Nw . Mt2. Kg-2
Constante de Planck   6.6262 . 10-34 Mt2 . Kg / seg.
Constante de Boltzmann
k
1.38 . 10-16 erg. k-1
Constante de Stefan - Boltzmann
s
5.67 . 10-5 erg. cm-2 . s-1 . K-4
Carga del electrón
e
4.80 . 10-10 g1/2 . cm3/2 . s-1
Masa del electrón
me
9.11 . 10-28 g
Masa del protón
mp
1.67 . 10-24 g
Velocidad de la luz
c
2.9979 . 108 Mt / seg

Constelación

Conjunto de estrellas que parecen próximas en el cielo por efecto de la perspectiva. Las constelaciones clásicas se asocian a figuras de animales, de personajes mitológicos o de objetos de uso común, y varían según los pueblos y los periodos históricos. Cada objeto astronómico está localizado en una constelación específica.
Se suelen separar las constelaciones en dos grupos, dependiendo del hemisferio en que se encuentren; las contelaciones septentrionales son aquellas ubicadas al Norte del ecuador celeste y las constelaciones australes, son las seituadas en el hemisferio Sur.
A partir de 1928, la Unión Astronómica Internacional (UAI) decidió agruparlas constelaciones en 88, delimitadas de forma precisa.

Constelación zodiacal

Constelación por la que pasa la eclíptica.

Constelaciones

El cielo se ha dividido en 88 secciones irregulares que se llaman constelaciones, con el fin de localizar las estrellas y otros cuerpos celestes. Muchas constelaciones fueron delineadas y bautizadas hace miles de años con nombres mitológicos de diferentes culturas.
Listado de las 88 constelaciones en que se divide el cielo nocturno. La misma fue adoptada por la Unión Astronómica Internacional en 1930.
La siguiente tabla está organizada alfabéticamente, según la nomenclatura latina (de uso general). Se incluye, además, la abreviatura generalmente dada a cada constelación, el genitivo y el nombre en español.
Nombre en latín Abreviatura Genitivo Nombre en español
Andromeda And Andromedae Andrómeda
Antlia Ant Antliae Máquina Neumática
Apus Apu Apodis Ave del Paraíso
Aquarius Aqr Aquarii Acuario
Aquila Aql Aquilae Águila
Ara Ara Arae Altar
Aries Ari Arietis Carnero
Auriga Aur Aurigae Cochero
Boötes Boo Boötis Boyero
Caelum Cae Caeli Cincel
Camelopardalis Cam Camelopardalis Jirafa
Cancer Cnc Cancri Cangrejo
Canes Venatici CVn Canum Venaticorum Los Perros de Caza
Canis Major CMa Canis Majoris Can Mayor
Canis Minor CMi Canis Minoris Can Menor
Capricornus Cap Capricorni Capricornio, Cabra de Mar
Carina Car Carinae Quilla
Cassiopeia Cas Cassiopeiae Casiopea
Centaurus Cen Centauri Centauro
Cepheus Cep Cephei Cefeo
Cetus Cet Ceti Ballena
Chamaeleon Cha Chamaeleontis Camaleón
Circinus Cir Circini Compás
Columba Col Columbae Paloma
Coma Berenices Com Comae Berenices Cabellera de Berenices
Corona Australis CrA Coronae Australis Corona Austral
Corona Borealis CrB Coronae Borealis Corona Boreal
Corvus Crv Corvi Cuervo
Cráter Crt Crateris Copa
Crux Cru Crucis Cruz del Sur
Cygnus Cyg Cygni Cisne
Delphinus Del Delphini Delfín
Dorado Dor Doradus Pez Dorado
Draco Dra Draconis Dragón
Equuleus Equ Equulei Pequeño Caballo, Caballito
Eridanus (constelación) Eri Eridani Erídano
Fornax For Fornacis Horno
Gemini Gem Geminorum Géminis, Gemelos
Grus (constelación) Gru Gruis Grulla
Hercules Her Herculis Hércules
Horologium Hor Horologii Reloj
Hydra Hya Hydrae Hidra
Hydrus Hyi Hydri Hidra macho
Indus Ind Indi Indio (americano)
Lacerta Lac Lacertae Lagartija
Leo Leo Leonis Leo, León
Leo Minor LMi Leonis Minoris León Menor
Lepus Lep Leporis Liebre
Libra Lib Librae Libra, Balanza
Lupus Lup Lupi Lobo
Lynx Lyn Lyncis Lince
Lyra Lyr Lyrae Lira
Mensa Men Mensae Mesa
Microscopium Mic Microscopii Microscopio
Monoceros Mon Monocerotis Unicornio
Musca Mus Muscae Mosca
Norma Nor Normae Regla
Octans Oct Octantis Octante
Ophiuchus Oph Ophiuchi Ofiuco
Orion Ori Orionis Orión
Pavo Pav Pavonis Pavo
Pegasus Peg Pegasi Pegaso
Perseus Per Persei Perseo
Phoenix Phe Phoenicis Fénix
Pictor Pic Pictoris Paleta del Pintor
Pisces Psc Piscium Piscis, Peces
Piscis Austrinus PsA Piscis Austrini Pez Austral
Puppis Pup Puppis Popa
Pyxis Pyx Pyxidis Brújula
Reticulum Ret Reticuli Retícula
Sagitta Sge Sagittae Flecha
Sagittarius Sgr Sagittarii Sagitario, Arquero
Scorpius Sco Scorpii Escorpio, Escorpión
Sculptor Scl Sculptoris Escultor
Scutum Sct Scuti Escudo
Serpens Ser Serpentis Serpiente
Sextans Sex Sextantis Sextante
Taurus Tau Tauri Tauro, Toro
Telescopium Tel Telescopii Telescopio
Triangulum Tri Trianguli Triángulo
Triangulum Australe TrA Trianguli Australi Triángulo Austral
Tucana Tuc Tucanae Tucán
Ursa Major UMa Ursae Majoris Osa Mayor
Ursa Minor UMi Ursae Minoris Osa Menor
Vela Vel Velorum Vela
Virgo Vir Virginis Virgo, Virgen
Volans Vol Volantis Pez Volador
Vulpecula Vul Vulpeculae Zorra

Contacto binario

Figura asteroidal compuesta por dos asteroides esféricos en contacto.

Contactos

En las fases de un eclipse, una ocultación o un transito, es cuando los margenes de los discos aparentes de los cuerpos astronómicos parecen "tocarse". En un eclipse solar, el primer contacto es cuando el margen que avanza del Sol toca por vez primera la Luna; El segundo contacto es cuando el margen anterior del Sol toca al otro lado de la Luna, con lo cual empieza la totalidad; el tercer contacto es cuando el margen posterior del Sol toca al margen posterior de la Luna, con lo que termina la totalidad: y el cuarto contacto marca el final de un eclipse.

Contaminación luminosa

Luz parásita que ilumina el cielo produciendo una pérdida de visibilidad de los astros (tapando a los de brillo más débil).

Continuo espacio temporal

Sistema tetradimensional que incorpora tres dimensiones espaciales más el tiempo.

Contenido total de electrones
Total Electron Content - TEC

El número de electrones a lo largo de la trayectoria de onda medido en electrones/cm 2. El TEC se usa para determinar el retardo y los cambios de dirección de una onda en la ionosfera.

Contracción de longitud

Tendencia de un objeto en movimiento a acortarse en la dirección de su movimiento, tal como lo ve un observador estacionario con respecto al objeto.

Control solar
Solar Control

Término usado para indicar que el comportamiento de una región ionosférica está dominado por el Sol.

Convección

La convección es un modo de transporte de energía en el cual los movimientos macroscópicos (a gran escala) de masas transportan el calor. La ebullición del agua es un ejemplo de convección. Otros son los movimientos de los vientos, de magma terrestre, y de masas de materia en algunas capas del Sol y otras estrellas.

Coordenadas celestes

Sistema de coordenadas semejantes al de la tierra, en el que la longitud está reemplazada por la Ascensión recta y la latitud por la declinación.

Coordenadas celestes eclípticas

Latitud y longitud eclípticas de un punto de la bóveda celeste. Pueden ser geocéntricas o heliocéntricas.

Coordenadas celestes ecuatoriales

Ascensión recta y declinación de un punto de la bóveda celeste. Pueden ser geocéntricas o heliocéntricas.

Coordenadas ecuatoriales

Sistema de coordenadas semejante al de la Tierra, en el que la longitud está reemplazada por la ascensión recta, y la latitud por la declinación.
Los catálogos de estrellas usan las coordenadas celestes para ubicar éstas en el firmamento, y están establecidas para una época determinada, ya que debido a la precesión del eje terrestre, el sistema de coordenadas celestes va cambiando muy lentamente con los años, y por tanto vayan cambiando las coordenadas de las estrellas (incluso las fijas) con el paso de los años.
Cada época dura 50 años, y se expresa de la forma J1900.0, J1950.0, ó J2000.0, indicando el año de inicio de la época, e indicando la letra J que la unidad de tiempo empleado es el año juliano (adoptado por la Unión Astronómica Internacional en 1984).

Coordenadas geográficas

Latitud y longitud de un punto de la superficie terreste, relativas al centro de la Tierra.

Coordenadas horizontales de un astro

Altura y acimut de este astro.

Coordenadas solares
Solar Coordinates

Distancia Meridiana Central (CMD). La distancia angular en la longitud solar medida desde el meridiano central.

Corona
Corona

La corona es la región más exterior de la atmósfera solar, con baja densidad (<1.0 × 109 partículas/cm cúbico) y alta temperatura (> 1.0 × 106 grados K). También se aplica a las regiones externas de otras estrellas. Se caracteriza por su temperatura elevada de dos millones de grados centígrados. En fotografías de rayos x se ve muy brillante. La corona se puede ver a simple vista durante los eclipses de Sol.

Corona F
F Corona

Porción de la corona vista por el ojo humano (es decir vista en luz blanca) durante un eclipse total de Sol, que es causada por la luz solar dispersada o reflejada por partículas sólidas (polvo) del espacio interplanetario.

Corona K
K Corona

Porción de la corona vista en luz blanca (es decir vista por el ojo humano durante un eclipse total de Sol), que es causada por la luz solar dispersada por los electrones en la atmósfera superior caliente del Sol.

Corona solar

Es la parte más exterior de la cromosfera (delgada capa de la atmósfera del Sol que significa "esfera de color") y mide más de 1 millón de kilómetros. Puede observarse en los eclipses solares o utilizando un dispositivo capaz de ocultar la luz del sol, llamado coronógrafo.

Coronae

Estructuras en forma de montículo en Venus, posiblemente causadas por expansión de la corteza, que miden por término medio 800 metros de altura y de 150 a 550 kilómetros de diámetro.

Coronógrafo

Un telescopio de diseño especial que, por medio de un disco plateado en su cara exterior, bloquea la luz del disco solar con la intención de estudiar su débil atmósfera solar, creando para ello "eclipses de Sol" artificiales que oculten el brillantísimo disco solar.

Corpúsculo planetario

En teoría, pequeño cuerpo orbital que aumenta activamente su masa gracias a las colisiones al azar y acabará convirtiéndose en un planeta a plena escala.

Corredor de plages
plage corridor

Espacio en un plage cromosférico carente de intensidad, coincidiendo con una línea de inversión de polaridad.

Corriente anillo
ring current

Sistema de corriente equivalente en gran escala situado en la región ecuatorial, entre 3 y 7 radios terrestres producida por la deriva de Este a Oeste de las partículas atrapadas en la cavidad magnetosférica.

Corriente anular
Ring current

Corriente eléctrica que envuelve la Tierra y que se sabe que se intensifica durante las tormentas magnéticas. Un aumento en la corriente produce una depresión en el campo magnético medido cerca del ecuador en la superficie terrestre. Este campo magnético es controlado de forma rutinaria por los observatorios magnéticos automáticos en la Tierra y se conoce como índice Dst (Disturbance storm time). Durante este intervalo de tiempo, somos capaces de ver de forma global los aumentos y los descensos de la corriente angular durante el curso de la tormenta magnética y como se relaciona directamente esto con el índice Dst.

Corriente de Hall

Los electrones atrapados entre dos polos de un electroimán se mueven en función de los campos magnéticos. Si una corriente va hacia el norte y hay un campo magnético vertical (hacia arriba), éste empuja a los electrones hacia el poniente. Los electrones tienden entonces a irse a una orilla del plano, generándose no sólo el usual flujo de carga, sino una corriente en la dirección transversal.

Corriente Magallánica

Rastro de gases de hidrógeno que se extiende desde las Nubes de Magallanes hacia el polo sur de la Vía Láctea.

Corrientes de Birkeland

Corrientes eléctricas que unen la ionósfera de la Tierra con otras regiones distantes,fluyendo junto con líneas de campo magnético. Llamadas asípor Kristian Birkeland, un pionero en la investigación auroral quien inicialmente propuso dichas corrietes alrededor de 1900, estas corrientes son normalmente asociadas con la aurora polar y con subtormentas.

Corrimiento al azul
Blueshift

Es apreciado cuando una fuente de radiación se acerca al observador. Se evidencia un cambio en las líneas espectrales hacia longitudes de onda más cortas.

Corrimiento al rojo
Redshift

El corrimiento al rojo es el desplazamiento de las líneas espectrales de un objeto celeste debido a su velocidad de alejamiento. Las líneas espectrales de los astros se desplazan cuando estos se acercan o se alejan de nosotros, se conoce como el efecto Doppler. Puesto que el Universo se expande las galaxias más alejadas presentan mayor corrimiento al rojo que las cercanas.

Corrimiento al rojo cosmológico

Efecto generado por una luz emitida que se desplaza hacia el rojo desde una fuente lejana como consecuencia de la expansión endógena del espaciotiempo.

Corteza

Capa sólida de la superficie de un planeta.

Cósmico

Relativo al universo o cosmos. Dícese del orto u ocaso de un astro, que coincide con la salida del Sol.

Cosmogonía

La cosmogonía es el estudio del origen del Universo, sin embargo se suele usar este término para referirse al estudio del origen del Sistema Solar. Se piensa que este se formó a partir de una nube de gas y de polvo, en cuya región central aglutinó la mayor parte de la materia para formar el Sol y en las regiones externas los planetas.

Cosmografía

Descripción de los sistemas astronómicos del Universo, que emplea de las ciencias matemáticas y físicas nociones elementales.

Cosmográfico

Perteneciente o relativo a la cosmografía.

Cosmógrafo

Persona que ejerce la cosmografía.

Cosmología

Ciencia que estudia el universo o cosmos, su origen, su estructura y las leyes generales que lo rigen. En otro tiempo estuvo muy relacionada con la metafísica (cosmología escolástica); en la actualidad se denomina filosofía natural o filosofía de la naturaleza. Parte de la astronomía que trata de las leyes generales que rigen el origen, la estructura y la evolución del universo. Conjunto de teorías que proponen una imagen coherente del universo.
La cosmología es el estudio del origen y de la evolución del universo en su conjunto.
Recientemente ha tenido gran auje debido a la posibilidad de hacer observaciones adecuadas, y a que se han incorporado físicos dedicados a las partículas elementales a su estudio.

Cosmología cuántica

Subcampo de la cosmología que se relaciona con el universo durante sus primeros 10-43 segundos, cuando los efectos de la mecánica cuántica y la gravedad eran ambos extremadamente importantes.

Cosmología FRW

Se denominan así los modelos cosmológicos modernos basados en las soluciones de Friedmann-Robertson-Walker, suelen denominase cosmología de «FRW».

Cosmonauta

Un cosmonauta es una persona que viaja en una nave espacial.
Ver Astronauta.

Cosmos

El cosmos es la totalidad de los objetos celestes, el espacio, el tiempo y la radiación. Cosmos es sinónimo de universo.

Cráter

Perforación de forma circular en la superficie sólida de un planeta o satélite, producida por el impacto de un meteorito o por una erupción volcánica. La mayor parte de los cráteres de la Luna, por ejemplo, son cráteres de impactos meteóricos.

Cratones

Porciones relativamente estables de los continentes compuestas por regiones escudo y sedimentos de plataformas; tipicamente, los cratones están rodeados por regiones tectónicamente activas caracterizadas por la actividad volcánica, aparición de fallas y movimientos ascensionales.

Creciente

Dicese dc una de las fases de la Luna o de los planetas internos (Venus y Mercurio) vistos desde la Tierra, causadas por los angulos relativos de la luz solar que ilumina al planeta o la Luna, y del punto de vision del observador. Desde una nave espacial tambien han sido observadas fases crecientes de la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno.

Crepúsculo

Es la claridad que precede a la salida del Sol o sigue a su puesta.
El crepúsculo se define como el momento antes de la salida o después de la puesta del Sol, en el que puede verse su luz. Esto es debido a la refracción de los rayos de luz del Sol que alarga el día por la mañana (antes del amanecer) y por la tarde (después del ocaso). Existen dos tipos de crepúsculos:
- el matutino: también llamado aurora o alba, ocurre antes de la salida del Sol
- el vespertino: que ocurre tras la puesta de Sol
Por otro lado, el crepúsculo se sucede en tres fases:
- Crepúsculo civil: desde que el Sol se pone hasta que alcanza una altura de 6º, en la cual pueden verse estrellas de primera magnitud y algunos planetas.
- Crepúsculo naútico: se da cuando el Sol alcanza los -12º, llegando a ser visibles las estrellas de tercera magnitud, con lo que se pueden reconocer las principales constelaciones y se puede distinguir el horizonte en el mar.

Crochet

Desviación repentina del campo geomagnético orientado al Sol (componente H) asociada con una gran emisión de rayos X provenientes de una fulguración solar.

Cromatógrafo de gases

Dispositivo para el análisis de compuestos químicos o mezclas de compuestos.

Cromodinámica cuántica - QCD

Teoría que explica las interacciones de la fuerza fuerte entre los quarks en términos cuánticos.

Cromosfera
Chromosphere

Nivel más bajo de la atmósfera solar entre la fotósfera y la corona. Aparece como un anillo rojo alrededor del Sol durante los eclipses.

Cronógrafo

Instrumento que permite registrar con precisión, mediante una señal eléctrica, el instante en que se produce un fenómeno.

Cruz Austral

Constelación que marca el Sur geográfico.
Constelación cercana al círculo polar antártico que posee 17 estrellas, y las cuatro más brillantes forman una cruz.
Ver Cruz del Sur.

Cruz del Sur

Constelación que marca el Sur geográfico.
Constelación cercana al círculo polar antártico que posee 17 estrellas, y las cuatro más brillantes forman una cruz.
Ver Cruz Austral.

Cuadrante

Antiguo instrumento astronómico de medida de ángulos, formado por la cuarta parte de un círculo y dividido en grados, minutos y segundos.

Cuadrante solar

Superficie plana en la que se han trazado unas líneas, que permiten conocer la hora de acuerdo con la sombra proyectada por el Sol.

Cuadratura

Dos astros están en cuadratura cuando su distancia angular es de 90º. Un ejemplo de ello es el Sol y la Luna en el primer o último cuarto.

Cuanto

Paquete o cantidad fija de alguna propiedad física como masa o energía.

Cuark

Ver Quark.

Cúasar

Acrónimo de Quasi Stellar Radio Source (Radiofuente cuasiestelar). Cuerpo celeste similar a una estrella pero visible a distancias enormes, incluso millones de años luz. Actualmente se cree que los cuasares son núcleos particularmente brillantes de galaxias lejisimas.
Ver Quásar.

Cuentas de Baily

Una cadena de varias cuentas brillantes de luz blanca, visibles justamente antes o después de la totalidad en un eclipse solar.
El efecto se produce cuando fragmentos de fotosfera brillan a traves de valles situados en el borde del disco lunar.
Ver Efecto del "anillo de diamantes".

Cuerda cósmica

Según la teoría, un tipo de objeto masivo unidimensional que se formó durante la primitiva expansión del universo.

Cuerdas de flujo

Líneas de fuerza magnética que se hallan en la ionosfera de Venus.

Cuerpo celeste

Cualquiera de las estrellas, planetas, lunas, cometas, etc que hay en el universo.

Cuerpo negro

Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la radiación electromagnética que incide en él y que emite la misma cantidad de energía que absorbe por unidad de tiempo. Su emisión depende exclusivamente de la temperatura. La radiación de una estrella se puede aproximar a la de un cuerpo negro; las estrellas azules son más calientes que las amarillas y éstas que las rojas.

Cuervo

Pequeña constelación austral, cercana y al Este del Cráter.

Culminación

Es la máxima altura alcanzada por un cuerpo celeste sobre el horizonte. Este coincide con el momento en que el cuerpo celeste en sí atraviesa el meridiano.

Culminar

Pasar un astro por el punto de máxima altura a que puede hallarse ese día por encima del horizonte.

Cúmulo

Conjunto estable de estrellas relacionadas físicamente entre sí.

Cúmulo abierto

Agrupación irregular (disperso) de estrellas que poseen un origen común y posiblemente reciente. Se denomina tambien cúmulo galáctico ya que estos cúmulos se encuentran dentro de la galaxia, principalmente en sus brazos.
Ver Cúmulo galáctico.

Cúmulo de estrellas

Conjunto estable de estrellas, relacionadas físicamente que se limitan unas con otras por su mutua atracción gravitatoria.

Cúmulo de galaxias

Sistema de galaxias unido gravitatoriamente, en un número que va desde unas pocas docenas a varios miles.

Cúmulo esférico

Ver Cúmulo globular.

Cúmulo estelar

Conjunto de estrellas homogeneas por distancia y edad, que se mantiene unido por la gravedad. Los cúmulos estelares abiertos o galácticos se encuentran en el plano de nuestra galaxia; los cumulos estelares globulares orbitan alrededor de nuestra galaxia como satélites.

Cúmulo galáctico

Conglomerado estelar de cientos de estrellas cuya distribución tiende hacia el plano de la Galaxia.
Ver Cúmulo abierto.

Cúmulo globular

Agrupación esférica de estrellas poseedoras de un origen común; los cúmulos globulares y sus estrellas son muy viejos. Estos cúmulos se encuentran en la zona exterior de la galaxia y acompañan a esta.

Cursor

Pieza pequeña que se desliza a lo largo de otra mayor en algunos aparatos.
Hilo móvil que atraviesa el campo de un micrómetro y que sirve para medir el diámetro aparente de un astro.

Curva de luz

Representación gráfica de la variación temporal de la magnitud aparente de un astro.

Curvatura

separación de la geometría del universo con respecto a la geometría euclidiana (plana). En términos cualitativos, la curvatura la indica el parámetro de curvatura, simbolizado por k. Los valores k = 0, 1, -l se refieren a la geometría plana (no curva), la geometría cerrada y la geometría abierta, respectivamente. En una geometría plana, por ejemplo, la circunferencia de un círculo es igual a dos veces p multiplicado por su radio. En una geometría cerrada, la circunferencia es menor que dos veces p multiplicado por el radio; en una geometría abierta, es mayor.

Cúspides (de la magnetósfera)

Dos regiones de campos magnéticos débiles, en el límite de la magnetósfera hacia el Sol, uno en cada lado del Ecuador. Estos separan líneas de campo magnético cerrando al frente de aquellos barridos hacia la cola magnética de la Tierra.


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D-comas

Nuevos objetos requeridos por la simetría de dualidad. Se extienden en varias dimensiones donde los extremos de las cuerdas pueden terminar de una forma semejante a una coma ",". A principios de el año 1996, A.Strominger y C. Vafa utilizaron los D-comas como estados cuánticos del campo gravitacional de ciertos tipos de agujeros negros, lograron reproducir, exactamente y por primera vez, las propiedades termodinámicas de Bekenstein y Hawking.

Debilitamiento diurno
Daylight fadeout

Cuando ocurre una fulguración, el incremento de la absorción de las ondas de radio en la Región D de la ionósfera puede hacer inutilizable parte del espectro de altas frecuencias de HF.
Las transmisiones de ondas de radio son absorbidas por períodos que pueden durar desde minutos hasta horas. Solo pueden ser afectados aquellos enlaces-radio diurnos, a veces en todo el espectro de HF, aunque normalmente lo es la porción de las frecuencias más bajas. Este efecto ionosférico está dentro de la amplia categoría de perturbaciones ionosféricas repentinas (SIDs).

Decadencia radiactiva

Es el escape de un electrón desde un átomo pese a que el primero no contaba con la energía necesaria para hacerlo.

Decaimiento beta

Reacción nuclear espontánea en la cual un neutrón decae en un protón, un electrón y un neutrino.

Decaimiento nuclear

Se refiere a átomos que normalmente no se encuentran en la naturaleza y que, al se producidos por una manipulación, su permanencia es brevísima. Es el caso del positronium, una especie de átomo de hidrógeno formado por un electrón y un positrón que se aniquilan en una diezmilésima de millonésima de segundo, mientras un fotón se escapa con la energía.

Decil
Decile

Si ordenamos un conjunto de valores numéricos de menor a mayor y lo dividimos en diez partes iguales, entonces los valores que separan las partes se llaman deciles. En consecuencia hay nueve deciles que separan las diez secciones. Los deciles superior e inferior son los niveles 90% y 10%, respectivamente.

Declinación

Distancia angular entre un astro y el ecuador celeste.
Es la coordenada de la esfera celeste , equivalente a la latitud de la Tierra. Se mide entre 0º y 90º; es positiva (hasta +90º) si va hacia el Polo Norte y negativa (hasta -90º) si va hacia el Polo Sur.
Para hallar la posición de un astro en el cielo, se necesita hallar la declinación y la ascensión de la recta (longitud terrestre). La declinación obtenida será la aparente; para determinar la declinación real, habrá que tener en cuenta las correcciones ocasionadas por el paralaje, la aberración anual, la precesión y la nutación.
La declinación corresponde a la latitud.

Declinación magnética

Desviación de las líneas del campo magnético de la Tierra, respecto de la línea norte sur geográfica. Cambia periódicamente con el tiempo.

Declive Geomagnético Ecuatorial
Geomagnetic Dip Equator

Donde el campo geomagnético está horizontal respecto a la Tierra.

Decrecimiento de Forbush
Forbush decrease

Decrecimiento abrupto, de al menos un 10%, de la intensidad de los rayos cósmicos galácticos observados por monitores de neutrones.

Defecto de iluminación

Medida angular de la porción del disco lunar o planetario que no está iluminado, observado desde la Tierra.

Deferente

Círculo grande centrado en la Tierra o cerca de ella, sobre el cual se mueve el epiciclo de un determinado planeta, en la teoría geocéntrica desarrollada por Hiparco y Ptolomeo.

Deflección de la vertical

Diferencia angular entre el cenit astronómico y el cenit geodésico.

Deflección gravitatoria de la luz

Desviación de un haz de luz, debida a la gravedad.
Se observa cuando la luz proveniente de un objeto celeste, pasa por la vecindad de otro muy masivo. Ángulo por el cual el camino aparente de un fotón es desviado de su dirección original al pasar por el campo gravitatorio del Sol. Su valor llega a ser de 1.75 segundos de arco en el limbo solar e influye en la conversión de posiciones estelares medias en aparentes.

Degeneración

Estado de la materia altamente comprimido característico del núcleo de ciertas enanas blancas. En la materia degenerada, la ley de los gases ideales que relaciona densidad con presión no se cumple.

Deimos

Uno de los dos satélites naturales de Marte

Delfín

Constelación boreal pequeña situada cerca y al Este del Águila.

Delta Y (Delta T)

Diferencia ente el tiempo dinámico terrestre y el tiempo universal.

Densidad

Medida de masa por unidad de volumen. Se expresa en gramos por centímetro cúbico (o kilogramos por litro). La densidad del agua es 1.0, del hierro es 7.9 y del plomo 11.3 gr/cm3.

Densidad crítica

En cosmología la densidad crítica se refiere a la densidad promedio que debería tener el Universo de tal manera que alcanzara un radio infinito en un tiempo infinito. Si la densidad fuese mayor que la crítica el Universo se colapsaría sobre sí mismo. Si la densidad fuese menor que la crítica el Universo se expandería por siempre.

Densidad de electrones
Electron density

Es el número de electrones por unidad de volumen.

Densidad de masa crítica

El valor de la densidad promedio de masa cósmica sobre la cual el universo es cerrado. La densidad promedio de masa del universo se obtiene midiendo la masa en un volumen de espacio muy amplio, que incluya muchas galaxias, y dividiendo esa cifra por el tamaño del volumen. La velocidad actual de expansión del universo es la que determina la densidad de masa crítica. Según cálculos de la velocidad actual de expansión del universo, la densidad actual de masa crítica corresponde a aproximadamente 10-29 gramos por centímetro cúbico. Basándonos en las mejores mediciones, la densidad promedio de masa de nuestro universo parece estar cerca de un décimo de la densidad de masa crítica.

Depleción

Disminución local del campo de gravedad de un astro.

Desacoplamiento débil

Se considera como desacoplamiento débil, cuando la temperatura de la radiación cósmica desciende bajo diez mil millones de grados y los neutrinos de la radiación cósmica de fondo ya no tienen interacción con la materia del cosmos. Después de este período, circulan libremente en el universo y constituyen la radiación fósil neutrínica cuya temperatura media hoy está estimada en 1,9°K. No ha sido aún detectado.

Desacoplamiento electromagnético

Cuando la temperatura cósmica desciende bajo tres mil grados, aproximadamente, la formación de los átomos de hidrógeno hace desaparecer la población de electrones libres con los cuales los fotones de la radiación cósmica de fondo interactuaban. Después de ese período, el libre recorrido medio de estos fotones es más grande que el radio del universo observable.

Descomposición

Transformación espontánea de una partícula en una o más partículas distintas, que luego pueden descomponerse también.

Desierto

Vasta regiones de distancias microscópicas donde teóricamente no aparecen partículas.

Designaciones de Bayer

Uso de las letras griegas para asignarlas a las estrellas de una constelacion para la identificación de éstas. La asignación es por orden alfabético (griego) comenzando por la estrella más luminosa (estrella alfa) y siguiendo por orden de luminosidad decreciente de las estrellas de la constelación (beta, gamma, delta, ...). Para designar a cada estrella se nombra su letra del alfabeto griego seguido del genitivo del nombre latino de la constelación. Por ejemplo Alpha Cygni es la estrella más brillante de la constelación del Cisne (también conocida con el nombre de Deneb).

Desplazamiento hacia el azul

Las ondas luminosas procedentes de una estrella que se mueve hacia nosotros son comprimidas por el movimiento de la estrella. Esto significa que la luz tiene longitudes de onda más cortas, y se dice que está desplazada hacia el azul. El desplazamiento es tanto mayor cuanto mayor sea la velocidad del desplazamiento de la estrella con respecto al observador, por lo que la medida del desplazamiento hacia el rojo o hacia el azul (observado por ejemplo para una raya espectral de frecuencia conocida en el espectro de la estrella) indica cuál es la velocidad de alejamiento o de acercamiento respectivamente de la estrella al observador.
Ver Desplazamiento hacia el rojo.

Desplazamiento hacia el rojo

Desplazamiento que a causa del Efecto Doppler, acusan las ondas luminosas emitidas por una estrella o por una galaxia que se aleja de nosotros. En los pocos casos en que se aproximan, se habla de un desplazamiento hacia en Azul.

Desvanecimiento diurno
Daylight fadeout

Cuando se produce una erupción solar, un aumento en la absorción de las ondas radio en la región D puede convertir parte del espectro de alta frecuencia (HF) en inutilizable. A veces la totalidad del espectro de HF se ve afectado, pero normalmente las frecuencias más bajas se ven aún más afectadas. Únicamente aquellos circuitos con sectores diurnos pueden verse perturbados por este suceso.

Desvanecimiento multicamino
Multipath fading

Cuando existen varios caminos para la propagación de una señal de radio, cada uno conlleva un retardo diferente. Esto produce que el receptor sume varias versiones de la misma señal con fases distintas. Esta suma puede producir una importante degradación en la amplitud de la señal que llamamos desvanecimiento por multicamino.

Deterioro orbital

Es el resultado cuando un cuerpo se mueve con demasiada lentitud para mantener su órbita; la órbita se vuelve cada vez más pequeña hasta que los cuerpos orbitante y orbitado chocan.

Deuterio

El deuterio es un isótopo del hidrógeno que contiene un protón y un neutrón. El deuterio es un combustible fundamental de las estrellas, durante la fusión nuclear dos núcleos de deuterio se convierten en uno de helio liberando enormes cantidades de energía.

Deuterón

Partícula que consiste en un neutrón y un protón; es equivalente al núcleo de un átomo de deuterio, un isótopo del hidrógeno.

Deyección

Materia que es arrojada desde una depresión en la superficie de un planeta, ya sea a causa de la colisión de un meteorito o cometa o de una erupción volcánica u otro proceso tectónico.

Día

El día es el intervalo de 86400 segundos del Sistema Internacional de Tiempo. Es el lapso entre dos pasos sucesivos del Sol por el meridiano del observador. Los días transcurren porque la Tierra rota sobre su eje. También se puede medir la rotación del planeta respecto de las estrellas, en cuyo caso el día es cuatro minutos más corto.

Día aparente

Período entre un mediodía y el siguiente, tal como es observado desde un punto determinado de la superficie de un planeta; llamado también día solar, o Sol.
Ver Día sideral.

Día civil

Día medio contado de 0 a 24 h a partir del paso inferior del Sol medio por el meridiano del lugar.

Día juliano

Cada uno de los días contados ininterrumpidamente desde el 1 de enero de 4713 a. C.
Como comienzo de cada día juliano se considera el mediodía medio de Greenwich. En las efemérides astronómicas se da el número entero de días julianos que han pasado desde el comeinzo del conteo hasta el mediodía medio de Greenwich de la fecha dada. La fecha de comienzo del conteo de los días julinos es convencional y fue propuesta en el siglo XVI de nuestra era por Scaliger como comienzo de un gran periodo de 7980 años que se obtiene como producto de multiplicar tres subperiodos escogidos arbitrariamente.
Los días julianos se usan cuando, por ejemplo, se quiere calcular el número de días pasados entre dos fechas dadas o cuando se quiere determinar el día de la semana de un acontecimiento (se divide el número del día juliano correspondiente a la fecha dada por 7, el resto indica el día de la semana: cero lunes, uno martes, y así sucesivamente.En astronomía, los días julianos se emplean al investigar las curvas de brillo de estrellas variables, la diferencia de días entre dos pasos por el perihelio de un cometa, etc. La denominación de día julinao fue dada por Scaliger en honor a su padre (Julio) y no tiene relación con el calendario juliano.

Día juliano modificado

Cada uno de los días contados ininterrumpidamente desde el 17 de noviembre de 1858 a las 0 horas. Se deduce de la fecha reportad en el periodo juliano por sustracción de 2400000,5. Su uso se acordó en 1973 por la Unión Astronómica Internacional.

Día lunar

Tiempo que tarda la Tierra en su movimiento de rotación con respecto a la Luna; o sea, el intervalo de tiempo transcurrido entre los dos pasos sucesivos de la Luna por el meridiano del lugar. El día lunar medio es aproximadamente de 24,84 horas de duración o 1,035 veces el día solar medio.

Día medio

Tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol medio o ficticio, por el meridiano. su duración es de 24 horas.

Día sideral

Tiempo de rotación de la Tierra con respecto al equinoccio invernal. Es aproximadamente igual a 0,99727 del día solar medio. Debido a la precisión de los equinoccios, el día sideral así definido es ligeramente menor que el período de rotación con respecto a las estrellas fijas, pero la diferencia es menor que un centésimo de segundo. Período de rotación de la tierra sobre sí misma. Un día sideral equivale a 23 horas, 56 minutos y 4,090 seg., media fase exacta de la luna o un planeta inferior.
Ver Día sidereo.

Día sidereo

Es el tiempo necesario para que la esfera celeste complete una rotación completa (360 grados) sobre su eje. Visto desde la Tierra, es el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos de una estrella cualquiera del firmamento que por un meridiano terrestre cualquiera, esto es, es el periodo real de rotación de la Tierra sobre su propio eje (360 grados completos).
El día sidéreo terrestre está dividido en 24 horas, y su duración real es de 23 horas, 56 minutos y 4 segundos del tiempo solar.
Ver Día sideral.

Día solar

Período de rotación de la Tierra con respecto al Sol, al completar una vuelta alrededor de su eje. El día solar medio es el tiempo o período de rotación con respecto al sol medio. El día solar que comienza a medianoche se llama día civil o día calendario, pero si el día comienza a mediodía, se le denomina día astronómico y fue usado primitivamente en los cálculos astronómicos.

Día solar medio

Intervalo de tiempo entre dos culminaciones sucesivas del Sol medio ecuatorial, contados iguales en un mismo meridiano geográfico. Como comienzo de los días solares medios para cualquier meridiano se toma el momento de la culminación inferior del Sol medio.
La duración es de 24 horas, 60 minutos y 60 segundos (el cómputo equivale a 86.400 segundos).

Día solar verdadero

Intervalo de tiempo entre dos culminaciones iguales sucesivas del Sol verdadero, contadas desde un mismo meridano geográfico. Como comienzo de los días solares verdaderos para cualquier meridiano se toma el momento de la culminación inferior del Sol verdadero.

Día verdadero

Intervalo de tiempo, cercano a las 24 h, pero variable según la época del año, que separa dos pasos consecutivos del Sol por el meridiano de un lugar.

Diagrama de diapasón

Sistema complejo de clasificación de galaxias desarrollado por Hubble.

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Gráfico en el que se representa la temperatura o color de las estrellas frente a su magnitud absoluta, que es la medida del brillo real de una estrella. La posición de una estrella en el diagrama de Hertzprung-Russell depende de su masa y de su edad, y el estudio del modo en que se distribuyen las estrellas en el diagrama, ayuda a los astrofísicos a calcular cómo evolucionan las estrellas.
La característica esencial del diagrama H-R consiste en relacionar el color de una estrella con su brillo. El brillo se mide "hacia arriba" (el eje y de la gráfica), mientras que la temperatura se mide "en horizontal" (el eje x), con la peculiaridad de que las estrellas más frías están más alejadas hacia la derecha en el diagrama. Se escoge esta forma de medir las temperaturas porque significa esencialmente que los colores de las estrellas corresponden, de izquierda a derecha en el diagrama H-R, a la secuencia O B A F G K M en la clasificación desarrollada por Annie Jump Cannon.
Las estrellas de la parte inferior derecha del diagrama H-R son débiles, frías y rojas (con temperaturas por debajo de 3.500 K) mientras que las estrellas en al parte superior izquierda del diagrama son brillantes, calientes y blancoazuladas (con temperaturas superiores a 25.000 K).

Diametro angular

Es el ángulo obtenido desde la localización del observador entre dos puntos en lados opuestos del disco de un cuerpo.
Anchura de un objeto en la esfera celeste, medida en grados de arco. El diámetro angular de la Luna está un poco por encima del medio grado.

Diámetro aparente de un astro

Ángulo bajo el cual se percibe, desde un lugar de observación, la imagen de un astro que no presenta un aspecto puntiforme.

Diferenciación

La diferenciación es cuando, en el caso de un gran cuerpo esférico, como un planeta o luna, las sustancias más densas están en las regiones centrales y las más livianas en la superficie. La Tierra está diferenciada, en el núcleo están la mayor parte del hierro y el niquel, después están las rocas densas, las más livianas y finalmente en el exterior el agua y el aire.

Dilatación del tiempo

Es un fenómeno que debe entenderse como una consecuencia real del principio de invarianza y de la velocidad de la luz y no como un fenómeno aparente. Observado por la teoría de la relatividad, la dilatación ocurre cuendo el tiempo medido por un observador en un sistema que está en movimiento uniforme con respecto a otro, es mayor que el tiempo que mide este sistema para los eventos que ocurren en él.

Dilúculo

Última de las seis partes que dividían la noche.

Dipolarización

Durante la fase de crecimiento de una tormenta, el campo geomagnético nocturno adquiere una configuración deformada debido a el acrecentamiento y el corrimiento hacia la Tierra de la hoja de corriente (current sheet) cercana al planeta. Al comienzo de una subtormenta el campo magnético cede de la configuración deformada hacia una configuración más parecida a un dipolo, como consecuencia de una interrupción o desviación o reducción de de la hoja de corriente. Esta relajación del campo geomagnético se llama dipolarización.

Disco

Superficie visible del Sol (o cualquier cuerpo celeste) proyectado sobre el cielo.

Disco circunestelar

Disco plano y extenso de hielo, polvo y partículas rocosas supendidas en gases orbitando alrededor de una estrella. A partir de las aglomeraciones de estos materiales pueden formarse posteriormente los planetas.

Disco de acreción

Materia distribuida en forma de disco que circunda a un objeto compacto. El objeto compacto puede ser un hoyo negro ó una estrella de neutrones, lo que genera una binaria de rayos X, ó también una enana blanca, lo que genera una variable cataclísmica. La materia de los discos de acreción se calienta por fricción y emite radiación ultravioleta y/ó rayos X. También puede acelerar chorros de materia llamados jets.

Disco de objetos cósmicos

Corresponde a la evidente forma circular que observamos en el Sol, la Luna, un planeta, etc.

Disco protoplanetario

Ver Disco circunestelar.

Dispositivo de carga acoplada
Charge-coupled device - CCD

Una red electrónica de detectores, normalmente colocada en el foco de un telescopio, para registrar la radiación electromagnética.

Distancia angular

Distancia aparente entre dos objetos vistos desde un punto y medidos en grados, minutos y segundos de arco.

Distancia cenital

Distancia angular medida a partir del cenit, es igual a 90° menos su altura sobre el horizonte.

Distancia cenital de una estrella

Ángulo que forma con la vertical del lugar el rayo visual que va del ojo del observador a la estrella.

Distancia cosmológica

Distancia ulterior a los lindes de nuestra galaxia. A esas latitudes, cuando observamos objetos cósmicos, la naturaleza curva del espaciotiempo llega a ser evidente. Los efectos cosmológicos que se pueden detectar incluyen dilatación del tiempo y corrimiento al rojo.

Distancia focal

Distancia a la que el objetivo de un aparato óptico forma la imagen en el visor.

Distancia geocéntrica

Distancia desde la Tierra al asteroide.

Distancia heliocéntrica

Distancia entre el objeto celeste y el Sol.

Distancia media

Semieje mayor de una órbita elíptica.

Distancia perihélica

El punto de la órbita de un asteroide más cercano al Sol.

Diurno

Relativo al día, en oposición a nocturno.

División de Cassini

La principal división de los anillos de Saturno, que separa el anillo A del anillo B (los anillos más internos).

División de Encke

División delgada existente en el anillo A de Saturno.

Dorado

Constelación austral situada entre las de Mesa y Pintor.

Dorsum

Cresta montañosa.

Dragón

Constelación boreal de forma irregular y extensa, que rodea a la Osa Menor.

Dualidad onda-partícula

Principio de mecánica cuántica que implica que la luz (y, desde luego, todas las otras partículas subatómicas) a veces actúan como una onda, y a veces actúan como una partícula, dependiendo de la experimentación que se esté desempeñando. Como ejemplo, podemos señalar que las frecuencias bajas de radiación electromagnética tiende a actuar más como una onda que una partícula; la frecuencia alta de radiación electromagnética tiende a actuar más como una partícula que una onda.

Dualidades

Las dualidades son un cierto tipo de simetría que aparece en las ecuaciones de la teoría efectiva (a bajas energías) de cuerdas. Se reconocen tres tipos de dualidad: T, S y U; en que la dualidad U es una combinación de la S y la T, siendo la T la equivalencia entre dos TC, una compactificada sobre un volumen grande y otra sobre un espacio pequeño. Por otro lado, la dualidad S se refiere a la equivalencia entre dos teorías de cuerda, una con un acoplamiento fuerte y la otra débil. En el fondo, la dualidad S es una clase muy parecida a la que presenta la eléctrico-magnética que aparece en las ecuaciones de Maxwell en el electromagnetismo y es considerada por la comunidad científica internacional como una de las grandes contribuciones que se han realizado en los últimos años en teorías de campos. Además, fue muy importante su contribución en los pasos iniciales para el establecimiento de las simetrías de dualidad en la TSC.


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Earth-crosser (Cruzador-Tierra)

Tipo de asteroide cuya órbita ocasionalmente intersecta la de la Tierra, como resultado de las perturbaciones de los planetas lejanos.

Eclipse

Ocultación transitoria total o parcial, de un astro por interposición de otro cuerpo celeste. Especial importancia revisten los eclipses de Sol, en los cuales la Luna impide la visión del astro. Otro tipo de Eclipse son los eclipses de Luna. En ellos el satélite no se puede ver porque se encuentra en el cono de sombra que proyecta la Tierra en el espacio.
Oscurecimiento total o parcial de un astro por la acción de otro que lo oculta o que impide que sea iluminado.

Eclipse anular

Eclipse en el que deja de verse la parte central del astro y queda visible en anillo del mismo.

Eclipse de estrellas

El que afecta a una estrella, por lo general debido a la acción de la Luna.

Eclipse de Luna

El que se produce en las proximidades de los puntos nodales cuando la Luna entra en el cono de sombra proyectado por la Tierra; tiene lugar cada 18 años y 11 días (ciclo de Saros), y su duración máxima es de unos 100 minutos.

Eclipse de Luna parcial

Eclipse en el que la Luna puede penetrar parcialmente en la zona de totalidad o sólo en el cono de penumbra.

Eclipse de Luna total

Eclipse en el que la Luna entra por completo en el cono de penumbra para pasar al de sombra y salir de nuevo por el otro extremo del cono de penumbra.

Eclipse de Sol

El debido a la interposición de la Luna entre el Sol y la Tierra y al hecho de que el tamaño aparente de nuestro satélite es casi igual al del Sol (vistos desde la Tierra).

Eclipse de Sol anular

El que se produce cuando el disco lunar no cubre totalmente el solar debido a sus posiciones relativas.

Eclipse de Sol parcial

Eclipse en el que el observador se encuentra en las zonas de penumbra.

Eclipse de Sol total

Eclipse en el que el observador se encuentra situado en el interior del cono de sombra, cuya base sobre la superficie terrestre tiene un diámetro máximo de 250 km.

Eclipse Lunar

Un eclipse lunar, se produce cuando la Tierra se interpone entre la Luna y el Sol. Cuando esto ocurre, la Tierra tapa los rayos del Sol que inciden sobre la Luna eclipsandola. Durante un eclipse de Luna, hay dos eventos muy llamativos. El primero de ellos es cuando la Luna se torna de color rojo. Esto ocurre cuando la Luna pasa por la zona de la penumbra, que es justo cuano los rayos solares atraviezan la atmosfera terrestre y producen una difraccion que solo deja pasar las ondas de luz correspondientes al color rojo. EL otro momento importante de un eclipse lunar, es cuando la Luna entra a la Umbra. En ese momento se observa como la sobra curva (demostracion de que la Tierra es redonda) como comienza a obscurecer la superficie lunar, hasta el tundo de hacerla totalmente invisible a la vista.

Eclipse solar

Los eclipse solares se producen cuando (en este caso la Luna) se interpone entre la Tierra y el Sol proyectando su sobmra sobre la superficie terrestre. La Luna por ser mucho mas pequeña que la Tierra, produce una sombra tambien mucho mas pequeña o en otras palabras, el cono umbral que produce es mas corto que el producido por la Tierra. Es por eso que adiferencia de los eclipses lunares cuando la Luna es practicamente opacada por la sombra terrestre, los solares solo pueden ser visibles desde lugares muy especificos de la Tierra (por donde pasa el cono umbral de la Luna), el cual puede medir entre 0 y 50 km de diametro.

Eclipses de las Lunas de Júpiter

Júpiter tiene varias lunas, todas ellas se mueven practicamente en el plano del ecuador del planeta. Desde la Tierra se aprecia claramente la sombras de las lunas proyectadas sobre las nubes altas de Júpiter. En Júpiter hay eclipses todos los días.

Eclíptica

Círculo máximo de la esfera celeste, que recorre el Sol en su movimiento aparente, o la Tierra en su movimiento real en el transcurso de un año.
Se denomina plano de la eclíptica a aquel en el cual se halla la órbita de la Tierra, así como el centro de nuestro Globo y el del Sol. Dicho plano forma un ángulo de 23° 27' con el plano del ecuador terrestre.
La eclíptica intersecta con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el Sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). El punto de la eclíptica más al Norte respecto del ecuador celeste se denomina solsticio de verano en el hemisferio Norte y solsticio de invierno en el hemisferio Sur y en el punto más al Sur recibe las denominaciones opuestas. La falta de perpendicularidad entre el eje de rotación de la Tierra y el plano de la elíptica, hacen que sucedan las estaciones.
Las óbitas de la mayoría de los planetas, están contenidas en la eclíptica o muy próximas a ella (excepto Plutón*). Aproximadamente, la órbita de la luna está inclinada 5º respecto de la eclíptica.
* Plutón ya no está considerado como planeta.

Eclíptica media

Eclíptica de tipo móvil afectada por la precesión.

Eclíptica verdadera

Eclíptica móvil afectada tanto por la precesión como por la nutación y definida en todo momento por la posición del centro de gravedad del sistema Tierra-Luna y por su vector velocidad.

Ecuación anual

Perturbación periódica del movimiento de la Luna, descubierta en 1590 por T. Brahe, cuyo valor máximo es de 11 min 9 s.

Ecuación de campo

Una de las complejas ecuaciones usadas para describir los contornos de los campos gravitatorios y de otras fuerzas en el espacio-tiempo.

Ecuación de los equinoccios

Diferencia entre el tiempo sidéreo verdadero y el tiempo sidéreo medio.

Ecuación de Friedmann

Una ecuación para la evolución del universo. La ecuación de Friedmann puede derivarse de la teoría de gravedad de Einstein y del supuesto de que el universo es homogéneo (se ve igual en cada punto) e isotrópico (se ve igual en toda dirección). La solución de la ecuación de Friedmann explica, entre otras cosas, cómo la distancia entre las galaxias cambia con el tiempo.

Ecuación de Planck

Ecuación de la mecánica cuántica que relaciona la energía de un E con su frecuencia nu:

E = h x nu

Ecuación de Schrödinger

ecuación fundamental en la mecánica cuántica para el desarrollo de la función de onda de un sistema.

Ecuación del centro

Diferencia entre la anomalía verdadera y la anomalía media.

Ecuación del tiempo

Esta ecuación define la diferencia entre el tiempo solar medio y el tiempo solar aparente. Esta diferencia es mayor a prinicipios de noviembre (cuando el tiempo solar medio está a más de 16 minutos por detrás del tiempo Solar aparente) y a mediados de febrero (cuando el tiempo solar medio está a más de 14 minutos por delante del tiempo solar aparente).
La ecuación se representa gráficamente con un diagrama denominado analema, que es la curva que describe la posición del Sol en el cielo a la misma hora del día; en la Tierra adopta forma de 8.
El orígen de este concepto deriva de la distinta velocidad del movimiento de traslación terrestre alrededor del Sol.

Ecuación diferencial

Una ecuación que describe la evolución de un sistema en el tiempo, dadas las condiciones límite para dicho sistema. Casi todas las leyes de la física se expresan en las matemáticas de las ecuaciones diferenciales.

Ecuaciones de Einstein

Las ecuaciones de la teoría de la gravedad d Einstein, denominada de la relatividad general. Las ecuaciones de Einstein especifican en forma cuantitativa la gravedad producida por la materia y la energía. Puesto que se piensa que la gravedad es la principal fuerza que actúa sobre distancias muy largas, las ecuaciones de Einstein se utilizan en las teorías cosmológicas modernas.

Ecuador

Círculo máximo imaginario de la esfera terrestre cuyo plano es perpendicular a la línea de los polos.
Es una línea imaginaria alrededor de un objeto celeste que yace en un plano que pasa por el centro del objeto y es perpendicular a su eje de rotación.

Ecuador celeste

Círculo imaginario de la esfera celeste que se utiliza como punto de referencia fundamental para la medida de las coordenadas astronómicas.

Ecuador del dipolo magnético
Geomagnetic dip equator

Donde el campo geomagnético es horizontal a la Tierra. Donde la inclinación (I) es cero.

Ecuador galáctico

Círculo máximo tomado en el medio de la Vía Láctea. El ecuador en un sistema de coordenadas en el cual el ecuador está situado a lo largo del plano de nuestra galaxia, la Galaxia de la Vía Láctea.

Ecuador magnético

Lugar de los puntos de la superficie terrestre en los que la inclinación es nula.

Ecuador medio

Ecuador móvil afectado por la precesión.

Ecuador terrestre

Cículo máximo que equidista de los polos de la Tierra. Tiene un diámetro ecuatorial de 12.756,78 km y una circunferencia de 40.070,368 km.
El ecuador terrestre, divide la superficie de la Tierra en dos partes: el hemisferio Norte y el hemisferio Sur.
La palabra ecuador significa igualdad y se llama así poruqe en el ecuador, el Sol y las estrellas tardan el mismo tiempo en estar por encima del hoizonte, que por debajo. En el ecuador, todos los días del año, los días y las noches duran lo mismo (12 horas).

Ecuador verdadero

Ecuador celeste móvil afectado por la precesión y la nutación.

Ecuante

Círculo excéntrico que se agregaba al deferente para explicar algunas pecualiaridades del movimiento del Sol y de ciertos planetas.

Ecuatorial

Relativo al ecuador.

Edad de la Luna

Término dado en astronomía para el número de días transcurridos después de la Luna Nueva.

Efecto Compton

Explica el aparente aumento de la longitud de onda de los rayos dispersados por átomos livianos.
La frecuencia de los fotones que rebotan (radiación electromagnética cuántica), después de haber chocado con electrones de la materia, debe ser inferior a la del fotón incidente, es decir, la longitud de onda del fotón debe ser mayor después que antes de su difusión por la materia.

Efecto Coriolis

Aparente deflexión de la trayectoria de un objeto sobre la superficie de un cuerpo en rotación, a consecuencia de la rotación del cuerpo. El efecto es visible, por ejemplo, en las formas espirales de las tormentas terrestres y en las atmósferas de otros planetas.

Efecto de faro

Una estrella de neutrones o púlsar en rotación, de unos 10 km de diámetro, va acompañada de un fuerte campo magnético envolvente. Las partículas cargadas eléctricamente que siguen las líneas del campo magnético producen un «haz de faro» de radiación detestable desde la Tierra. La superficie de la estrella puede estar formada por una corteza de núcleos de hierro, bajo la cual hay una especie de «cristal» formado por otros núcleos atómicos y por partículas subnucleares. A medida que se penetra en el interior, la materia se va haciendo superconductora (conduce las corrientes eléctricas sin resistencia). El centro mismo de la estrella de neutrones puede ser un «pión condensado» de partículas subnucleares.

Efecto de oposición

Incremento aparente de brillo de un asteroide con ángulos de fase pequeños.

Efecto del anillo de diamantes

Efecto creado cuando la fase total de un eclipse solar está a punto de empezar, en el momento en que la ultima cuenta de Baily (un fragmento restante de la fotosfera) brilla tan intensamente en comparación con la corona pálida del Sol que se parece a la piedra preciosa de un anillo. El término tambien se aplica a la fase equivalente que tiene lugar al final de la totalidad.

Efecto Doppler

Fenómeno ondulatorio en el que las ondas aparentan comprimirse al acercarse su fuente al observador o ensancharse al alejarse la fuente del observador.
Variación de frecuencia que sufre una onda cuando su emisor está en movimiento respecto del observador. Tiene gran importancia para la astronomia, ya que permite medir la velocidad con que una estrella o una galaxia se aproximan o se alejan de nosotros.

Efecto fotoeléctrico

efecto explicado por A. Einstein que demuestra el hecho de que la luz, a cierta frecuencia, puede golpear electrones y sacarlos de una placa metálica cargada.
Einstein propuso que la luz estaría constituida de partículas (ahora llamadas fotones) antes que por ondas. Cada fotón contiene una cierta cantidad de energía; los fotones de frecuencia más alta contienen más que los de frecuencia más baja. Los electrones individuales en las placas de metal absorberían la energía de los fotones individuales. Si esa energía era lo suficientemente alta, el vigorizado electrón podía volar libre de la placa. Además, puesto que la luz brillante contiene más fotones que la luz débil, debería liberar más electrones. En cualquier frecuencia dada, cuanto más brillante la luz, más denso el enjambre de fotones y mayor el número de electrones liberados.
La energía de un fotón es proporcional a su longitud de onda, y la constante de proporcionalidad es la de Planck.

Efecto invernadero

Fenómeno por el cual el calor queda atrapado cerca de la superficie de un planeta por los gases y nubes atmosféricos. La radiación solar de corta longitud de onda penetra fácilmente la atmósfera, pero la radiación infrarroja de larga longitud de onda de la calentada superficie es absorbida, causando de este modo un calentamiento gradual.
Aumento de la temperatura que se produce cuando la atmósfera absorbe la radiación solar entrante pero bloquea la radiación térmica (infrarroja) saliente.
El dióxido de carbono es su principal causante.

Efecto Rubikov-Callen

En la colisión de un protón con el núcleo central de un monopolo las interacciones GTU simétricas violan la conservación del número protónico y pueden hacer que el protón se desintegre rápidamente en partículas más ligeras.

Efecto spaghetti

Descompresión de las fuerzas gravitatorias en los pies y la cabeza de una persona en un agujero negro, que terminarán destrozándolo.

Efemérides

Relación de las coordenadas astronómicas de posición del Sol, la Luna y los planetas, y de los datos que sirvan para su observación.

Efemérides astronómicas

Tablas que dan, para cada día del año, los valores de algunas magnitudes astronómicas variables, en particular las de las coordenadas de los planetas, de la Luna y del Sol.

Eje

Línea imaginaria trazada a través de los polos de un cuerpo celeste y alrededor de la que gira dicho cuerpo; también una de las dos líneas perpendiculares (el eje mayor y el eje menor) que pasan a través del centro de una elipse.

Eje del mundo

Diámetro que pasa por los polos de la esfera celeste y es perpendicular al ecuador celeste.

Eje rotacional

Línea alrededor de la cual gira un objeto; en los planetas y. las estrellas, se extiende a través del centro del planeta entre los polos geográficos norte y sur.

Eje semimayor

Es la mitad de la longitud del eje mayor que atraviesa el foco de una elipse (p.ej. una órbita planetaria). También el eje semimayor de una órbita planetaria es la distancia promedio entre el orbitante y el orbitado. Las distancias de la periapsis y de la apoapsis como la excentricidad pueden ser calculadas desde el eje semimayor:

rp = a(1 - e) y ra = a(1 + e)

Electrochorro ecuatorial
Equatorial electroject

Es una corriente de electrones delgada en la ionósfera sobre el ecuador magnético, entre los 100 y los 115 Km de altura, normalmente desplazándose hacia el Este. El electrochorro puede invertir su dirección durante condiciones geomagnéticas perturbadas y tiempos magnéticamentes quietos. Las inversiones durante estos tiempos quietos han sido relacionadas a mareas lunares. Hay una fuerte correlación entre el electrochorro ecuatorial y el fenómeno esporádico ecuatorial de ionización en la Capa E.

Electrodinámica cuántica - QED

Teoría que explica las interacciones electromagnéticas entre partículas en términos cuánticos.

Electrojet auroral
Auroral Electrojet

Dos corrientes eléctricas intensas, fluyendo alrededor del oval auroral desde el lado del día hacia el lado de la noche y uniéndose en algún punto al oeste de la media noche. Asociado con las corrientes de Birkeland y causada por las propiedades inusuales de la conductividad eléctrica de la plasma ionosférica, los electrojets son responsables por prácticamete toda la perturbación magnética observada en la tierra debido a subtormentas. Su magnitud (derivada de analizar dichas perturberancias) normalmente sirve como un medidor conveniente de la intensidad de la actividad de las subtormentas.
Corriente de latitudes altas que fluye concentrada hacia adentro del óvalo auroral y que transporta un total de corriente de ~106 A.

Electromagnetismo

Fuerza que atrae partículas de carga opuesta y repele partículas de carga similar. El electromagnetismo afecta a todas las partículas cargadas pero no a las partículas neutras como los neutrinos.

Electrón

Partícula muy menuda (sólo el 0,05% de la masa de un protón), negativamente cargada que orbita alrededor del núcleo de un átomo. Su carga eléctrica es igual y opuesta a la del protón del núcleo, y en un átomo normal el número de electrones iguala al de protones lo que lo hace eléctricamente neutro. El electrón emite y absorbe radiación electromagnética haciendo transiciones entre niveles fijos de energía.

Electronvoltio (eV)

Unidad de medida de energía o masa eV, definida como la energía adquirida por un electrón al atravesar una variación de un voltio de un campo electromagnético. El electrón pesa cerca de 10-27 gramos, lo que equivale a unos 500 millones (5 x 108) de electronvoltios de energía. El electronvoltio es entonces, según los estándares corrientes, muy pequeño. La energía que se libera al dejar caer una monedita (unos tres gramos) al suelo es de unos 4 x 1017 electronvoltios.

Elemento

Una de las más de 100 sustancias que no pueden ser reducidas por medios químicos a sustancias más simples. Los elementos son correspondientes a los tipos fundamentales de átomos que constituyen los bloques del edificio de la materia, y que son descritos en la tabla periódica de los elementos. Los elementos más abundantes en el universo son el hidrógeno y el helio, ellos dos constituyen cerca del 80% y 20% de toda la materia del universo respectivamente. A pesar que los restantes elementos (los elementos pesados) constituyen una fracción mínima del universo, no obstante influyen en forma importante en muchos fenómenos cosmológicos. Sobre el 2% del disco de la Vía Láctea está comprendido de elementos pesados.

Elementos geomagnéticos
geomagnetic elements

Componentes del campo geomagnético en la superficie terrestre. Estos componentes son: la Declinación (D), la Inclinación (I), y las componentes dinámicas H (intensidad horizontal), Z (intensidad vertical), F (intensidad total), X (componente al Norte geográfico) e Y (componente al Este geográfico). La Declinación es el ángulo en el plano horizontal comprendido entre la dirección al Norte geográfico y la del Norte magnético, positivo (+) al Este, de 0° a 180°, y negativa (-) al Oeste. La Inclinación es el ángulo comprendido entre las componentes Horizontal H y la Intensidad Total F del campo que determinan el Meridiano Magnético, se mide de 0° a 90° positivo hacia el Nadir y negativo hacia el Cenit. La componente vertical Z es positiva hacia el Nadir y negativa hacia el Cenit.

Elementos keplerianos

Serie de parámetros necesarios para describir la órbita de un objeto.

Elementos orbitales

Parámetros (números) que determinan la posición de un objeto y su movimiento alrededor de otro. En el Sistema Solar hay que tener en cuenta además el efecto perturbador de los planetas y cuando se consideran se obtiene lo que se denomina "elementos de la osculatriz" (que cambian siempre con el tiempo y por eso se indica la época de validez). Seis elementos se utilizan para determinar la órbita de un cuerpo alrededor del Sol con un séptimo elemento (la época, o tiempo para el que son válidos los elementos). Cuando se descubre un asteroide nuevo y se disponen de pocas observaciones se obtiene su órbita preliminar con las "determinaciones de dos cuerpos" en la que sólo se tienen en cuenta el objeto descubierto y el Sol.

Elementos propios

Elementos orbitales que incluyen los efectos perturbadores de los planetas.

Elementos orbitales

Parámetros (números) que determinan la posición de un objeto y su movimiento alrededor de otro. En el Sistema Solar hay que tener en cuenta además el efecto perturbador de los planetas y cuando se consideran se obtiene lo que se denomina "elementos de la osculatriz" (que cambian siempre con el tiempo y por eso se indica la época de validez). Seis elementos se utilizan para determinar la órbita de un cuerpo alrededor del Sol con un séptimo elemento (la época, o tiempo para el que son válidos los elementos). Cuando se descubre un asteroide nuevo y se disponen de pocas observaciones se obtiene su órbita preliminar con las "determinaciones de dos cuerpos" en la que sólo se tienen en cuenta el objeto descubierto y el Sol.

Elementos siderófilos

Esta frase significa literalmente elementos amantes del hierro. Ello incluye el iridio, osmio, platino y paladio, que se encuentran en los interiores ricos en metales de los asteroides segregados químicamente o los planetas. Estos elementos son extremadamente raros en la superficie de la Tierra, sin embargo son relativamente abundantes en rocas que limitan el final del período cretáceo.

Elipse

Ovalo. Forma geométrica tal que la suma de las distancias de un punto cualquiera de la elipse a dos puntos fijos (llamados focos) es constante. En un sistema ligado gravitacionalmente, donde dos objetos orbitan alrededor de su centro de masas, las órbitas son elipses con el centro de masas en uno de los focos.
El hecho de que las órbitas de los planetas son elipses, no círculos, lo descubrió por primera vez Johannes Kepler, basándose en las exactísimas posiciones planetarias tomadas durante 20 años por el danés Tycho Brahe.
Una elipse es una especie de círculo que ha sido alargado, presentando un diámetro mayor y un diámetro menor, y la medida del alargamiento de la elipse con respecto al círculo es lo que se denomina "excentricidad" de la elipse.
Ver Excentricidad.

Elongación

Separación de dos cuerpos celestes tal como es vista desde un tercero, expresada en unidades de distancia de arco. La elongación de un planeta se refiere a su distancia desde el Sol, tal como se mide desde la Tierra.
Es el ángulo entre el Sol y un cuerpo en el sistema solar visto desde la Tierra.

Elongación máxima

Instante en que la elongación de un planeta interior alcanza su valor máximo.
Máxima distancia angular a que se puede encontrar del Sol un planeta interior (Mercurio o Venus).

Emersión

Reaparición de un astro después de una ocultación.

Emisión de sincrotrón

Tipo de radiación no térmica generada por electrones y otras partículas cargadas que trazan espirales alrededor de las líneas de no campo magnético a casi la velocidad de la luz.

Emisión no térmica

Radiación electromagnética producida por cualquiera de varios procesos, incluida la radiación de sincrotrón. El esquema característico de una emisión no térmica es que incrementa su intensidad a medida que aumenta la frecuencia.

Emisión solar de radio
Radio emission

El Sol se comporta como un emisor de ondas de radio de banda ancha, ocupando longitudes de onda desde cm hasta Dm. Tanto en condiciones normales como en caso de perturbaciones y eventos solares.
Tipo 1

Tormentas de ruido de banda estrecha en la banda métrica (300-50 MHz).

Tipo 2

Emisiones de banda estrecha que comienzan en la banda métrica (300 MHz) y se van desplazando lentamente hacia ondas decamétricas (10 MHz). Están relacionadas directamente con las erupciones mayores e indican la existencia de una onda de descarga moviéndose por la atmósfera solar.

Tipo 3

Emisiones también de banda estrecha que se desplazan rápidamente de longitudes de onda de dm a Dm (500 a 0,5 MHz). Suelen producirse en grupos y son una característica ocasional de regiones activas solares.

Tipo 4

Emisiones de banda ancha y de espectro suavizado, que se producen proncipalmente entre 300 y 30 MHz. Están asociadas con las erupciones solares y comienzan 10 minutos después del máximo de la erupción solar, pudiendo durar incluso horas.

Emisión térmica

Radiación electromagnética producida por procesos relacionados con el calor y caracterizada por un esquema de emisión que cae en intensidad a medida que aumenta la frecuencia.

Enana (estrellas)

Se denominan así a la mayoría de las estrellas, las de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas en él se las bautizó como supergigantes luminosas, supergigantes, gigantes, subgigantes, enanas y subenanas. El Sol en esa categorización resulta ser una estrella enana.

Enana blanca

Estrella con alta densidad (una tonelada por cm3)que representa el estado final de una estrella como el Sol. Su estructura se debe al equilibrio entre la fuerza de gravitación y la presión de electrones degenerados en su interior.

Enana café

Una enana café es una estrella que está en el límite de ser un planeta ya que apenas si logra tener reacciones nucleares en su interior. Una enana café emite muy poca radiación. Probablemente muchas de las compañeras estelares sean enanas cafés que se descubrirán con los nuevos detectores infrarrojos.

Enana marrón

Cuerpo tenue de menos de 0,1 masas solares sin suficiente auto-gravedad para fusionar hidrógeno en helio.
Ver Enana café.

Enana negra

Una enana negra es una estrella apagada, es una esfera de gas que no emite radiación (que haya consumido completamente su combustible nuclear). Dentro de cuatro mil quinientos millones de años el Sol se convertirá en estrella enana negra, después de haber arrojado su atmósfera extendida al espacio y de haberse enfriado.

Energía

Habilidad de efectuar un trabajo, donde el trabajo es definido como mover una masa a través de un espacio.

Energía cinética

Energía que posee un cuerpo en movimiento. Es proporcional a su masa y al cuadrado de su velocidad.

Energía mecánica

En física, se denomina energía mecánica a la suma de las energías cinética y potencial (de los diversos tipos). En la energía potencial puede considerarse también la energía potencial elástica, aunque esto suele aplicarse en el estudio de problemas de ingeniería y no de física. Expresa la capacidad que poseen los cuerpos con masa de efectuar un trabajo.

Energía potencial

Energía que posee un cuerpo en un campo gravitatorio. Depende de su masa y de la intensidad del campo gravitacional en el punto; ésta a su vez depende de la masa que genera el campo y de la distancia al punto.

Enjambre

Zona del espacio interplanetario en la que se hallan distribuídos los meteoroides de origen común (asteroidal o cometario). Son los responsables de la ocurrencia de las lluvias de meteoros. Usualmente, los enjambres describen trayectorias muy similares a la de su cometa progenitor.

Enlace
Attachment

Colisión de un electrón con una molécula o átomo neutros que causa la formación de un ión negativo. Luego las cargas negativas desaparecen debido a la recombinación entre iones positivos y negativos. Las colisiones dependen de la densidad de los átomos de oxígeno,cuanto más grande sea la densidad, más rápido desaparecerála ionización.

Entropía

Magnitud física que multiplicada por la temperatura absoluta de un cuerpo da la energía degradada, o sea lo que no puede convertirse en trabajo si no entra en contacto con un cuerpo más frío. Se trata de una medida cuantitativa del grado de desorden de un sistema físico. Los sistemas muy desordenados poseen una entropía alta; los sistemas sumamente ordenados tienen una entropía baja. Una de las leyes de la física, la segunda ley de la termodinámica, enuncia que la entropía de cualquier sistema físico aislado sólo puede aumentar con el tiempo.

Entropía específica

Es la relación de la entropía total de un objeto (p.ej. un gas) con la de una partícula determinada componente del mismo elemento.

Entropía gravitacional

En las estructuras físicas en que la energía de gravedad es la forma energética dominante (estrellas, agujeros negros, universo), se introduce la noción de entropía gravitacional en adición a la entropía térmica. Tal como la energía de gravitación, es proporcional al cuadrado de la masa del objeto. Para un agujero negro, es numéricamente proporcional al número de fotones emitidos durante su evaporación por fenómenos cuánticos.

Epacta

Número de días en que el año solar excede al año lunar.

Epiciclo

círculo pequeño alrededor del cual gira un planeta; el centro del epiciclo a su vez orbita en torno de otro cuerpo celeste en un círculo de mayor tamaño (deferente).

Epoca de recombinación

La época de recombinación se refiere al momento en que el gas del Universo pasó de estar ionizado a estar neutro. Esto sucedió cuando la edad del Cosmos era de 300000 años. Una vez que el gas se recombinó se pudieron formar nubes que a su vez dieron origen a las primeras estrellas.

Época estándar

Sistema de referencia definido por una fecha y hora al cual son referidas las coordinadas celestes. Hasta 1984 las coordenadas eran referidas al ecuador y equinoccio del inicio del año Besseliano; actualmente se usa el año juliano denotado por J2000.0

Equilibrio hidrostático

Estado de balance que existe entre las fuerzas de presión y gravitacionales, en el interior de las estrellas y los planetas.

Equilibrio térmico

La condición de un sistema en el que todas sus partes han intercambiado calor y han llegado a la misma temperatura. Un sistema aislado en equilibrio térmico no cambia con el tiempo.
Este es también un estado de máximo desorden.

Equinoccio

Cada uno de los dos instantes en que el Sol, moviendóse sobre la elíptica, atraviesa el ecuador celeste. Los equinoccios que señalan el inicio de la primavera y el otoño, caen respectivamente en el 21 de Marzo y el 23 de Septiembre (en el hemisferio Norte). Estos dos días son también los únicos del año en los cuales el día y la noche tienen la misma duración: 12 horas.
Cualquiera de los dos puntos de intersección de la trayectoria anual aparente del Sol y el plano del ecuador de la Tierra, es decir, un punto de intersección de la eclíptica y el ecuador celeste. Popularmente, el tiempo en el que el Sol pasa directamente por encima del ecuador. En las latitudes norte el equinoccio de verano ocurre alrededor del 21 de marzo y el equinoccio otoñal alrededor del 22 de septiembre. Estas fechas están invertidas en el hemisferio sur.

Equinoccio de otoño
Autumnal equinox

Equinoccio de septiembre, es decir, cuando el día tiene la misma duración que la noche.

Equinoccio de primavera

Interseccion de la eclíptica y el ecuador celeste que el Sol cruza en su camino hacia declinaciones septentrionales (positivas). Ocurre el 21 de marzo. El punto de la órbita terrestre donde tiene lugar el equinoccio vernal se llama "Punto de Aries".
Ver Equinoccio.

Equinoccio otoñal

Interseccion de la eclíptica y el ecuador celeste que el Sol cruza cada año en su camino hacia declinaciones meridionales (negativas). Ocurre el 23 de septiembre. El punto de la órbita terrestre donde tiene lugar el equinoccio otoñal se llama "Punto de Libra".
Ver Equinoccio.

Equinoccio vernal

Día del año en el que se inicia la primavera en el hemisferio norte, la duración del día y la noche son iguales. Nodo ascendente de la eclíptica sobre el ecuador celeste. Momento en el cual la longitud aparente del Sol es cero.

Equuleus

Constelación boreal situada al Este de Pegaso, y próxima al Delfín.
Ver Caballo Menor.

Era

Sistema de notación cronológica relativa a una fecha dada.

Era de Planck

Teóricamente, el muy breve período de tiempo después del Big Bang y hasta el Momento de Planck. Las condiciones durante la Era de Planck violan las reglas de la mecánica cuántica convencional y de la relatividad general y no pueden ser descritas adecuadamente por la física actual.

erg/sec

Medida métrica de poder equivalente a 10-10 kilovatios.

Ergoesfera

Región alrededor de un agujero negro, dentro de la esfera fotónica y fuera del horizonte de sucesos, donde sólo los objetos que siguen en movimiento pueden evitar el entrar en la singularidad.

Erídano

Constelación austral situada al oeste de la Liebre y al este de la Ballena.

Erupción de clase M
M class flare

Erupción solar que tiene un rango determinado de energía de rayos X. Visualmente producen desvanecimientos en el hemisferio terrestre en el que se recibe la luz solar (día). Son menos intensas que las de clase X, pero más que las de clase C.

Erupción de protones
Proton flare

Erupción solar que libera gran cantidad de protones.

Eruptivo
Eruptive

Nivel de actividad solar con al menos un evento de radio (10 cm) y varios eventos cromosféricos por día (flares clase C).

Escala de Danjon

Durante un eclipse lunar total, la Tierra impide la llegada directa de la luz solar a la superficie de la Luna mientras ésta se encuentra dentro de la umbra. Sin embargo, las capas superiores de la atmósfera terrestre refractan los rayos solares rasantes que delimitan la sombra de la Tierra, filtrando la luz verde y azul. Esto hace de la fase total de un eclipse lunar un fenómeno llamativo, ya que la luz difusa refractada por la Tierra baña la superficie lunar con tonalidades anaranjadas o rojizas.
El astrónomo francés André Danjon estableció una escala para clasificar los eclipses totales de Luna de acuerdo a la luminosidad (L) del disco lunar. De acuerdo a esta escala, se asignará a L un valor de 0 a 4, que dependerá de la apariencia del eclipse:

Escala de Danjon
0 Eclipse muy oscuro, con el disco lunar prácticamente invisible durante la fase total.
1 Eclipse oscuro. El disco lunar presenta un color gris o pardo oscuro. Los detalles de la superficie lunar son difíciles de ver.
2 Disco lunar de color rojo oscuro o rojizo, con una mancha oscura en el centro del disco lunar y más brillante en sus bordes.
3 Disco lunar de color rojo ladrillo, rodeado de un anillo gris más claro.
4 Disco lunar muy claro, de color rojo cobrizo o anaranjado, con la zona exterior muy luminosa.

Escala de Turín o Torino

La escala no sólo tiene en cuenta la posibilidad de impacto, sino el tamaño y velocidad del asteroide. A continuación se reproduce la escala detallada en cada uno de sus puntos:

Eventos sin previsibles consecuencias 0

La probabilidad de colisión es cero, o bien por debajo de la probabilidad de que aleatoriamente un objeto del mismo tamaño colisione con la Tierra en las próximas décadas. Esta designación también se aplica a aquellos pequeños objetos que, en caso de colisión, no alcacen la superficie.

Eventos que merecen un especial seguimiento 1

La probabilidad de colisión es extremadamente improbable, más o menos como la misma probabilidad de colisión de que aleatoriamente un objeto del mismo tamaño colisione con la Tierra en las próximas décadas.

Eventos que pudieran ser peligrosos. 2

Encuentro algo, pero no inusualmente, cercano. Colisión no es probable.

3

Encuentro cercano, con una probabilidad de colisión entre un 1% o más, con capacidad de causar una destrucción localizada.

4

Encuentro cercano, con una probabilidad de colisión entre un 1% o más, con capacidad de casar una devastación regional.

Eventos amenazadores 5

Un encuentro cercano, de significativa amenaza de colisión, con capacidad de causar una devastación regional.

6

Un encuentro cercano, de significativa amenaza de colisión, con capacidad de causar una catástrofe global.

7

Un encuentro cercano, de amenaza extremadamente significativa de colisión, con capacidad de causar una catástrofe global.

Colisiones certeras 8

Una colisión con capacidad de causar una destrucción localizada. Estos eventos de promedio ocurren en algún lugar de la Tierra una vez cada 50 ó 100 años.

9

Una colisión con capacidad de causar una devastación regional. Estos eventos ocurren de promedio una vez cada 1.000 ó 100.000 años.

10

Una colisión capaz de causar una catástrofe climática global. Estos eventos ocurren de promedio una vez cada 100.000 años o con menor frecuencia.

Es importante señalar que el índice de la escala de Turín asignado a un objeto podrá cambiar, según se vaya conociendo mejor su órbita. Por lo general, en general un objeto asignado a 1 baja a 0 en cuestión de meses; es bastante extraño que un objeto con índice 0 vaya a subir en la escala.

Escarpa

Cresta empinada, parecida a un risco, formada por una falla o por la erosión de las capas de roca más blandas en las formaciones inclinadas.

Escintilación

Cambio rápido del destello de luz de las estrellas o de la Tierra, a modo de pulsación.

Escarpadura

Línea de acantilados producida por las fallas o la erosión; ladera o pendiente en forma de acantilado de considerable longitud y relativamente recta, que rompe la continuidad general del terreno mediante la separación de la superficies situadas a diferentes niveles.
Son muy prominentes en la superficie de Mercurio.

Escorpio

Octavo signo zodiacal, que recorre el Sol aparentemente entre el 23 de octubre y el 22 de noviembre.

Escudamiento de la Capa E
E Layer Screning

Una señal de radio dirigida hacia la capa F es desviada y atenuada por la capa E. Este escudamiento en la capa E ocurre cuando la frecuencia máxima utilizable (MUF) de la capa E es más grande que la frecuencia en operación. La señal no puede alcanzar la capa F y la propagación se realiza a través de múltiples trayectorias en la capa E. Estos modos son atenuados muy duramente, especialmente cuando ocurren más de dos trayectorias, y por ende no son posibles la comunicaciones efectivas.

Escudo de Orión

Línea curva de estrellas en la parte occidental de la constelación de Orión.

Escultor

Constelación austral situada entre las de la Ballena y Fénix, poco destacable.

Esfera

Espacio limitado por una superficie curva cuyos puntos equidistan todos de otro interior llamado centro.

Esfera armilar

Dispositivo formado por diversos círculos que representan los de la bóveda celeste.

Esfera celeste

Esfera imaginaria de radio grande (o infinito) que se centra en la Tierra y se usa para propósitos prácticos en la observación astronómica. Se ha creado un mapa con un entramado de líneas a modo de reja con el fin de poder identificar objetos en el cielo. Este mapa enrejado incluye coordenadas ecuatoriales (ascensión recta y declinación), coordenadas eclipticas (longitud ecliptica y latitud) y coordenadas galácticas (longitud galáctica y latitud) que se refieren a la rotación de la Tierra, la revolución de la Tierra sobre el Sol, y el plano de la galaxia, respectivamente.

Esfera fotónica

Región alrededor de un agujero negro que captura la luz que viaja con ángulos determinados; confinada en el interior por el límite estático.

Esfera oblicua

La celeste para un observador cuyo horizonte es oblicuo respecto del ecuador.

Esfera paralela

La celeste para un observador cuyo horizonte es el que se observa desde cualquiera de los polos terrestres.

Esfera recta

La celeste para un observador situado en la línea de los equinoccios.

Esfera terráquea

Globo terráqueo o terrestre.
Ver Esfera terrestre.

Esfera terrestre

Globo terráqueo o terrestre.
Ver Esfera terráquea.

Espacio curvo

Distorsión en la geometría del espacio, que ocurre normalmente cerca de los cuerpos muy masivos, y que puede ser detectada observando la trayectoria curva seguida por la luz en esa región.

Espacio planetario

Es el que ocupan los planos de las órbitas de los planetas al rotar en torno al Sol.

Espacio sideral

El que está fuera de la atmósfera terrestre, el universo.
Ver Espacio sidéreo.

Espacio sidéreo

El que está fuera de la atmósfera terrestre, el universo.
Ver Espacio sideral.

Espacio tiempo

Sistema tetradimensional en el que cualquier cantidad física puede ser localizada específicando su posición en las tres dimensiones espaciales más el tiempo; también, la realidad física que existe dentro de este sistema.

Espada de Orión

Línea vertical de estrellas, dentro de la constelación de Orión.

Espectro

Conjunto de líneas resultantes de la descomposición de una luz compleja.
relación entre la intensidad de radiación y la longitud de onda emitida por un cuerpo celeste. Las condiciones físicas de un objeto determinan que emita ondas electromagnéticas de distinta intensidad en cada longitud de onda. Se llama espectro a una representación parcial de la intensidad en función de la longitud de onda, generalmente en la ventana óptica, donde la longitud de onda es sinónimo de color. En general el espectro óptico posee una componente continua que varía suavemente sobre la cual se aprecian líneas de absorción (líneas de Fraunhofer) o de emisión. La manera más tradicional de visualizar el espectro de una estrella es descomponer su luz en su prisma en los colores del arcoiris.
Gracias al color monocromático de las rayas obtenidas es posible discernir la composición química del material emisor por comparación con el obtenido con sustancias conocidas.

Espectro continuo

Espectro que contiene todas las longitudes de onda en un rango dado, sin líneas de absorción o emisión.

Espectro electromágnetico

El espectro electromagnético está formado por ondas de radio, microondas, ondas de infrarrojo, ondas visibles, ondas del ultravioleta, rayos X y rayos gamma.
- Ondas de radio. Son ondas que tienen una amplia gama de longitud de onda, desde unos pocos milímetros hasta alcanzar unos kilómetros. Las usamos en radiodifusión. Las ondas de radio más largas rebotan en la ionosfera y se detectan mediante antenas situadas a gran distancia de la persona. Las ondas de radio medias no se reflejan tanto en la ionosfera, pero recorren largas distancias y atraviesan obstáculos; para superar las montañas necesitan repetidores. En cambio, las de menor onda no se reflejan en la ionosfera, por lo que necesitan repetidores más cercanos; gracias a los satélites artificiales, se pueden transmitir a cualquier distancia.
- Microondas. Tienen una longitud de onda comprendida entre 1 mm y 30 cm. A diferencia de las ondas de radio, las microondas no se reflejan en la ionosfera. Pueden ser utilizadas para la transmisión de mensajes telefónicos a distancias medias. Pero, desde luego, la aplicación más común es la de los 'microondas': estos aparatos emiten microondas, que hacen que las moléculas de agua vibren, calentando el alimento.
- Ondas de infrarrojo. Estas ondas son emitidas por cuerpos calientes, debido a la vibración de sus átomos. La Tierra irradia ondas de infrarrojo.
- Ondas visibles. Son las ondas que el ojo del ser humano puede percibir. Cuando un átomo recibe energía del exterior, los electrones saltan a órbitas exteriores; cuando caen a las primitivas órbitas, emiten el exceso de energía en forma de radiación electromagnética. Cuanto mayor haya sido el salto, su luz será más azul, mientras que cuanto menor lo sea, su luz será más roja.
Color Longitud de onda
(en metros)
Frecuencia
(en Hz)
Violeta 3'9-4'5 x 10-7 6'7-7'7 x 1014
Azul 4'5-4'9 x 10-7 6'1-6'7 x 1014
Verde 4'9-5'8 x 10-7 5'3-6'1 x 1014
Amarillo 5'8-6'0 x 10-7 5'1-5'3 x 1014
Naranja 6'0-6'2 x 10-7 4'8-5'1 x 1014
Rojo 6'2-7'7 x 10-7 3'9-4'8 x 1014

Espectrógrafo

Instrumento que divide luz u otra radiación electromagnética en sus longitudes de onda individuales, o espectro, y registra el resultado fotográficamente.

Espectrógrama

Fotografía de un espectro astronómico.

Espectroheliógrafo

Instrumento que sirve para fotografiar los detalles de la superficie solar, mediante la utilización de la luz procedente de una radiación única del espectro.

Espectrómetro de masa

Dispositivo usado para determinar la composición química de una sustancia midiendo las distintas masas de sus componentes.

Espectroradiómetro

Dispositivo que mide la cantida de energía reflejada o radiada por una superficie en dos o más longitudes de onda.

Espectroscopía

Conjunto de métodos empleados para estudiar por medio del espectro las radiaciones de los cuerpos incandescentes.
Estudio de las líneas espectrales emanadas desde moléculas y átomos diferentes, incluyendo la posición e intensidad de las líneas de emisión y absorción. La espectrocopía es una rama de la química muy importante para estudiar la composición de las estrellas, nubes interestelares, etc.

Espejo parabólico

Espejo cóncavo cuya sección transversal es una parábola. Refleja rayos paralelos a su punto focal y es, en consecuencia, empleado en los telescopios reflectores.

Espícula

Cada una de las protuberancias que pueden observarse en la parte superior de la cromosfera solar. Son fenómenos de breve duración (pocos minutos) consistentes en estructuras de 1.000 km de diámetro y hasta 7.000 km de altura, que avanzan a velocidades de hasta 20 km/s.
Ver Espículo.

Espículas

Patrones de gas en forma de aguja que pueden verse en la atmósfera solar.

Espículo

Cada una de las protuberancias que pueden observarse en la parte superior de la cromosfera solar. Son fenómenos de breve duración (pocos minutos) consistentes en estructuras de 1.000 km de diámetro y hasta 7.000 km de altura, que avanzan a velocidades de hasta 20 km/s.
Ver Espícula.

Espiga

Estrella de primera magnitud de la constelación de la Virgen.

Espín

Propiedad matemática de las partículas subatómicas que es análoga al momento angular de una peonza. El espín puede ser positivo o negativo.

Espiral barrada

Un tipo de galaxia que tiene una "barra" cruzando su centro y terminando en los brazos de la espiral (dos brazos).
Ver Galaxia espiral.

Estación

Parada aparente de los planetas en sus órbitas, por la mutación de sus movimientos directos en retrógrados o viceversa. Es producto de la combinación de los movimientos propios de los demás planetas con el de la Tierra.

Estacionario

Dícese del planeta que parece estar detenido en su órbita durante un cierto tiempo.

Estacionario

Se llama estacionario al planeta que está como quieto en su órbita aparente durante algún tiempo.

Estaciones

Las estaciones son las variaciones en el clima de un planeta debido a la inclinación de su eje de rotación respecto al plano de traslación.
Tradicionalmente existen cuatro estaciones (primavera, verano, otoño e invierno), sin embargo en las regiones más cercanas al ecuador solamente se dan dos: la estación seca y la lluviosa pues la temperatura no varía. La duración aproximada de las estaciones es tres meses y la principal causa de su acontecimiento es la inclinación del eje de giro del globo terrestre. Este eje siempre se halla orientado en la misma dirección, exeptuando el fenómeno de precesión, por lo que los hemisferios quedan iluminados de forma desigual. Cada seis meses la situación queda invertida. El comienzo y final de las estaciones quedan marcados por los equinoccios y solsticios:
- primavera, sucede entre el equinoccio de primavera y el solsticio de verano.
- verano, que sucede entre el solsticio de verano y el equinoccio de otoño.
- otoño, que sucede entre el equinoccio de otoño y el solsticio de invierno.
- invierno, que sucede entre el Solstico de invierno y el equinoccio de primavera.
La línea de los solsticios y de los equinoccios dividen a la Tierra en cuatro zonas, que se corresponden con las estaciones. Según la segunda Ley de Kepler, la velocidad aerolar de la Tierra en su giro alrededor del Sol es constante, por lo tanto las áreas más grandes corresponden a las estaciones de mayor duración. Por esta razón las estaciones tienen diferentes duraciones:

Primavera en el hemisferio Norte = Otoño en hemisferio Sur 92 días y 20 horas
Verano en hemisferio Norte = Invierno en hemisferio Sur 93 días y 15 horas
Otoño en hemisferio Norte = Primevera en hemisferio Sur 89 días y 19 horas
Invierno en hemisferio Norte = verano en hemisferio Sur 89 días y 0 horas
En Júpiter no hay estaciones porque su eje es perpendicular a la órbita. En cambio en Marte y la Tierra cuyos ejes están ligeramente inclinados hay estaciones marcadas.

Estado cuántico

Dos electrones en un átomo pueden ocupar la misma órbita «estado » siempre que comporten diferente espín. Dos electrones de igual espín no pueden ocupar la misma órbita en el átomo.

Estado estacionario

Teoría alternativa al Big Bang, no ampliamente aceptada, que estipula que el universo ha existido siempre y siempre existirá en un estado similar al presente.

Estado fundamental

El nivel más bajo posible de energía de un electrón dado.

Estallido
Burst

Acrecentamiento transitorio de la emissión de radio solar, generalmente asociado a una región activa o a una fulguración.

Estallido de protones
proton flare

Cualquier estallido que produce un flujo de protones a energías más altas que 10 MeV en las vecindades de la Tierra.

Estallido de rayos X
x-ray burst

Aumento temporario de la emisión de rayos X del Sol. El perfil de la curva tiempo-vs-intensidad de estallidos de rayos X blandos es similar al perfil de la intensidad de la línea H-alfa de una fulguración asociada.

Estallido en el rango centimétrico
centimeter burst

Estallido de radiación solar en las longitudes de onda del orden del centímetro.

Estallido en microondas
microwave burst

Señal de microondas asociada con fulguraciones ópticas o en rayos X.

Estallido en U
U Burst

El espectro de un repentino radio-estallido en una llamarada solar. En una representación de intensidad-frecuencia tiene una apariencia con forma de U.

Estallido estelar

Nacimiento repentino de muchas estrellas muy juntas entre sí; las causas de este fenómeno todavía no son bien comprendidas.

Estándar de gravedad

Desarrollado por el Instituto Pendelsaal de Postdam, Alemania, y cuyo valor es 981,27400 gal.

Este

Punto cardinal por donde sale el Sol el día de los equinoccios, contrario al Oeste.
Simbolo E.

Estela

Rastro que deja tras de sí un meteoro después de su aparición debido a ionización causada por éste sobre la atmósfera terrestre.

Estrato

Capa nubosa muy baja, grisácea y traslúcida, que permite distinguir el disco solar; consta de gotitas de agua; excepcionalmente, en caso de temperaturas muy bajas, puede contener cristales de hielo, produce escasas precipitaciones; las partes más bajas forman nieblas nocturnas que se elevan por la mañana y se resuelven en cúmulos.

Estratósfera

Región fría de la atmósfera de un planeta sobre las regiones convectivas (tropósfera). No tiene generalmente movimientos verticales pero algunas veces presenta fuertes corrientes de chorro horizontales.

Estrella

Cuerpo celeste gaseoso dotado de luz propia. Hay cerca de 100 mil millones de estrellas sólo en nuestra galaxia.
Una estrella es una esfera de plasma (sistema que contiene un número significativo de partículas cargadas libres, que presentan efectos a consecuencia de las interacciones electromagnéticas), en equilibrio hidrostático y que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
Son objetos de masas enormes, comprendidas entre 0,08 y 120 masas Solares, donde su luminosidad también tiene un rango muy amplio (desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol).
La estrella polar, es la estrella visible desde el hemisferio Norte; es la más cercana al punto hacia el que se dirige el eje de la Tierra, señalando aproximadamente la situación del Polo Norte celeste. La Estrella Polar ha sido utilizada por los navegantes a través de la historia y todavía se utiliza para determinar el acimut y la latitud. La Estrella Polar no se encuentra exactamente en el Polo Norte celeste, sino a 1º de él. A causa del movimiento de precesión del eje de rotación de la Tierra, en el año 2.012 la estrella Polar se encontrará a la mínima distancia con respecto al Polo Norte celeste (alrededor de 0'5º) y después se alejará de nuevo.
Durante los últimos 5.000 años, la posición del Polo Norte celeste se ha movido desde la estrella Thuban o Alpha (a) Draconis, en la constelación Dragón, hasta las cercanías de la estrella Alpha (a) Ursae Minoris, en la constelación Osa Menor.
En el año 7.500, la estrella más brillante de la constelación Cefeo, Alpha (a) Cephei, marcará el Polo y en el año 15.000 lo hará la estrella Vega, en la constelación Lira. Después de unos 9.000 años, Alpha Ursae Minoris volverá a marcar la dirección del Polo Norte celeste.

Las 20 estrellas más brillantes
# Nombre común Nombre de la constelación Magnitud aparente
1 Sirius (Sirio) Can Mayor -1.46
2 Canopus (Cánopo) Quilla o Carina -0.72v
3 Alfa Centauro Centaurus -0.27v
4 Arcturus (Arturo) Boyero -0.04v
5 Vega Lira +0.03v
6 Capella Cochero +0.08v
7 Rigel Orión +0.12v
8 Procyon (Proción) Can Menor +0.38
9 Achernar Eridano +0.46
10 Betelgeuse Orión +0.50v
11 Hadar (Beta centauro) Centaurus o Centauro +0.61v
12 Acrux Cruz del Sur +0.80v
13 Altair Águila +0.77
14 Aldebarán Taurus o Tauro +0.85
15 Antares Escorpio +0.96
16 Spica Virgo +0.98v
17 Pollux Géminis +1.14
18 Fomalhaut Peces Australes +1.16
19 Deneb Cisne +1.25
20 Beta Crucis (Mimosa) Cruz del Sur +1.28

Las 10 estrellas más cercanas
# Nombre Constelación Distancia
(años luz)
Magnitud
aparente
1 Proxima Centauri Centaurus 4.24 +11.1
2 a Centauri A Centaurus 4.35 -0.01
3 a Centauri B Centaurus 4.35 +1.34
4 Estrella de Barnard Ophiuchus 5.98 +9.54
5 Wolf 359 Leo (León) 7.78 +13.46
6 Lalande 21185 Osa Mayor 8.26 +7.48
7 Sirius A Can Mayor 8.55 -1.46
8 Sirius B Can Mayor 8.55 +8.44
9 Luyten 726-8A Cetus (Ballena) 8.73 +12.56
10 Luyten 726-8B (UV Ceti) Cetus (Ballena) 8.73 +12.52

Estrella binaria

Sistema de dos estrellas en movimiento, una en torno a la otra.

Estrella binaria eclipsante

Sistema de dos estrellas, que observadas desde la Tierra, se eclipsan periódicamente una a la otra.

Estrella binaria espectroscópica

La no resoluble, cuya duplicidad se detecta mediante el estudio de su espectro.

Estrella binaria fotométrica

La no resoluble, caracterizada por una luminosidad variable a causa de los eclipses de las componentes del sistema.

Estrella capullo u OH/IR

Expulsado por la misma estrella y que no permite observarlas directamente. Se detectan por la radiación infrarroja emitida desde el capullo. Podrían ser muy numerosas y constituir gran parte de la materia oscura e invisible de las galaxias.

Estrella cefeida

La pulsante con variación periódica de luminosidad y una variación de su espectro de igual período.

Estrella circumpolar

La que está siempre por encima o por debajo del horizonte cuando varía su posición en el cielo con el movimiento diurno.

Estrella de campo

La que está situada en un punto arbitrario del espacio y no pertenece a ningún enjambre.

Estrella de carbono

Gigante roja caracterizada por un espectro con intensas rayas de carbono molecular.

Estrella de la secuencia principal

Estrella en el punto álgido de su vida, cuando el hidrógeno contenido dentro de ella está experimentando su fusión nuclear; estas estrellas forman una banda -la denominada "secuencia principal"- en los graficos de temperaturas estelares frente a brillos estelares (diagramas Hertzprung-Russerll).

Estrella de neutrones

Estrella hiperdensa (mil millones de toneladas por centímetro cúbico) que está compuesta por un gas de neutrones degenerados. Representa el estado final de una estrella de masa mayor que 8 masas solares. Las estrellas llegan a este estado después de pasar por una fase explosiva conocida como supernova. En sus inicios una estrella de neutrones rota muy rápidamente y emite pulsos de radiación electromagnética que la llevan a ser conocida como un púlsar.

Estrella degenerada

Las estrellas degeneradas son estrellas muy densas: las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Son las etapas finales de la evolución de las estrellas.

Estrella del Norte

La que está en el extremo de la lanza de la Osa Menor. Actualmente la Polar está situada a menos de 1º al S del Polo Norte. Esta estrella, de segunda magnitud, dejará un día de ser estrella polar pues, a causa del movimiento de precesión del eje de la Tierra, el polo celeste al que apunta describe en 25.800 años un movimiento circular cuyo radio mide 23,5º.
Ver Estrella Polar.

Estrella doble

Sistema que comprende dos o más estrellas. Es una doble verdadera cuando están físicamente próximas, en cambio, en una doble óptica, están situadas en la misma dirección aproximada con respecto al observador en la Tierra, por lo cual parecen próximas pero en realidad están muy alejadas.

Estrella doble visual

La que permite observar sus componentes por separado.

Estrella enana

La de pequeña masa y brillo cien veces inferior al del Sol. Perteneciente a la secuencia principal del diagrama H-R.

Estrella enana blanca

La de temperatura superior a 10.000 K, densidad de 100.000 g/cm3 y magnitud visual absoluta comprendida entre 10 y 15; en el diagrama H-R ocupa una zona situada debajo de la secuencia principal.

Estrella errante

Es cualquier planeta.

Estrella evolucionada

Estrella cercana al término de su vida cuando la mayoría de su combustible se ha agotado. Este período de la vida de la estrella se caracteriza por la pérdida de su masa desde la superficie en forma de viento estelar.

Estrella fugaz

Traza luminosa que produce el paso de un aerolito por la atmósfera, provocado por el desplazamiento rápido de un corpúsculo sólido que se hace incandescente al rozar con las capas superiores de la atmósfera.

Estrella gigante

Estrella caracterizada por su gran tamaño y luminosidad, que ocupa una zona situada por encima y a la derecha de la secuencia principal del diagrama H-R.

Estrella gigante roja

La gigante perteneciente a los tipos espectrales G, K o M.

Estrella guía

La que permite seguir el movimiento diurno durante la obtención de una placa fotográfica.

Estrella huésped

Calificación dada por los antiguos chinos a una estrella que repentinamente aparece en los cielos nocturno y que, al cabo de un tiempo, desaparece. Posteriormente, los astrónomos europeos bautizaron a este tipo de estrellas como novas.

Estrella matutina

Uno de los planetas visibles a simple vista (no una estrella), así descrito cuando sale antes del Sol.

Estrella Mira

La variable gigante de largo período (80 a 1.000 días), cuyo espectro presenta líneas de emisión.

Estrella múltiple

Sistema de más de tres estrellas enlazadas por la gravitación universal. Entre las múltiples, una de las más interesantes es la ternaria Centauri.
Ver Estrella doble.

Estrella nova

La variable cuya luminosidad aumenta de forma repentina hasta 100.000 veces antes de disminuir lentamente.

Estrella oscura

En un sistema binario, aquella que no emite radiación visible.
Sinónimo: compañera oscura, componente oscura.

Estrella polar

La que está en el extremo de la lanza de la Osa Menor. Actualmente la Polar está situada a menos de 1º al S del Polo Norte. Esta estrella, de segunda magnitud, dejará un día de ser estrella polar pues, a causa del movimiento de precesión del eje de la Tierra, el polo celeste al que apunta describe en 25.800 años un movimiento circular cuyo radio mide 23,5º.
Ver Estrella del Norte.

Estrella principal

La más luminosa de un sistema binario.

Estrella pulsante

La variable caracterizada por presentar contracciones y expansiones periódicas.

Estrella subenana

Aquella que tiene menor masa y luminosidad que las de la secuencia principal que tienen su mismo espectro.

Estrella subgigante

Aquella cuyos valores de masa y luminosidad son intermedios de los correspondientes a las enanas y gigantes de su mismo tipo espectral.

Estrella supergigante

La de gran masa y luminosidad.

Estrella supernova

Ver Supernova.

Estrella T Tauri

Estrella muy joven caracterizada por extensas y violentas eyecciones de su masa.

Estrella temporaria

La que repentinamente adquiere un brillo superior al ordinario y lo mantiene durante cierto tiempo. Recibe también el nombre de nova.

Estrella triple

Es un sistema con más de tres estrellas unidas por la gravitación universal.

Estrella variable

Aquella cuya luminosidad varía como consecuencia de modificaciones físicas intrínsecas (campo magnético, radio, tipo espectral, etc.).
Estrella cuyo brillo aparente cambia a lo largo del tiempo. Puede tratarse de una estrella binaria (donde una de las estrellas es menos brillante y oculta a la otra cuando pasa delante de ella), de una estrella del tipo "Cefeida variable", o de una variable de tipo RCB (R Corona Boreal).
Los tipos de estrellas variables se denominan con el nombre de la primera estrella variable cuyo tipo de comportamiento variable fue observado por primera vez. Así, las variables denominadas GCAS tienen un comportamiento similar a la Gamma de CASsiopea, observado en 1937. En este tipo de estrella variable su brillo aumenta y se mantiene elevado durante días o meses, para disminuir posteriormente y recuperar su brillo original al cabo de meses o años. Otro ejemplo son las variables RCB, denominadas así porque su tipo de variabilidad fue observado por primera vez en la estrella R Corona Boreal.

Estrella vespertina

Uno de los planetas visibles a simple vista (no una estrella), así descrito cuando se pone después del Sol.

Estrellas binarias

Pareja de estrellas formadas al mismo tiempo y que orbitan en torno de un centro de gravedad mutuo. Entre la mitad y dos tercios de las estrellas en las inmediaciones del Sol son miembros de sistemas binarios.
La emisión de rayos X proveniente desde un sistema de estrellas binario se da en el caso especial cuando una de las estrellas es un objeto colapsado tal como una enana blanca, estrella de neutrones, o un agujero negro. La materia de la estrella normal es despojada y atraída hacia la estrella colapsada, lo que produce la emisión de rayos.

Estrellas de la población I, II y III

Las estrellas más jóvenes observadas se conocen como estrellas de la población I; las estrellas un poco más antiguas observadas se denominan población II; se postula que una generación aún más antigua de estrellas -población III- existió todavía antes. Las estrellas de la población II se formaron en su mayor parte a partir del hidrógeno y helio. Las estrellas de la población I, como nuestro Sol, se formaron del hidrógeno, el helio y un vasto número de elementos más pesados (como el carbono y el oxígeno) que se piensa se crearon en el interior de estrellas antiguas de las poblaciones II y III, y que posteriormente fueron arrojados espacio.

Estrellas de neutrones

Más pequeñas y densas (millones de toneladas por cm) que las enanas blancas, se mantiene en el límite de Chandrasekar.

Estrellas variables

Una estrella variable es una estrella que varía en su brillo debido a una compañera estelar o debido a cambios físicos . Así pues, a continuación tenéis una descripción más o menos detallada de los principales grupos de estrellas variables, ya que la clasificación es bastante grande y aún se siguen descubriendo nuevos tipos de estrellas. Los datos están recogidos del GCVS (General Catalogue of Variable Stars).

Estrellas eruptivas

Son causados por procesos violentos y fulguraciones en la corona y cromosfera de las estrellas. Los cambios de luz suelen estar acompañados por eventos de las cubiertas de las estrellas o por emanaciones de masas en forma de vientos estelares de intensidad variable y/o por interacción del medio interestelar que rodea a la estrella.

Variables de Orión tipo FU Orionis - Incremento gradual del brillo de la estrella a razón de unas 6 magnitudes cada varios meses.

Variables del tipo Gamma Cassiopeia - Son estrellas que rotan a gran velocidad con emenaciones de masa en las zonas ecuatoriales. La formación de discos o anillos ecuatoriales suele estar acompañada por palidecimientos temporales. Las amplitudes en el brillo pueden alcanzar 1.5 magnitudes.

Variables de Orión - Variables eruptivas irregulares conectadas con nebulosas brillantes u oscuras u observadas en estas regiones. Algunas parecen mostrar variaciones cíclicas producidas por la rotación axial de la estrella. Son estrellas subgigantes o de la secuencia principal. La amplitud de la curva de luz puede alcanzar varias magnitudes.

Variables irregulares rápidas sin conexióp aparente con las nebulosas difusas y muestran cambios de 0.5-1 magnitudes en varias horas o días. Si una estrella de este tipo es observada en la región de una nebulosa difusa es considerada entonces como una variable de Orión.

Variables tipo R coronae Borealis - son pobres en hidrógeno y ricas en helio. Muestran desvanecimientos no periódicos entre 1 y 9 magnitudes de 1 mes a varios cientos de días.

Variables tipo RS Canum Venaticorum - Este tipo se atribuye a sistemas binarios próximos con espectros que muestran emisiones de Ca II H y K. Sus componentes tienen una actividad cromosférica incrementada que causa variaciones de luz casi periódicas. Estas estrellas son fuentes de rayos X y son variables de rotación.

Variables tipo S Doradus - Son estrellas eruptivas que muestran cambios de luz irregulares (a veces cíclicas) con amplitudes de 1 a 7 magnitudes. Estas corresponden a las estrellas más azules de sus galaxias. Por regla general, están conectadas a las nebulosas difusas y rodeadas por envolturas que se expanden.

Variables tipo UV Ceti - Estrellas que a veces exhiben actividades de fulguraciones con amplitudes de varias décimas a más de 6 magnitudes. El máximo se alcanza tras varios segundos tras el comienzo de una fulguración, entonces retorna después de unos cuantos minutos.

Eruptivas tipo Wolf-Rayet - Estrellas con altas emisiones de He I y He II, así como C II-C IV, O II-O IV, y N III-N V. Muestran cambios de luz irregulares con amplitudes superiores a 0.1 magnitudes, causados probablemente por procesos físicos, en particular por emanaciones de masa no estables procedentes de sus atmósferas.

Estrellas pulsantes

Son variables que sufren contracciones y expansiones de las capas superficiales de la estrella. Las pulsaciones pueden ser radiales o no radiales. Las estrellas pulsantes radiales se quedan esféricas mientras ocurren los cambios físicos, mientras que las pulsantes no radiales deforman la esa forma esférica que las caracteriza, e incluso zonas vecinas de la superficie tienen distintas fases en la pulsación de la variable. Dependiendo del período, de la masa y de la fase en la evolución estelar de las pulsantes, se distinguen los siguientes tipos de variables pulsantes (aunque no son todos los tipos).

Cefeidas - el nombre proviene de la estrella delta Cephei. Son variables pulsantes radiales pertenecientes a estrellas supergigantes poco luminosas o a gigantes brillantes. Varían en un período de 1 a 135 días entre pocas centésimas y 2 magnitudes. Con respecto al espectro, en el máximo es del tipo F, mientras que cuando se hace menor la estrella pasa a ser del tipo G-K.

Tipo W Virginis - Varían entre 0.3 y 1.2 magnitudes en un período de 0.8 a 35 días. Se encuentran en cúmulos globulares y en altas latitudes galácticas.

Tipo Mira - son pulsantes gigantes de largo período cuya amplitud de la variación en la magnitud oscila entre 2.5 y 11 en un período de entre 80 y 1.000 días.

Tipo RR lyrae - son pulsantes radiales gigantes del tipo A-F en el espectro. La magnitud varía entre 0.2 y 2. Muchas pertenecen a cúmulos globulares

Tipo RV Tauri - pulsantes radiales supergigantes de espectro F-G en el máximo de la pulsación, y en el mínimo K-M. Varían entre 3 y 4 magnitudes en un período de 30 a 150 días.

Semirregulares - Son estrellas gigantes o supergigantes. Sus períodos pueden estar comprendidos entre 20 y más de 2.000 días. Normalmente varían entre 1 y 2 magnitudes.

Variables tipo delta Scuti - muestran amplitudes de luz de 0.003 a 9 magnitudes con períodos de 0.01 a 0.2 días. Son representantes del disco galáctico.

Estrellas variables por rotación

Presentan un brillo superficial no uniforme y/o una forma elipsoidal. La variación es causada por la rotación axial de la estrella. La no uniformidad del brillo superficial se debe a la presencia de manchas o a la heterogeneidad termal o química de la atmósfera causada por el campo magnético cuyo eje no coincide con el de la rotación axial.

Variables por rotación elipsoidales - Son sistemas binarios próximos con componentes elipsoidales, cuyos cambios en el brillo combinado tienen períodos iguales a los movimientos orbitales. Las amplitudes de luz no exceden las 0.1 magnitudes.

Púlsars variables ópticos - Son estrellas rápidas de rotación con campos magnético fuertes, emitiendo radiaciones intensas en regiones de rayos X, radio y en el óptico.

Estrellas cataclísmicas

Son estrellas que presentan estallidos causados por procesos termonucleares en las capas superficiales (en el caso de las novas) o en lugares interiores profundos (supernovas).

Supernovas - Incrementan el brillo unas 20 magnitudes o más, y entonces se "apagan". La velocidad de propagación de la envoltura de las supernova ronda varios miles de km/s. La estructura de la supernova después de la explosión altera profundamente la estrella: se forma una nebulosa de emisión y un púlsar donde estaba antes la estrella original. Las supernovas pueden ser de tipo I y de tipo II. En las de tipo I la envoltura en expansión contiene muy poco hidrógeno. Durante los primeros 20 - 30 días después de la explosión el brillo va decayendo a razón de 0.1 magnitudes por día, pero cuando pasa el período, pasa a perder 0.014 magnitudes por día. En las supernovas de tipo II, la envoltura que queda tras la explosión contiene principalmente hidrógeno y helio (los elementos más simples de la tabla periódica). Tras 40-100 días del máximo la estrella pierde 0.1 magnitudes por día, una tasa más rápida que en las de tipo I.

Novas - Estrellas binarias muy cercanas con períodos orbitales de entre 0.05 y 250 días. Uno de los componentes es una estrella enana caliente que de repente, durante un intervalo de 1 a varias docenas o varios cientos de días incrementa su brillo entre 7 y 19 magnitudes para después volver a su brillo original en meses, años o incluso décadas. Los componentes más tranquilos son gigantes, subgigantes o enenas de espectro K-M.
Algunas novas revelan pulsaciones de componentes calientes con períodos de 100s y variaciones de brillo de 0.05 magnitudes tras el estallido. Algunas a la larga acaban por convertirse en binarias eclipsantes. Las se dividen en 4 grupos (por ahora): novas rápidas (que decaen a razón de 3 magnitudes en 100 días o menos), novas lentas (decaen 3 magnitudes cada 150 días o más), novas muy lentas (permanecen en el máximo durante décadas y entonces el brillo cae muy lentamente) y novas recurrentes (estas son muy distintas a las demás novas, ya que tienen 2 o más explosiones con períodos intermedios de 10 a 80 años).

Novas enanas (U Geminorum) - Son sistemas binarios en los que un componente es una enana o subgigante de espectro K-M, que pasa a rellenar su lóbulo de Roche interior, y una enana blanca rodeada por un disco de acreción. Los períodos orbitales estás entorno a los 0.05-5 días. Las fluctuaciones en el brillo de un sistema binario suelen ser lentas pero de vez en cuando se incrementa varias magnitudes, y después de un intervalo de entre varios días a un mes o más, vuelve a su estado original. Los intervalos entre dos explosiones pueden variar bastante para una estrella dada. Durante el mínimo, el espectro continuo muestra líneas de H y He. Durante el máximo, estas líneas desaparecen prácticamente. Algunos de estos sistemas son eclipsantes, con lo que parece indicar que el mínimo de la estrella primaria es causado por el eclipse de una mancha de luz que se origina en el disco de acreción por la caída de un flujo gaseoso de una estrella de tipo K-M. Las novas enanas se dividen en 3 tipos: SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis

Sistemas binarios eclipsantes

Hay una triple forma de clasificar a este grupo: de acuerdo con la forma de la curva de luz combinada; dependiendo de las características físicas de los componentes y por último midiendo el volumen de llenado del lóbulo de Roche. El primer método es simple, tradicional y satisface a los observadores.

Clasificación de acuerdo con la forma de la curva de luz:

Sistemas binarios eclipsantes - Desde el observador los planos orbitales de las estrellas se ven muy próximos. Por ello, se producen eclipses cada cierto tiempo y en consecuencia la magnitud combinada del sistema cambia con periodicidad.

Sistemas eclipsantes tipo Algol (Beta Persei) - Los componentes tienen formas esféricas o ligeramente elipsoidales. Gracias a la curva de luz es posible saber el comienzo y final de los eclipses. Entre estos el brillo de las estrellas permanece constante o varía insignificativamente debido a efectos de reflexión, a las formas elipsoidales de los componentes o a variaciones físicas. Se observa una gran amplia variedad de períodos, de entre 0.2 a 10.000 días o más.

Sistemas eclipsantes tipo beta lyrae - Los componentes son elipsoidales y la curva de luz es imposible determinar los comienzos y finales de los eclipses debido al continuo cambio del brillo combinado aparente del sistema entre los eclipses. Los componentes suelen ser del tipo B-A del espectro. Los cambios en el brillo son menores a 2 magnitudes.

Clasificación según las caracterísitcas físicas de los componentes:

Sistemas formados por una gigante o supergigante o por ambos. Uno de ellos se encuentra en la secuencia principal de la evolución estelar.

Sistemas que tienen entre varios componentes una nebulosa planetaria.

Sistemas tipo RS Canum Venaticorum - Los espectros en estos sistemas indican la presencia de una actividad cromosférica muy alta de estrellas del tipo solar. Estos sistemas están caracterizados por la presencia de emisiones de rayos X y de radio.

Sistemas con enanas blancas como componentes.

Sistemas que contienen estrellas Wolf-Rayet entre los componentes.

Clasificación basada en el volumen de llenado del lóbulo de Roche:

Esta clasificación es la más difícil existente, así que no se describirá.

Sistemas binarios cercanos con emisiones de rayos X

Sistemas binarios fuentes de poderosas emisiones de rayos X, que no pertenecen o no están atribuidos a ninguna de las estrellas variables descritas arriba. Uno de los componentes es un objeto caliente y compacto (enena blanca, estrella de neutrones, o posiblemente un agujero negro). La emisión de rayos X está provocada por la caída de material al objeto compacto o al disco de acreción del objeto. A su vez las emisiones caen sobre la atmósfera del compañero del objeto compacto y resplandece como una radiación óptica de alta temperatura (efecto reflector), haciendo así que el área de la superficie de la compañera se pase a una clase espectral próxima.

Estrella vespertina

Uno de los planetas visibles a simple vista (no una estrella), así descrito cuando se pone después del Sol.

Estrella Wolf-Rayet

Estrella variable de gran luminosidad y masa, cuyo espectro se caracteriza por la presencia de anchas bandas de emisión y, en ocasiones, de rayas de absorción débiles en su extremo violeta.

Estrellamiento

Grupo de estrellas, o espacio celeste que corresponde a un punto o región del globo.

Estrellas de neutrones

Más pequeñas y densas (millones de toneladas por cm) que las enanas blancas, se mantiene en el límite de Chandrasekar.

Estructura en gran escala

La distribución de galaxias y otras formas de masa en escalas de grandes distancias, que cubren cientos de millones de años y más. Un universo perfectamente homogéneo e isotrópico no tendría a estructura en gran escala; un universo con todas las galaxias alineadas en fila india tendría una enorme estructura en gran escala.

Estudios del desplazamiento al rojo

La tabulación metódica de los desplazamientos hacia el rojo de un gran número de galaxias en una región específica del firmamento. Los desplazamientos al rojo miden directamente la velocidad de alejamiento de las galaxias. Si se adopta la ley de Hubble, estas velocidades pueden traducirse a distancias. Bajo este supuesto, una perspectiva del desplazamiento al rojo entrega la tercera dimensión, la profundidad, para las galaxias en un catastro. Las otras dos dimensiones para cada galaxia las entregan sus posiciones percibidas en el firmamento. El desplazamiento al rojo de una galaxia se obtiene midiendo su espectro de luz; de este modo es posible ver cuál es el grado de desplazamiento de sus colores.

Éter

Sustancia hipotética capaz de transportar las ondas de luz que en sus tiempos se creía que permeaba todo el espacio.

Euclidiano

Euclidiano se refiere a la geometría plana. Un Universo euclidiano no tendría ningún tipo de curvatura a gran escala. Algunas teorías cosmológicas sugieren que el Universo es euclidiano.

Europa

Satélite de Júpiter descubierto por Galileo.

Evección

Desigualdad periódica en la forma y posición de la órbita lunar, causada por la atracción solar.

Evento a nivel de superficie
ground-level event - GLE

Aumento pronunciado del conteo de rayos cósmicos al nivel del suelo de al menos un 10% sobre lo normal, asociado con protones solares de energías superiores a los 500 MeV. Estos eventos son relativamente raros, ya que ocurren solo unas pocas veces durante cada ciclo solar.

Evento de alta energia
hight energy event

Son los flares (clase 2 o más) con prominentes estallidos centimétricos y perturbaciones ionosféricas repentinas. Los protones de alta energía son esviados hacia la Tierra en la mayoría de los casos en que estos eventos ocurren en el lado Oeste del disco solar (flare clase X).

Evento geofísico
geophysical event

Flares (de importancia 2 ó más) con explosiones centimétricas (máximo del flujo más alto que el flujo del Sol Quieto, duración de más de 10 minutos) y/o perturbaciones ionosféricas fuertes. Algunas veces estos flares son seguidos por tormentas geomagnéticas o pequeñas absorciones de radioondas en la ionósfera polar (flare clase M).

Evento protonico
proton event

Por definición, la medición de al menos 10 protones/cm2/seg./steradián a energías por encima de 10 MeV.

Eventos cromosféricos
Chromospheric events

Son algunas erupciones en la cromósfera que no producen ni estallidos de radiación centimétricas ni efectos ionosféricos. Se lo suele denominar Flare de clase C.

Evolución cósmica

La evolución cósmica se refiere a los cambios que ha sufrido el universo durante su historia, comenzando por la Gran Explosión, pasando por la formación de las primeras estrellas y galaxias, hasta llegar al origen del Sistema Solar, incluyendo a la Tierra así como la aparición de la vida.

Evolución estelar

La evolución estelar se refiere a la vida de las estrellas. Comienza con su formación dentro de nubes de gas y polvo. Continúa con la manera como obtienen su energía y termina con su extinción, la cual depende de su masa, como enanas negras o explosiones de supernovas, estrellas de neutrones u hoyos negros.

Excentrica

No circular. Elíptica (aplicado a una órbita).

Excentricidad

La medida en que la elipse de una órbita se separa de la forma circular.
Valor que define la forma de una elipse u órbita planetaria; razón entre la distancia focal y el eje mayor.
Se expresa numéricamente como el cociente entre la distancia que separa los focos y el eje mayor. La circunferencia es una elipse de excentricidad nula; la parábola es una elipse de excentricidad igual a 1,0. Su expresión matemática es la siguiente:

(ra-rp)/(ra+rp)
donde:
    ra es la distancia de la apoapsis, y
    rp es la distancia de la periapsis.

Excentricidad de la órbita de un planeta

Excentricidad de la elipse descrita alrededor del Sol.

Excéntrico

No circular, elíptico (aplicado a una órbita).

Exhalación

Estrella fugaz.

Exitón

Es un electrón, ligado a un ión positivo al cual le falta un electrón que con anterioridad salió. Forma algo parecido a un átomo de hidrógeno: una carga positiva al centro y un electrón más liviano girando a su alrededor en una amplia órbita.

Exobiología

Ciencia que estudia las posibilidades de existencia de vida en el universo, fuera de la Tierra.

Expansión del universo

Teoría sugerida por W. De Sitter en 1917, relativa a un estado de evolución permanente del universo y que implica que las distintas galaxias se alejan sistemáticamente las unas de las otras.

Expansión exponencial

Expansión extremadamente rápida. Por ejemplo, globo que duplica su tamaño cada segundo -de modo que mide una pulgada después de un segundo, dos pulgadas a los dos segundos, cuatro pulgadas a los tres segundos y ocho pulgadas a los cuatro segundos- se está expandiendo en forma exponencial. En cambio, un globo cuyo radio es de una pulgada después de un segundo, dos pulgadas a los dos segundos, tres pulgadas a los tres segundos y cuatro pulgadas a los cuatro segundos, se está expandiendo en forma lineal con el tiempo, no exponencial. Según el modelo del universo inflacionario, el universo antiguo atravesó un breve período de expansión exponencial, durante el cual su tamaño creció en forma considerable.

Experimento de pensamiento

Hipotética serie de sucesos simplificados, a menudo poco prácticos de reproducir físicamente, en donde se usa la lógica para predecir el resultado.

Explosión
Burst

Aumento transitorio de la emisión solar, normalmente asociado con una región activa o con una erupción.

Explosión de radio

Un brusco y fuerte incremento de las emisiones de radio de un objeto astronómico.

Explosión de supernova

Una explosión de supernova sucede cuando una estrella masiva alcanza el final de su vida. Durante la explosión se producen los elementos químicos más pesados que el hierro. Algunas veces el núcleo de la estrella original implota produciendo una estrella de neutrones o un hoyo negro.

Explosión estelar

Algunas estrellas explotan. Se llaman novas y supernovas. Las novas sufren explosiones de sus envolventes exteriores, cuando caen sobre estas capas, cantidades cuantiosas de materia de alguna compañera. Las supernovas son las explosiones de las estrellas masivas que ocurren al final de sus vidas.

Expulsión de masa coronal
Coronal mass ejection

Expulsión de materia desde el Sol hacia el espacio interplanetario. Si la materia se dirige hacia la Tierra entonces se produce una perturbación en el campo magnético terrestre.

Extinción atmosférica

Disminución de la luz de objetos astronómicos debido a la atmósfera de la Tierra, en la que las moléculas (aire, polvo, etc.) absorben, reflejan y refractan la luz antes de llegar a la superficie de ésta. Este efecto llega a ser importante por debajo de los 20 grados sobre el horizonte local. Existen métodos para compensar el efecto de extinción, pero siempre es mejor obtener las medidas cuando el objeto está alto sobre el horizonte, de esta forma se minimizan los errores.

Extragaláctico

Localizado fuera de la galaxia de la Vía Láctea.

Eyección

Expulsión de materia. Frecuentemente usado para describir el material que expulsa hacia afuera una estrella masiva en una explosión de supernova.

Eyección de materia de la corona
Coronal mass ejection

Eyección de material desde el Sol hacia el espacio interplanetario. Si el material es expulsado hacia la Tierra, luego el evento se asocia con una perturbación en el campo magnético terrestre o en la ionósfera.

Eyección oscura sobre el disco solar
Dark surge on the disk - DSD

Eyecciones oscuras gaseosas sobre el disco solar, visibles en la longitud de onda Halfa.


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Factor de escala

Una medida de distancia en cosmología. La distancia entre dos galaxias cualesquiera, por ejemplo, es proporcional al factor de escala, que siempre está aumentando en un universo en expansión. Si el factor de escala duplica su tamaño, entonces la distancia entre dos galaxias cualesquiera también se duplica.

Factor de oblicuidad
obliquity factor

Es el factor que relaciona la frecuencia crítica vertical con la frecuencia máxima utilizable (MUF) para un circuito de altas frecuencias (HF). Se denota como M(D)región, donde D es la distancia y región puede ser E, F1 ó F2. Este factor se incrementa con el aumento de la longitud del camino, por lo tanto caminos más largos usarán frecuencias más altas.

Fácula
facula

Región brillante de la fotósfera que se ve en luz blanca, difícilmente visible excepto cerca del limbo solar.

Falla

Grieta o rotura en la corteza de un planeta a lo largo de cual pueden producirse movimientos o desprendimientos. Los movimientos de una falla pueden ser verticales, horizontales u oblicuos.

Falso vacío

Una región en el espacio que parece estar vacía, pero que en realidad contiene energía almacenada. Al liberar esta energía almacenada, se dice que el falso vacío se desintegra.

Familias

Grupos de asteroides con valores casi iguales de los elementos orbitales a, e y i.

Fase

Apariencia variable de un planeta o de la Luna según la configuración Planeta-Sol-Tierra.
Uno de los aspectos recurrentes de un cuerpo celeste tal como es visto desde la Tierra. Cuando un objeto como la Luna o Venus se mueve a lo largo de su órbita, la cantidad de su superficie visible desde la Tierra se incrementa (fase creciente) y disminuye (fase decreciente) a un ritmo regular y periódico.

Fase de recuperación
recovery phase

Fase de la tormenta en la cual la componente del campo comprimida hacia el norte retorna a su nivel normal.

Fase gibosa

Fase de la Luna o de un planeta intermedia entre la media y la llena.

Fase inicial
initial phase

Período de la tormenta geomagnética en el cual hay un aumento de la intensidad horizontal (H) en las latitudes medias.

Fase principal
main phase

Período de la tormenta geomagnética en el cual generalmente se produce una disminución de la componente horizontal a latitudes medias.

Fases de la Luna

Las fases de la Luna se refieren al aspecto que toma ésta vista desde la Tierra. Las mismas son producidas por las diferentes posiciones respecto al Sol que ocupa la Luna en su movimiento alrededor de la Tierra. Se distinguen cuatro fases: Luna nueva o novilunio, cuarto creciente, Luna llena o plenilunio y cuarto menguante. La fase en que se encuentra la Luna se define por la relación entra la parte que ocupa la porción que se encuentra iluminada y el diámetro del disco lunar.

Fecha

Una fecha es una serie de números y palabras que ayudan a ubicarse en el tiempo. Actualmente se miden las fechas en occidente a partir de u año cercano al nacimiento de Cristo, el año 1. Para señalar una fecha se ponen el número del día, el nombre o número del mes y el año.

Fecha juliana - JD

Se refiere al número de días julianos.
Ver Día juliano.

Fénix

Constelación austral situada al sur del Horno y el Escultor, y al oeste de la Grulla.

Fenómeno lunar transitorio

Aparición fugaz de chorros de gas en algunas regiones lunares. Son poco frecuentes y de naturaleza desconocida. Han sido detectados en los cráteres Aristarco, Alfonso, Eratóstenes y algunos otros, motivo por el cual se presume puedan ser de origen volcánico.

Fenómenos celestes

Son eventos cósmicos que implican cambios. Por ejemplo: explosiones estelares, nacimiento de nuevas estrellas o procesos evolutivos como formación de sistemas estelares y planetarios o la vida de las estrellas y el universo.

Fermión

Partícula de materia o antimateria; una de las dos clases de partículas elementales.

Fibrila
fibril

formación lineal en la cromósfera Ha del Sol, como se ve a través de un filtro Ha, que ocurre cerca de manchas solares fuertes y plage o en un canal de filamentos.

Filamento
Filament

Son estructuras que se observan en el infrarrojo en las superficies de distintos objetos cósmico como una línea ondulante y delgada. Un filamento es una protuberancia proyectada sobre el plano de una galaxia o el disco de una estrella. Los filamentos son nubes suspendidas en los gases y polvo de las capas externas de una galaxia o en la fotosfera de una estrella a una fotosfera altitud que supera los 700.000 km.
Chorro de gas columnar suspendido sobre la fotosfera solar debido a potentes campos magnéticos solares: aparece oscura cuando se aprecia directamente sobre el disco solar. El filamento de gas en el limbo solar, visto sobre el cielo oscuro, recibe el nombre de "prominencia" o "protuberancia" solar.
Una región relativamente densa, dentro de la corona solar, que sobresale como oscura por encima de la cromosfera. Los filamentos aparecen como si fueran prominencias.

Filamento solar que desaparece
Disappearing solar filament - DSF

Es la desaparición repentina (en una escala de tiempo que va de minutos a horas) de un filamento solar.

Finderscope

También llamado buscador, es un pequeño catalejo usado para facilitar la ubicación de objetos celestes en un telescopio.

Física de partículas

Estudio experimental de las partículas subatómicas, utilizando a menudo aceleradores de partículas.

Fisión nuclear

Proceso nuclear que libera energía cuando los núcleos atómicos pesados se desintegran en núcleos más ligeros. La fisión es una especie de radiactividad masiva en que el núcleo se parte, no en dos pedazos, sino en varios trozos de diversos tamaños. En genera, ocurre cuando se bombardea al núcleo con neutrones.

Fisura

Apertura o rotura extensa en un terreno o superficie, de considerable longitud y profundidad.

Flare

Erupción súbita de energía sobre el disco solar, que puede durar de minutos a horas, en la cual se emiten partículas y radiación muy energética (origen de las "tormentas solares").

Flare principal
major flare

Este flare es el elemento principal para la predicción de tormentas magnéticas, tormentas y/o protones cósmicos en los alrededores de la Tierra.

Flares homólogos
homologous flares

Flares solares que ocurren repetitivamente en la misma región activa, con la misma posición, y con una forma y desarollos comunes.

Flash de helio

La subita conversión en una estrella pasando de quemar como combustible el hidrógeno a hacerlo con el helio que se ha generado al quemar el hidrógeno. Esto ocurre cuando una estrella empieza a colapsarse al haber consumido casi todo el hidrógeno que tenía como combustible, colapso que produce una elevación de temperatura en el núcleo de la estrella, y que alcanza los valores necesarios para que pueda comenzarse las reacciones termonucleares de la quema del helio.

Flecha

Constelación boreal situada al norte del Águila.

Flexus

Marca lineal.

Flocculi

Manchas de la superficie del Sol, observables con equipo espectroscópico. Son de dos tipos principalmente: Brillantes (debidas al calcio) y oscuras (debidas al hidrógeno).

Fluctuación debida a los caminos multiples
multipath fading

Pueden ocurrir pequeños retrasos temporales en las señales de radio viajando en un modo simple (primer modo) debido a irregularidades en la ionósfera.
La superposición de estos ecos múltiples puede degradar la calidad de la señal que se recibe.

Fluctuaciones

Desviación de condiciones uniformes. Por ejemplo, una masa de gas que se agrupa a una densidad mayor que el gas circundante se calificaría como una fluctuación. A la cantidad de agrupamientos para cada escala de masa se le denomina espectro de fluctuación. La mayoría de los cosmólogos intenta explicar las estructuras observadas en el universo (como los grupos de galaxias), según la condensación gravitacional y el crecimiento de pequeñas fluctuaciones de masa en el pasado.

Fluctuaciones cuánticas

Variaciones continuas en las propiedades de un sistema físico, producidas por el carácter probabilista de la naturaleza supuesto por la mecánica cuántica. Por ejemplo, el número de fotones en una caja con paredes perfectamente reflectantes varía constantemente debido a las fluctuaciones cuánticas. Estas fluctuaciones pueden hacer que las partículas aparezcan y desaparezcan. Algunas teorías sostienen que el universo completo fue creado a partir de la nada, en una fluctuación cuántica.

Fluctuaciones en la densidad

Inhomogeneidades aleatorias en una distribución de materia que de otro modo sería uniforme.

Fluctus

Terreno con flujos.

Flujo bipolar

Movimiento hacia fuera de los gases de una estrella joven en dos chorros opuestos.

Flujo brillante sobre el disco
Bright Surge on the disk - BSD

Es un chorro de gas brillante que emana de la cromósfera.

Flujo brillante sobre el limbo
Bright Surge on the limb - BSL

Es un enorme chorro gaseoso que se mueve mas de 0,15 radios solares por encima del limbo.

Flujo de longitud de onda de 10 centimetros
ten centimetre flux

Es la intensidad de la emisión de radiación del Sol a una longitud de onda de 10.7 cm, frecuentemente usada en lugar del número de manchas solares como indicador de la actividad solar.
Ver Flujo de 10 centimetros.

Flujo de 10 centímetros
Ten Centimetre Flux

La capacidad de producción del Sol en una longitud de onda de 10.7 centímetros, frecuentemente utilizado en vez del número de manchas solares como un indicador de la actividad solar.
Ver Flujo de longitud de onda de 10 centimetros.

Fluorescencia

Emisión de una longitud de onda precisa que sigue a la excitación de un electrón por absorción de la luz de una longitud de onda menor.

Flute

Cambio de brillo de una estrella evolucionada debido al impacto en su superficie de materia atraída. Normalmente ocurre con enanas rojas en plenos procesos degenerativos.

Fmin
fmin

La frecuencia más baja reflejada por la ionósfera. Permite saber el nivel de absorción en la ionósfera.

Fobos

Uno de los dos satélites naturales de Marte.

Foco

Uno de los puntos fijos que definen una elipse, parábola o hipérbola.

Focos

Se denomina así tanto a manchas como poros individuales; por ejemplo, si dentro de una misma mancha se distinguen 3 sombras, se tendrán 3 focos.

foE
foE

Frecuencia crítica de la capa E, es decir la frecuencia máxima que puede reflejar.

foF2
foF2

Frecuencia crítica de la capa F2, es decir la frecuencia máxima que puede reflejar.

Formación del sistema solar

Se piensa que el Sistema Solar se formó a partir de una nube de gas y polvo que sufrió un proceso de aglutinación. En el centro, con la mayor parte de la materia se constituyó el Sol. A partir de la materia sobrante se formaron los planetas y otros cuerpos menores. Los cercanos al Sol sólo de materia refractaria.

Formación estelar

La formación estelar es la manera en que nacen las estrellas. Este proceso nunca ha sido observado ya que se lleva a cabo dentro de nubes de gas y polvo que se aglutinan para constituirlas. Antes de nacer, las estrellas no emiten luz visible. El proceso de formación estelar dura miles de años.

Formación explosiva de galaxias

Una teoría de la formación galáctica en la que la explosión de una gran cantidad de estrellas crea una gigantesca onda de choque que se desplaza hacia afuera y comprime el gas circundante. Las galaxias se forman en las regiones donde existe un gas de alta densidad.

Fornax

Constelación austral situada entre las de Cetus y Eridanus.

Fosa

Depresión del terreno larga, estrecha y poco profunda.

Fotino

Partícula elemental predicha por la Susi (teoría de la supersimetría), que deberían existir, y que no han sido habidas en parte alguna.

Fotoionización
Photoionisation

Producción de iones positivos y electrones libres por la acciñón de radiación de alta energía EUV y Rayos X, sobre átomos y moléculas.

Fotometría

Medida precisa de la magnitud aparente de un objeto astronómico. Las magnitudes obtenidas siempre se dan respecto a unas longitudes de onda o bandas espectrales.

Fotómetro

Instrumento que mide el brillo o la magnitud aparente de un objeto, mediante la detección de los fotones emitidos.

Fotón
Photon

Unidad de energía electromagnética asociada con una longitud de onda específica.
La luz se comporta como una onda en determinadas circunstancias, y como un flujo de partículas en otras.
Llamamos fotón a una partícula de luz.

Fotosfera
Photosphere

Superficie visible del Sol, parte superior de una capa convectiva de gases situada en la porción más externa del Sol cuya temperatura la hace emitir luz con longitudes de onda visibles; se pueden observar en la fotosfera manchas solar y fáculas.

Fracción iluminada

La fracción del disco de un cuerpo iluminado por el Sol.

Fractales

Expresión matemática de escalas anómalas. Las fractales o dimensiones anómalas, no son más que números que especifican con precisión, en cualquier ejemplo dado, la desviación respecto a la norma de escala prevista.

Fragmentar

Algunos de los cuerpos celestes sólidos se pueden romper, es decir se fragmentan. La fragmentación puede ocurrir por colisiones o por fuerzas de marea. Uno de los satélites de Urano, Miranda, parece estar formado de fragmentos, producto de una colisión con algún gran cuerpo, que se volvieron a juntar.

Frecuencia

Medida de fenómenos repetitivos. Está dada en ciclos por segundo. El color de la luz depende de la frecuencia de la radiación electromagnética.
número de oscilaciones por segundo de una onda electromagnética (u otra). La frecuencia se mide, frecuentemente, en Hertz (Hz), donde una onda de una frecuencia de 1 Hz oscila una vez por segundo. La frecuencia se designa por Nu y se relaciona con la longitud de onda (Lambda) y la velocidad de la luz mediante la ecuación Lambda Nu = c

Frecuencia bi-ionica
Bi-Ion frequency - Wbi

Condición de resonancia de onda electromagnética (módulo de kappa tendiendo a infinito) justo debajo de la girofrecuencia del ión pesado, que ocurre solo en un plasma multi-iónico.

Frecuencia crítica
Critical frequency

Máxima frecuencia que puede ser reflejada verticalmente desde una capa ionosférica.

Frecuencia del plasma
Plasma frequency

Frecuencia máxima de oscilación natural del plasma. Es proporcional a la raíz cuadrada de la densidad de electrones.

Frecuencia hibrida inferior
lower hybrid frequency - WLHR

Condición de resonancia de onda (módulo de kappa tendiendo a infinito) entre las girofrecuencias del electrón y el ión.

Frecuencia limitada por absorción
ALF - Absorption Limited Frequency

Frecuencia más baja para comuniciones radio fiables a través de la ionosfera. Esta frecuencia es significativa sólo en sectores de circuitos durante el día.

Frecuencia máxima utilizable
maximun usable frecuency - MUF

Es la frecuencia más alta para comunicaciones de radio confiables por medio de la ionósfera. La frecuencia máxima utilizable media es la más alta apropiada para una hora particular para al menos el 50% de los días del mes.

Frecuencia muy alta
Very High Frequency - VHF

La parte del espectro de radiofrecuencia entre 30 y 300 MHz.

Frecuencia muy baja
Very Low Frequency - VLF

La parte del espectro de radiofrecuencia entre 3 y 30 KHz.

Frecuencia ultra alta
Ultra High Frequency - UHF

La parte del espectro de radiofrecuencia que sobrepasa los 300 MHz.

Freno de marea

Deceleración en la rotación de una luna o planeta causada por el tirón gravitatorio de otros cuerpos, principalmente el Sol.

Fricción dinámica

Fuerza de arrastre creada por los efectos gravitatorios combinados de varios cuerpos.

Fuente cuasi-estelar - QSS

A veces también se le llama cuasi - estelar objeto (QSO).
Un naciente objeto estelar con un gran corrimiento al rojo y con grandes ondas de radiación. Se presume que se trata de un objeto extragaláctico y de gran luminosidad.

Fuerza

Fenómeno físico que puede cambiar el impulso de un objeto. Las cuatro fuerzas aceptadas hoy en día son gravedad, electromagnetismo, la fuerza fuerte y la fuerza débil.

Fuerza centrífuga

Fuerza aparente hacia el exterior experimentada por un cuerpo que gira alrededor de su eje.

Fuerza de Coriolis o efecto Coriolis

Debido a que la Tierra gira de oeste a este, un objeto situado en el ecuador se está moviendo hacia el este a gran velocidad. en los polos no existe tal movimiento y en los lugares de latitud intermedia hay velocidades intermedias. Si un objeto qu está en el ecuador es impulsado hacia el norte o hacia el sur, su exceso de movimiento hacia el este lo desviará lateralmente, como si fuera empujado por una fuerza.
Ver Efecto de Coriolis.

Fuerza de Coulomb

Ver Ley de Coulomb.

Fuerza de gravedad

La más débil de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza; la fuerza gravitacional entre dos masas cualesquiera es proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellas. Las otras tres fuerzas fundamentales son la fuerza electromagnética y dos tipos de fuerza nuclear.

Fuerza de intercambio

Su existencia al nivel atómico es lo que impide que se colapsen las nubes electrónicas que rodean los núcleos atómicos.

Fuerza de marea

Fuerza producida por un campo gravitatorio que actúa sobre cuerpos extendidos y deformables. Retarda el movimiento de rotación de los cuerpos.
Empuje gravitacional sobre los objetos planetarios por parte de planetas o lunas cercanos. Cuando las fuerzas de marea de un planeta y varias lunas se concentran sobre determinadas lunas, particularmente si las órbitas de varios objetos hacen que se alineen de forma periódica, pueden generar una enorme cantidad de energía dentro de la Luna.

Fuerza débil

Fuerza de muy corto alcance responsable de la descomposición de las partículas.

Fuerza electrodébil

Fuerza en la que el electromagnetismo y la fuerza débil están combinadas y son indistinguibles. La fuerza electrodébil puede existir tan sólo a energías muy altas.

Fuerza electromagnética

Es la interacción de los fotones con la materia.

Fuerza electronuclear

Según las teorías de la gran unificación (GTU), fuerza en la que el electromagnetismo, la fuerza débil y la fuerza fuerte están combinadas y son indistinguibles. La fuerza electronuclear puede existir tan sólo en las energías extremadamente altas del universo muy primitivo o en aceleradores de partículas.

Fuerza fuerte

Fuerza que une entre sí a los quarks en partículas compuestas y los retiene juntos a protones y neutrones para formar núcleos atómicos.

Fuerza gravitacional

Es la fuerza responsable de la atracción de las masas.

Fuerza tecnicolor

Teóricamente se supone que dicha fuerza podría manifestarse a escalas de distancia de entre 10-17 y 10-18 cm. La fuerza tecnicolor imita la fuerza coloreada conocida que mantiene los quarks unidos. Pero se manifiesta a través de una nueva serie de «gluones tecnicolor», que interactúan con una nueva serie de quarks, los «tecniquarks», que se unen para formar «tecnihadrones», similares a hadrones ordinarios como los protones, neutrones piones, pero de masa mucho mayor.

Fuerzas nucleares

Existen dos tipos, la fuerza nuclear fuerte y la fuerza nuclear débil. Ambas, más la fuerza de gravedad y la electromagnética, constituyen las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. La fuerza nuclear ¡fuerte!, que es la más poderosa de todas, es la que mantiene unidos protones y neutrones en el núcleo atómico. Fuerza nuclear débil es responsable de ciertos tipos de radiactividad; por ejemplo, la desintegración de un neutrón en un protón, un electrón y un antineutrino.

Fulguración
flare

Erupción repentina de energía sobre el disco solar que dura desde pocos minutos hasta horas, de la cual se emiten radiación y partículas.

Fulguración con forma de dos cintas
two-ribbon flare

Fulguración que se ha desarrollado como un par de cintas brillantes ( ribbons) a ambos lados de la línea principal de inversión ("neutral") del campo magnético de una región activa.

Fulguración de clase M
M class flare

Fulguración solar que tiene un rango particular de emisión de energía de radiación X. Una fulguración de este tipo terminará produciendo una interferencia en las comunicaciones de radio por absorción de las ondas HF en la capa D sobre el lado diurno de la Tierra. Las fulguraciones de clase M son más intensas que las de clase X pero menos intensas que las de clase C.

Fulguración en el limbo
limb flare

Es una fulguración observada en el limbo solar.

Fulguración en luz blanca
white ligh flare

Fulguración mayor en la cual pequeñas partes se vuelven visibles en luz blanca. Tales fulguraciones son generalmente fuertes emisoras de rayos X, radioondas y partículas.

Fulguraciones solares

Erupciones explosivas sobre el Sol que alcanzan temperaturas de millones de grados. Debe tenerse en cuenta que una fulguración no es una prominencia.

Función de onda

La descripción matemática de un sistema físico de acuerdo a las leyes de la mecánica cuántica. La función de onda indica los estados posibles de un sistema físico, y cuál es la probabilidad de estar en un estado particular en un momento dado.

Función de onda de probabilidad de Schrödinger

Describe la función ondular de las propiedades cuánticas de los objetos muy pequeños.

Función de onda del universo

Propuesta por Hawking y Hartle en la que se define que es factible explicar el universo en términos de una función de onda, lo que elimina la singularidad del principio del tiempo.

Furier de transformación rápida - FFT

Es la herramienta matemática que permite transformar las tomas hechas por un interferómetro en radios de un espacio del cielo.

Fusión

Combinación de dos núcleos atómicos para formar un núcleo más pesado, liberando gran cantidad de energía como resultado.

Fusión nuclear

Proceso nuclear en el cual varias partículas elementales (protones y neutrones) o átomos ligeros (hidrógeno y helio) se combinan para crear átomos más complejos. Las diferencias de masa que se dan en estos procesos (masa de los átomos iniciales y masas de los átomos resultantes) se convierte en energía, según la famosa equivalencia de Einstein E = mc2. Es la fuente de la mayor parte de la energía que consume la Tierra.

Fusión termonuclear

El proceso que da energía a una estrella. En la reacción más simple, los núcleos de los átomos de hidrógeno “se fusionan” para formar helio. Aproximadamente un 0.7 por ciento de la masa del hidrógeno es convertida en energía, que es lo que hace brillar a la estrella. Más adelante, una estrella puede “quemar” el helio para hacer carbono y otros elementos. Las más masivas continúan con este proceso de quemar las “cenizas” de la última reacción hasta que sus núcleos quedan convertidos en hierro. Al llegar a ese punto, el núcleo de una estrella así se colapsa y sus capas exteriores salen disparadas al espacio.


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G

Parámetro utilizado para calcular la magnitud aparente de un asteroide con el nuevo sistema de cálculo, y que sustituye al coeficiente de fase.
Símbolo representativo de la constante de gravitación.

Gal

Unidad de aceleración gravitacional en cm. por segundos al cuadrado (cm/seg2).

Galáctico

Que pertenece a nuestra galaxia.

Galaxia

Objeto celeste compuesto por centenares de miles de millones estrellas. El Universo está poblado por galaxias, e incluso el Sol, con el sistema solar, se encuentra en el interior de una de ellas: La Vía Láctea.
Conjunto aislado de estrellas y gas, que se mantienen unidas por su gravedad mutua. Una galaxia típica posee cerca de 100.000 millones de estrellas, tiene una masa total cercana a un billón de veces la masa del Sol, su diámetro mide aproximadamente 100 mil años luz, y está separada de la galaxia más cercana por una distancia de unas cien veces su propio diámetro, o bien 10 millones de años luz. De este modo, las galaxias constituyen islas de estrellas en el espacio. Nuestra galaxia se llama la Vía Láctea. Las galaxias se presentan esencialmente en dos formas: como discos aplanados con una protuberancia en el centro (galaxias espirales) y como manchas amorfas semiesféricas (galaxias elípticas). Si se encuentran galaxias agrupadas unas cerca de otras, se dice que se hallan en grupos o cúmulos. Los cúmulos que comprenden un número especialmente grande de galaxias se denominan cúmulos ricos. Las galaxias que no se hallan en dichos grupos, sino que parecen más bien estar esparcidas de manera uniforme y aleatoria por el espacio, se denominan galaxias de campo. Algunas galaxias se caracterizan por el tipo dominante de radiación que emiten. Por ejemplo, las galaxias de radio son emisoras inusualmente poderosas de ondas de radio.
Se distinguen tres grandes grupos de galaxias:
- galaxias elípticas
- galaxias lenticulares
- galaxias espirales

Galaxia activa

Aquella que se caracteriza por emitir grandes cantidades de energía, generalmente de naturaleza no térmica, desde una o varias regiones relativamente pequeñas (núcleos).
Galaxia con un núcleo altamente energético.

Galaxia aislada

Enlazada por un puente de materia gaseosa.

Galaxia anillo

Galaxia peculiar con un núcleo central rodeado por un anillo en el mismo plano; se cree que es el resultado de la colisión de una galaxia disco y otra más pequeña.

Galaxia anillo polar

Galaxia peculiar con un cuerpo central alargado rodeado por un anillo de estrellas de polo a polo en ángulo recto con el plano de la galaxia central.

Galaxia disco

Cualquier galaxia con un disco, incluidas las espirales y las espirales barradas. Los astrónomos que utilizan simulaciones por computación o ordenador para estudiar la estructura y las interacciones galácticas emplean a menudo galaxias disco sin estructuras espirales.

Galaxia doble

Consta sólo de dos miembros.

Galaxia elíptica

La que tiene forma de elipsoide de revolución, cuyo aplanamiento permite dividirlas en ocho grandes grupos, desde E0 (esféricas) hasta E7 (las de forma elíptica más pronunciada). En ellas, la concentración de estrellas disminuye del núcleo, muy pequeño y brillante, hacia los bordes.
Galaxia con forma de una esfera aplanada, sin rasgos discernibles ni disco.

Galaxia espiral

Es un tipo de galaxia que parece concentrar la mayor parte de sus estrellas en una especie de núcleo central (esférico o aovado), y un delgado plato constituido por estrellas mayormente jóvenes concentradas en brazos espirales que salen del núcleo central. Se clasifican en dos tipos:

    - S: Espirales normales: Los brazos espirales se curvan directamente desde el núcleo central hacia el exterior.
    - SB: Espirales barradas: Dos brazos curvos comienzan en los extremos opuestos de un núcleo central alargado (con cierta forma de barra).
Adicionalmente las galaxias espirales se clasifican según la prominencia de su nucleo o barra central y la curvatura o sinusoidad de los brazos espirales:
    - a: Núcleo o barra central dominante, los brazos son poco espesos.
    - b: Núcleo o barra central y brazos espirales prominentes.
    - c: Núcleo o barra central pequeño, brazos espirales bien definidos.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una galaxia espiral del tipo Sb o Sc.

Galaxia espiral barrada

La que se caracteriza por presentar una barra que pasa por su centro y de la que parten los brazos; divididas a su vez en tres grupos (SBa, SBb y SBc), según el desarrollo de la barra, y cada uno de ellos, en dos subgrupos según que los brazos salgan en ángulo recto de los extremos de la barra [SBa (s)] o tangencialmente del núcleo [SBa (r)]. Incluye dos grupos, las de tipo 1 (que pueden resolverse en estrellas, nebulosas, etc.) y las de tipo 2 (que no admiten dicha resolución).

Galaxia espiral normal

La que tiene dos o tres brazos.

Galaxia irregular

Aquella cuyo aspecto no presenta una simetría ni una estructura bien definidas (forma amorfa). Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico (Ir I) y las irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del segundo grupo son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente, que a veces tienen forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y difíciles de resolver en estrellas individuales.

Galaxia lenticular

Son un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (BO2), la barra es más luminosa en las extremidades que en el centro, y en el tercero (SBO3) es ya muy brillante y bien definida.

Galaxia N

Galaxia activa elíptica con un núcleo pequeño y muy brillante que varía de luminosidad.

Galaxia Seyfert

Galaxia con un núcleo activo extremedamente brillante compacto y variable. Este tipo de galaxias fue descrito por Carl Seyfert en 1943. En los núcleos activos se originan líneas de emisión muy intensas.

Galaxias interactivas

Galaxias que están o han estado lo bastante cerca unas de otras como para afectarse gravitatoriamente.

Gallardetes

Estructuras de gran tamaño de la corona del Sol, que de ordinario están cerca del ecuador solar, a las que da forma el campo magnético del Sol.

Gamma
Gamma

Unidad de carga del campo magnético de la Tierra. 1 Gama = 1 nanoTesla = 1,0 × 10-5 gauss.

Ganimide

Satélite de Júpiter descubierto por Galileo.

Gardening

Proceso de formación de cráteres en los planetas/satélites y asteroides debido al impacto de cuerpos menores.

Gas

Componente de la mayoría de las galaxias, y que representa una fracción significativa de su masa. La mayoría de los gases en el universo son una forma de hidrógeno.

Gas iónico

gas cuyo átomos han perdido o ganado electrones debido a cargas eléctricas (ver también Ión). En astrofísica es un término usual para describir el gas que rodea a estrellas calientes donde las altas temperaturas ocasionan pérdidas de electrones a los átomos.
Ver Gas ionizado.

Gas ionizado

Gas cuyo átomos han perdido o ganado electrones debido a cargas eléctricas (ver también Ión). En astrofísica es un término usual para describir el gas que rodea a estrellas calientes donde las altas temperaturas ocasionan pérdidas de electrones a los átomos.
Ver Gas iónico.

Gauss
Gauss

Es la unidad de inducción magnética en el sistema de unidades cgs.

Gegenschein

Mancha luminosa en el cielo, redondeada o alargada, situada exactamente a 180 grados del Sol; también denominada "luz antisolar", está originada por la iluminación del polvillo interplanetario situado en la eclíptica.

Gemínidas

Estrellas fugaces cuyo punto radiante se halla en la constelación de Géminis.

Géminis

Tercer signo zodiacal, que aparentemente el Sol recorre entre el 21 de mayo y el 21 de junio.

Generador radioisotópico termoeléctrico - GRT

Un tipo de fuente de energía nuclear, llevado en muchas sondas al espacio lejano, en la que la electricidad se genera por el calor liberado en la desintegración de un isótopo radioactivo.

Geocéntrico

Relativo al centro de la Tierra como punto de observación.

Geocorona
Geocorona

Extensión exosférica de átomos neutrales (principalmente hidrógeno) relativamentes fríos (~1000 K), que dispersa resonantemente radiación solar alfa Lyman.

Geodésica

Línea contendida en una superficie que une dos puntos de la misma, cuya distancia entre ellos es mínima.
En una superficie plana, una geodésico es una línea recta. En una superficie esférica, un arco.
Perteneciente o relativo a la geodesia.
Ver Geodésico.

Geodésico

Línea contendida en una superficie que une dos puntos de la misma, cuya distancia entre ellos es mínima. Perteneciente o relativo a la geodesia.
Ver Geodésica.

Geoestacionaria

Órbita directa, ecuatorial y circular alrededor de la Tierra. Para un observador desde la Tierra, los satélites que siguen la órbita geoestacionaria aparecen fijos en el cielo, ya que giran a la misma velocidad angular (en torno al mismo eje y en el mismo sentido) que aquélla.
Ver Geosíncrona.

Geometría

Aplica a las superficies planas o al espacio «plano»; las geometrías no euclidianas se aplican a las superficies curvas o al espacio curvo y pueden incluir fenómenos tan improbables como triángulos cuyos vértices totalizan más o menos de 180 grados.

Geometría euclidiana

La geometría desarrollada por el matemático griego Euclides cerca del 300 a.C. La geometría euclidiana, al igual que todas las geometrías, deduce ciertos resultados a partir de una serie de presunciones iniciales. Uno de los supuestos críticos de la geometría euclidiana es que, dados una línea recta cualquiera y un punto no ubicado en dicha línea, se puede trazar exactamente una línea, paralela a la primera línea, hasta ese punto. Uno de los resultados de la geometría euclidiana es que los ángulos interiores de cualquier triángulo suman 180 grados. La geometría euclidiana es la que se enseña en la secundaria.

Geometría no euclidiana

La geometría que no sigue los postulados y resultados de la geometría de Euclides. Por ejemplo, en una geometría no euclidiana la suma de los ángulos interiores de un triángulo no es 180 grados. Según la teoría de la relatividad general de Einstein, la gravedad distorsiona el espacio en una geometría no euclidiana.

Geometría riemanniana

Una vasta clase de geometrías no euclidianas. Las matemáticas de la relatividad general utilizan la geometría riemanniana.

Geosíncrona

Órbita directa, ecuatorial y circular alrededor de la Tierra. Para un observador desde la Tierra, los satélites que siguen la órbita geoestacionaria aparecen fijos en el cielo, ya que giran a la misma velocidad angular (en torno al mismo eje y en el mismo sentido) que aquélla.
Ver Geosincrónica.

Geosincrónica
geosynchronous

Descripción de la órbita de una nave espacial o satélite alrededor de nuestro planeta y que completa un círculo cada veintitres horas y cincuenta y seis minutos, el mismo tiempo que emplea la Tierra para efectuar una rotación sobre sí misma; así, el objeto permanece siempre encima de un mismo lugar del suelo. Las órbitas geosíncronas se establecen sobre el ecuador a una altura de aproximadamente 35.000 kilómetros. Llamadas también geoestacionarias.
Término aplicado a cualquier satélite ecuatorial con una velocidad orbital igual a la velocidad de rotación de la Tierra. El efecto que esto produce es que el satélite permanece estacionario con respecto a un observador situado en la superficie. Ver Geosíncrona.

Gigametro

Mil megametros. La velocidad de la luz es de 0,3 gigametros por segundo. La distancia de la Luna a la Tierra es de 0,38 gigametros.

Gigante

Una estrella más brillante y de mayor tamano que la mayoría de las estrellas de su color y temperatura. Las estrellas se convierten en gigantes (de ordinario el tipo denominado "gigantes rojas") cuando agotan todo el hidrogeno y helio contenido de su nucleo y comienzan a consumir elementos más pesados originados en la combustión nuclear del helio, típicamente carbono (que da un color rojizo a la estrella), y salen de la "secuencia principal" de su ciclo de vida.
Ver Supergigantes.

Gigante azul

Estrella joven, luminosa y de gran masa de clase espectral O o B.

Gigante gaseoso

Los cuatro grandes planetas del Sistema Solar: Jupiter, Saturno, Urano y Neptuno, y en general, cualquier planeta extrasolar de características similares a éstos: Constituidos por material gaseoso en lugar de por material rocoso.

Gigante roja

Estrella que tiene una temperatura superficial inferior a la del Sol pero un diámetro grande comparado con el diámetro solar.
Representa las últimas etapas de la vida estelar, antes de convertirse en una enana blanca o explotar como Supernova.

Gigantes rojas

Estrellas rojizas y brillantes de gran tamaño, poseen entre 10 y 100 veces el diámetro del Sol.

Girante

Se dice a la conjunción de la Luna con el Sol.

Giro ciclotrónico
gyration

Es el movimiento de una partícula cargada bajo la acción de una fuerza de Lorentz debida a un campo magnético. Cuando la velocidad de la partícula paralela al campo magnético es cero, la trajectoria es circular, y cuando la velocidad paralela es distinta de cero, la trayectoria es helicoidal. El radio del movimiento circular o helicoidal de la partícula se llama radio de giro y es igual a:

rc = m vt / q B
mientras que la frecuencia de giro se llama girofrecuencia o frecuencia de movimiento ciclotrónico y es igual a:
wc = q B / m
donde q es la carga de la partícula y m su masa.
h'F2: [h'F2] es la altura virtual de la capa F2. Esta altura se mide durante la noche, cuando las capas F1 y F2 se unen para formar la capa F. Se obtienen alturas similares para las capas E y F1.

Glóbulos de Bok

Nubes de material oscuro en el espacio, descubiertas por Bartholomeus Bok en 1947, que se cree están a punto de colapsar para formar estrellas. Estos glóbulos pueden tener un tamaño de sólo 0,04 parsec (8.000 unidades astronómicas) o ser diez veces mayores, pueden contener desde una décima parte de la masa del Sol hasta algunas decenas de masas solares de material en forma de gas y polvo.

Gluón

Bosón, o partícula portadora de fuerza, que transporta la fuerza fuerte y une a los quarks entre sí. Hay ocho tipos de gluones.

GMC

Acrónimo de Nube molecular gigante. Nubes de gran tamaño ubicadas en el espacio interestelar compuestas principalmente de moléculas de hidrógeno (dos átomos de hidrógeno), y de otras que han sido detectadas por radiotelescopios. Estas nubes son los sitios habituales para la formación de estrellas y en ellas se pueden generar miles de millones de ellas semejantes a nuestro Sol.

GMT

Acrónimo de Greenwich mean time o tiempo medio de Greenwich. Esta referencia se utiliza en astronomía para designar un tiempo cuyo origen es el mediodía. Suele usarse, de forma impropia, para designar el tiempo universal (UTC), tiempo civil cuyo origen es medianoche.

Gnomon

Reloj de sol primitivo, consistente en una simple vara vertical que proyecta su sombra sobre una superficie plana horizontal. Indicador de las horas en los relojes solares más comunes.
Ver Nomon.

Gnomónica

Arte y ciencia de diseñar y calcular relojes de sol.

GPS

El Global Positioning System (GPS), es un sistema de posicionamiento global, es decir un sistma global de navegación por satélite el cual permite determinar la posición de una persona u objeto, en todo el mundo. El margen de error oscila entre centímetros y unos pocos metros.
El GPS funciona mediante una red de 24 satélites (21 operativos y 3 de respaldo), en órbita sobre el globo a 20.200 kilómetros con trayectorias sincronizadas para cubrir toda la superficie de la Tierra. Para determinar la posición localiza cuatro satélites (como mínimo), de los que recibe unas señales que indican la posición y el reloj de cada uno de ellos. El GPS utiliza estas señales y sincroniza su reloj calculando el retraso de las señales (la distancia al satélite). Luego, por triangulación calcula en la que se encuentra.
Conocidas las distancias, se determina fácilmente la posición relativa respecto a los tres satélites y conociendo las coordenadas de estos, se obtiene las coordenadas (posición ab Soluta) del punto de medición.
También se puede conseguir una exactitud extrema en el reloj del GPS, similar a la de los relojes atómicos, que desde la Tierra sincronizan a los satélites.

Graben

En la superficie de la Tierra, la Luna o de otros planetas o satélites, una region larga y estrecha entre dos fallas que se ha hundido (ha experimentado subsidencia).

Grado

Como Unidad de ángulo, es decir, unidad de tamaño aparente, que equivale a 1/360 de un giro completo. La uña del pulgar, mirándola con el brazo estirado, tiene un tamaño aparente de un grado. La Luna y el Sol tienen un tamaño aparente de medio grado, y siempre se pueden tapar con la punta del meñique.

Gran atractor

Una gran concentración de masa en la dirección de las constelaciones de la Hidra y el Centauro.
Según los estudios del movimiento de las galaxias (utilizando el efecto Doppler) muestran que nuestra galaxia, así como el grupo local y el supercúmulo local, así como otros cúmulos de galaxias, en la región conocida del Universo, están moviéndose en la dirección del gran atractor.
El movimiento de nuestra galaxia en esa dirección a una velocidad de 600 km/s, se manifiesta también en las medidas de la radiación de fondo. Esta radiación, está ligeramente más caliente en la dirección en la que nos estamos moviendo y algo más fría detrás de nosotros.

Gran explosión

La Gran Explosión es la teoría más aceptada sobre el orígen del Universo. Se piensa que hace unos quince mil millones de años se inició la expansión del Universo. En ese momento se formaron las partículas sólidas que constituyen los átomos y las partículas de luz que pueblan el espacio que también se formó en ese momento.

Grandes Teorías Unificadas - GUT

Las teorías en la física que intentan explicar las fuerzas de la naturaleza como manifestaciones de una sola fuerza fundamental.

Granulación
granulation

Conjunto de pequeñas celdas vistas sobre la superficie del Sol debidas a los movimientos convectivos de los calientes gases solares.
Estructura celular de la fotósfera visible a una alta resolución espacial.

Gran atractor

Una gran concentración de masa en la dirección de las constelaciones de la Hidra y el Centauro.
Según los estudios del movimiento de las galaxias (utilizando el efecto Doppler) muestran que nuestra galaxia, así como el grupo local y el supercúmulo local, así como otros cúmulos de galaxias, en la región conocida del Universo, están moviéndose en la dirección del gran atractor.
El movimiento de nuestra galaxia en esa dirección a una velocidad de 600 km/s, se manifiesta también en las medidas de la radiación de fondo. Esta radiación, está ligeramente más caliente en la dirección en la que nos estamos moviendo y algo más fría detrás de nosotros.

Granulación
granulation

Conjunto de pequeñas celdas vistas sobre la superficie del Sol debidas a los movimientos convectivos de los calientes gases solares.
Estructura celular de la fotósfera visible a una alta resolución espacial.

Gravedad

La más débil de las cuatro fuerzas fundamentales del universo que afectan a toda la materia. La magnitud de la atracción gravitacional depende directamente de la masa e inversamente de la distancia al cuadrado. Por ejemplo, la atracción gravitacional entre nosotros y la Tierra es mucho mayor que entre nosotros y el Sol, aunque el Sol es 333.000 veces más masivo que la Tierra. La distancia que nos separa del Sol debilita la atracción gravitacional mutua. Estando en la Tierra, el jalón gravitacional de la Tierra sobre una persona es 1650 veces más grande que el del Sol.

Gravedad conforme

Gravedad conforme es una modificación de la Relatividad General que no afecta a la estructura geométrica básica de la teoría pero sí que se aparta de ésta en cómo la masa-energía afecta a la estructura geómetrica espacio-temporal. En términos aproximados podemos decir que ésta lleva a bajas energía a un potencial newtoniano del tipo V(r) = -a/r + b r (con a y b constantes), a diferencia de la Relatividad General que lleva a un potencial del tipo V(r) = -a/r que implica una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancia.
Nota técnica: V. Perlick and C. Xu, Astrophys. J., vol. 449, pp. 47-51(1995). muestran que el tipo de métrica propuesta por Mannheim para el sitema solar no es la solución que ofrece gravedad conforme para el exterior de una masa definida positivamente como la del Sol. Gravedad conforme no es por tanto una alternativa viable a la TGR en escalas astronómicas. De hecho, parece ser que todas la teorias gravitatorias que derivan de una acción basadas en el cuadrado de la curvatura sufren del mismo problema, como han mostrado E. Pechlaner and R. Sexl, Comm. Math. Phys., vol 2, pp. 165-175 (1966) y P. Havas, Gen. Rel. Grav., vol. 8, pp. 631-645 (1977).

Gravedad cuántica

Explicación aún no verificada de la gravedad en términos de mecánica cuántica, incluida su transmisión por medio de partículas hipotéticas llamadas gravitones. La gravedad cuántica es crucial para el estudio de la Era de Planck en el universo primitivo. Hasta la fecha no existe una teoría completa e internamente coherente de gravedad cuántica, aun cuando se han descubierto exitosas teorías cuánticas para todas las fuerzas de la naturaleza a excepción de la gravedad.

Gravimeter

Instrumento usado para medir la gravedad.

Gravisfera

Región situada alrededor de un astro en la que la fuerza de atracción de éste es superior a la de los astros vecinos.

Gravitación

La gravitación es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza; es la fuerza responsable de la atracción de las masas. Tanto Newton como Einstein desarrollaron el conocimiento de sus propiedades.

Gravitino

Supercompañero del gravitón, podrían tener masas bastante pequeñas.

Gravitón

Según la teoría, bosón que transmite la fuerza de la gravedad. Los gravitones todavía no han sido verificados experimentalmente.

GRB

Explosión de rayos gamma en el espacio que dura desde una fracción de segundo a varios minutos. Aún no se encuentran evidencias duras sobre sus orígenes y causas.

Grietas lunares

Formaciones parecidas a valles que serpentean por la superficie lunar pareciendo más a cauces de ríos. Estos han sido causado por flujos de lava o por tubos de lava colapsados.

Grupo de Patroclo

Grupo de asteroides que comparten la órbita de Júpiter y que se mueven alrededor de un punto 60º por detrás del planeta.
Ver Asteroides Troyanos.

Grupo local

Es una agrupación de unas 30 galaxias, dominada por dos espirales gigantes: la Vía Láctea y Andrómeda (M31).

Grus

Constelación poco vistosa situada entre el Pez Austral y el polo sur, cerca del Ave Fénix.

Guardas

Nombre de las dos estrellas traseras del cuadrilátero de la Osa Mayor.


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H-alfa
H-alpha

Longitud de onda de luz roja que es emitida y absorbida por el elemento hidrógeno. La longitud de onda es 653.3 nm. La energía de esta longitud de onda se forma dentro de la cromosfera y es sensible a las llamaradas solares. Se utiliza a lo largo y ancho del mundo para la vigilancia de las llamaradas solares (fulguraciones solares).

Hadrones

En la medida en que se ha ido contando con aceleradores más potentes, se han ido descubriendo partículas que interactúan vigorosamente junto a protones y neutrones, entre ellas hiperones, mesones K, mesones Rho, partículas extrañas, todo un zoo de partículas de número probablemente infinito y sumamente inestables. Todas estas partículas, que interactúan potentemente, recibieron el nombre colectivo de hadrones, que significa fuertes, pesadas, y densas.

Hadronización

es la transformación que sufre, a temperaturas inferiores a 10-14K, el gas de partículas cuánticas de quarks libres y gluones coloreados en un gas de quarks ligados a hadrones.

Halo

Anillo brillante perceptible alrededor de los cuerpos celestes. Los halos observados en torno al Sol y la Luna se deben a la refracción y reflexión de su luz por la atmósfera terrestre.
En una galaxia espiral, volumen esférico de centenares de miles de años luz de diámetro, centrado en la protuberancia, y definido por las órbitas de estrellas extremadamente viejas y cúmulos globulares.

Halo galáctico

Envoltura externa de las galaxias que contiene una parte importante de la masa de la galaxia. La densidad estelar es muy baja pero el halo comprende un inmenso volumen. Está compuesto por estrellas de baja masa, que fueron las primeras en formarse en la galaxia y que contienen casi exclusivamente hidrógeno y helio (estrellas llamadas de población II), y por materia oscura aún no debidamente identificada.

Hebea

Asteroide descubierto en 1847 por Hencke, cuyo diámetro es algo menor de 300 km.

Hégira

Era de los mahometanos, que se cuenta desde la puesta del Sol del 16 de julio de año 622 d.C., Día en que Mahoma huye de la Meca al salir hacia la ciudad de Medina.

Helíaco

Relativo a Helios, el Sol. Dícese de la salida o puesta de un astro que se produce al mismo tiempo que la salida o puesta del Sol.
Se dice al ocaso de los astros que surgen o se ocultan, como máximo, una hora antes o después que el Sol.

Helio

Segundo elemento químico más ligero y segundo más abundante después del hidrógeno, con un núcleo que incluye dos protones y al menos dos neutrones.

Heliocéntrico

Centrado en el Sol. Las órbitas planetarias son heliocéntricas.

Heliofísica

Tratado de la naturaleza del Sol.

Heliómetro

Instrumento para medir distancias angulares entre dos astros, o de su diámetro aparente.

Heliopausa

Punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento solar procedente de otras estrellas.

Helioscopio

Variedad de ocular o aparato acoplable a los anteojos y telescopios, para observar el Sol sin daños en la vista.

Heliosfera

Espacio dentro de los límites de la heliopausa que contiene al Sol y el sistema solar.
Es la gran burbuja magnética que engloba a todo el sistema solar. Incluso en ella, se incluyen el viento solar y el campo magnético. Se extiende algo más allá de la órbita de Plutón. La densidad de las partículas que contiene es baja, pero de gran interés para los científicos.

Helióstato

Un tipo especial de telescopio para el seguimiento del Sol. Dispositivo que sigue el movimiento del Sol sobre el firmamento a lo largo del día.

Hemisferio

Es cada una de las mitades en que un plano que pasa por su centro, divide una esfera. En la Tierra, se consideran los hemisferios a partir de la Línea del Ecuador. El hemisferio Norte también es llamado hemisferio boreal y al hemisferio Sur se le conoce como hemisferio austral. A partir del meridiano de Greenwich (longitud 0º), la Tierra queda dividida en un hemisferio oriental y otro occidental.

Hemisferio anterior

Hemisferio que mira hacia delante en la dirección del movimiento de un satélite que matiene siempre una misma cara mirando hacia el planeta primario.

Hemisferio posterior

Hemisferio que mira hacia atrás, en dirección contraria al movimiento de un satélite que ofrece siempre el mismo lado a su planeta primario.

Hércules

Constelación boreal situada al oeste de la Lira, norte del Serpentario y este de la Corona boreal.

Hespérides

Estrellas de la constelación del Toro.

H'F2

La altura virtual de la capa F2. Durante la noche, cuando las capas F2 y F1 se mezclan para formar la capa F, es el momento para realizar la medida de h'F. El procedimiento es el mismo para las capas E y F1.

Híadas

Grupo de estrellas de la constelación del Toro.

Hidra

Constelación austral situada debajo del Cangrejo.

Hidrocarbono

Compuesto químico formado por átomos de carbono e hidrógeno. Debido a que los átomos de carbono forman fácilmente enlaces fuertes, son posibles miles de tipos de hidrocarbonos; se han encontrado siete en material interestelar.

Hidrodinámica

El estudio de cómo fluyen los gases y los fluidos bajo fuerzas aplicadas.

Hidrodinámica de partículas

Método de analizar el movimiento de un fluido, como una nube de gas, modelando la trayectoria de las partículas individuales dentro de la masa fluida.

Hidrógeno

Elemento detestable más común del universo, con un núcleo que incluye un protón. En teoría, el hidrógeno fue el elemento primario producido inmediatamente después del Big Bang. Se presenta en varias formas, incluidos el hidrógeno neutro (HI), átomos de hidrógeno sin carga eléctrica, que contienen un protón y un electrón; el hidrógeno ionizado (HII), átomos de hidrógeno cargados positivamente de los que ha sido extirpado el electrón; e hidrógeno molecular, moléculas de átomos de hidrógeno.

Hidrógeno ionizado

Hidrógeno que ha perdido su electrón, quedando reducido a un simple protón. Es el constitutivo principal de las estrellas y nebulosas.

Hidrógeno metálico líquido

Una exótica y altamente comprimida forma de hidrógeno líquido que fácilmente conduce la electricidad.

Hidrómetro

Instrumento que mide la gravedad específica de un líquido, normalmente para ayudar a determinar su composición.

Hielo

Los científicos planetarios utilizan esta palabra para referirse al agua, metano y amoníaco que generalmente están en estado sólido en sistema solar exterior.

Hildas

Clase de asteroides con resonancia de 2/3.

Hipérbola

Un tipo de curva abierta que a veces es seguida por cuerpos con una velocidad demasiado elevada como para seguir una órbita cerrada.

Hipercúmulo

Agrupación de cúmulos de galaxias, unidas entre sí gravitacionalmente, cuyas dimensiones pueden alcanzar los 100 Mpc.

Hipótesis de números grandes de Dirac

La edad actual del universo, dividida por el tiempo que tarda la luz en atravesar el radio de un protón, es una cifra cercana a 1040, casi igual a la proporción de las energías de la fuerza electromagnética y la fuerza gravitacional. Dirac consideró que era muy poco probable que la igualdad aproximada de estos dos números grandes fuese accidental, y dedujo que algún proceso físico debía estar funcionando para mantenerla. Como la primera cifra (la edad del universo) evidentemente cambia con el tiempo, Dirac propuso que también las «constantes fundamentales de la naturaleza» incluidas en la segunda cifra debían cambiar con el tiempo, para mantener la igualdad.

Hipótesis Gaia

Esta hipótesis, que recibe su nombre por la diosa griega de la Tierra Gaea, sostiene que la Tierra debería ser considerada como un organismo vivo. Fue formulada por primera vez en 1969 por el biólogo británico James Lovelock.

Hispania

Asteroide cuyo diámetro tiene poco más de 100 km.

Homogeneidad

En cosmología, la propiedad de que un volumen grande del universo se ve igual que cualquier otro. La mayoría de los modelos cosmológicos la suponen.

Hora

Unidad de medida angular igual a 15 grados.
Se define como la unidad de tiempo correspondiente a la veinticuatroava parte de un día solar medio. Este concepto se aplica para el tiempo civil y comprende 60 minutos o 3600 segundos, aunque pequeñas irregularidades en la rotación de la Tierra hacen que sean necesarios ajustes.
En la antigüedad, los romanos y los griegos consideraban que la hora era la doceava parte del tiempo que transcurre desde la salida del Sol hasta su puesta. Este hecho provoca que durante el verano las horas sean más largas, que durante el invierno.

Hora civil

La que marca el Gobierno de un país, y que puede estar adelantada o atrasada con respecto al GMT o UTC.
Hora regida por el Sol medio o ficticio. Hora referida a un meridiano horario o huso horario. La Tierra se divide en 24 husos horarios y se obtiene al dividir entre 15 los 260° de circunferencia del ecuador.
Ver Hora legal.

Hora de referencia

Ver Hora civil.

Hora estándar local - HL

Se basa en el paso del Sol por el meridiano del lugar en que nos encontramos, por lo que esta será diferente conforme nos movamos en longitud.

Hora Internet

Es un concepto universal totalmente nuevo del tiepo; el beat es una nueva unidad de tiempo que no tiene en cuenta los husos horarios ni el horario universal.
Fue definida por Swatch X, que dividió el día en 1.000 unidades llamadas beat. Un beat equivale a 1 minuto y 26,4 segundos.

Hora legal

Hora regida por el Sol medio o ficticio.
Este concepto se basa en el paso del Sol por el meridiano del lugar en el que nos encontramos, por lo que esta será diferente conforme nos movamos en longitud. Hace referencia al establecimiento de una hora dada por la administración o gobierno de un país. También llamada hora local, puede ser aplicada a todo un país o a una parte del mismo, en el caso de grandes territorios.
Existe un pequeño matiz entre hora local y hora legal: cuando un avión sobrevuela el océanoo un barco navega por él, la hora local corresponde a la de la longitud geográfica en la que se encuentren dichos medios de transporte, mientras que la hora legal se refiere a la que cada estado establece en su territorio para regir la vida cotidiana en el mismo.

Hora referida a un meridiano horario o huso horario

La Tierra se divide en 24 husos horarios y se obtiene al dividir entre 15 los 260° de circunferencia del ecuador.
Ver Hora civil.

Hora ROA

Es la hora establecida por el ROA (Real Instituto y Observatorio de la Armada) en San Fernando (Cádiz), siendo esta la hora ficial de España. El ROA transmite esta hora a través de varios sistemas:
- HF en 15006 y 4998 HKz
- Protocolo NTP en Internet (hora.roa.es IP:150.214.94.5)

Hora sideral

Tiempo transcurrido desde el paso del meridiano del lugar por el primer punto de Aries. El día sideral es de 3 minutos 55.91 segundos menor que el día solar. Se refiere al tiempo medido que se basa en las estrellas fijas.
Ver Tiempo sideral.

Hora solar

La que marca la incidencia del Sol en cada meridiano.

Hora Universal

Hora local de Greenwich. La hora local de algún lugar, se obtiene restando a la hora de Greenwich la longitud del lugar en horas.

Horario

Relativo a las horas.

Horario de verano-invierno

Para aprovechar la luz solar y su consecuente ahorro de energía, se establecen dos dos horarios diferentes: horario de verano y horario de invierno.
En 1973, con la crisis del petróleo, algunos países decidieron modificaron su horario oficial para aprovechar mejor la luz solar, de forma que se consumiese menos electricidad. El cambio de horario permite adaptar el ciclo de luz solar a las actividades humanas, de forma que se dependa en menor medida de la electricidad.
El cambio de horario de invierno se realiza el último domingo del mes de octubre. A las 03:00, se retrasan 1 hora os relojes pasando en ese momento a ser las 02:00. este día, realmente tiene 25 horas, pues gana 1 hora.
El cambio de horario de verano se realiza el último domingo del mes de marzo. A las 02:00 se adelantan los relojes 1 hora pasando en ese momento a ser las 03:00. este día, realmente tiene 23 horas, pues se pierde 1 hora.

Horario de verano Europeo

Es el horario de ahorro de luz solar practicado en Europa; en este período los relojes se adelantan una hora en relación con el tiempo oficial observado durante el resto del año. Se extiende desde la 01.00 UTC del último domingo de marzo hasta la 01.00 UTC del último domingo de octubre de cada año.
Se lleva a cabo en todos los países de Europa, excepto en Islandia que conserva el horario UTC (Tiempo Uniersal Coordinado) durante todo el año.
Existen cuatro horarios de verano:
- Horario Europeo Occidental o GMT (Tiempo del meridiano de Greenwich)
- Horario Europeo Central
- Horario Europeo Oriental
- Horario de Moscú

Horizontal

Paralelo al plano del horizonte y, por tanto, perpendicular a una dirección que representa convencionalmente la vertical.

Horizonte

Línea divisoria del cielo y la Tierra. Plano perpendicular a la línea que va del observador al cenit del lugar. Gran círculo formado por la intersección de la esfera celeste con el plano perpendicular a la línea que une al observador con el cenit del lugar llamado horizonte astronómico.

Horizontes de eventos

El punto de no regreso de un agujero negro. Toda luz o materia que atraviese ese límite queda condenada a la gravedad del agujero. Más allá de este punto, la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, el límite de velocidad máximo. Básicamente, aunque no es una frontera física, el horizonte de eventos marca la “superficie” del agujero negro.

Horizontes de sucesos

Frontera matemática de un agujero negro. El radio de una masa esférica que se ha comprimido hasta transformarse en un agujero negro, o el radio fronterizo donde se ha interrumpido el espacio y el tiempo. Desde esa frontera no escapa nada, ni la luz que atraviesa sus límites; cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera jamás podrá verse fuera de ella. Por otra parte, una partícula pueda golpear la singularidad por un corto período de tiempo una vez traspasado el horizonte. En este sentido, el horizonte de sucesos es un puntos sin regreso.

Horologium

Constelación austral situada entre las de Erídano y el Retículo.

Hoyo negro

Un hoyo negro, ó agujero negro, es cualquier cuerpo suficientemente masivo y compacto donde la gravedad superficial es tan alta que ni siquiera la luz logra escapar. Los hoyos negros se detectan porque absorben toda la materia que está en su cercanía, cuando esta cae se calienta y emite luz que se puede detectar desde la Tierra, como es el caso por ejemplo en las binarias de rayos X. Se piensa que existen agujeros negros en los centros de las remanentes de supernova, y en los núcleos activos de galaxias y de los cuasares.
Objeto compacto cuya gravedad superficial es tan alta que ni siquiera la luz puede abandonarlo. Se piensa que existen agujeros negros en algunos de los centros remanenetes de supernova y en los núcleos de las galaxias activas y de los cuasares.
Ver Agujero negro.

Hoyos Coronales

Los hoyos coronales son regiones de la atmósfera externa del Sol de donde emerge el viento solar. Se llaman así porque se ven oscuras en rayos x. Se presentan en mayor número durante los mínimos de actividad solar.

Hummocky

Terreno irregular y accidentado.

Husos horarios

Los husos horarios, también llamadas zonas horarias, son cada una de las 24 áreas en que se divide la Tierra. La Tierra gira debido a la rotación, por lo que en cada territorio se alternan el día y la noche. El meridiano 0º marac el UTC (Tiempo Universal Coordinado) y si pasamos de un huso horario a su contiguo en dirección Oeste - este, hay que sumar 1 hora (UTC +1) y así consecutivamente hasta alcanzar el UTC +12 horas. Si pasamos de un huso horario a su contiguo en dirección este - Oeste, hay que restar 1 hora (UTC -1) y así consecutivamente hasta alcanzar el UC -12 horas. La base del actual sistema horario es el GMT (Greenwich Mean Time), que marca el meridiano 0º.
Fue en 1884 cuando se llegó a un acuerdo internacional que dividió la Tierra en sus 24 husos horarios; cadauno queda comprendido en una banda de 15º de longitud, sin embargo debido a las fronteras políticas, las divisiones de algunas regiones adoptan formas irregulares.
El meridiano de 180º marca la línea internacional de cambio de fecha.

Hyder flare
hyder flare

Un filamento asociado a un Flare de dos bandas, que ocurre frecuentemente en regiones de menos manchas. La fulguración quizá resulte del impacto sobre la Cromosfera de material del Filamento que vuelve a caer.

Hydrus

Constelación austral situada al sur del Reloj y Erídano, al este de Dorado y al Norte de Octante.

Hz

Unidad de frecuencia del SI, definida como la frecuencia de un ciclo por segundo.


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Ígneo

Roca o mineral que se solidificó a partir de material parcial o totalmente fundido.

Iluminación

La iluminación es la proyección de luz de un cuerpo brillante sobre otro. El Sol ilumina a los planetas, anillos, asteroides y cuerpos menores del Sistema Solar. Cada uno tiene un lado día y otro noche, dependiendo del lado que ilumine el Sol.

Implosión

Fenómeno cósmico que estriba en el descenso violento del tamaño de un astro.

Impulso

Medida de la inercia de un objeto; masa de un objeto multiplicada por su velocidad.

Impulso brusco
sudden impulse, SI+ or SI-

Perturbación repentina de varios gammas en la componente hacia el Norte del campo magnético en las bajas latitudes, a la cual no le sigue una tormenta magnética. Un impulso brusco se transforma en comienzo brusco si luego ocurre una tormenta magnética.
Ver Impulso súbito.

Impulso súbito
sudden impulse, SI+ or SI-

Incremento abrupto en la fuerza de la componente horizontal del campo magnético de la tierra. No se produce tras él una tormenta geomagnética, ya que en este caso se convertiría en Principio Súbito.

Incandescente

Un gas incandescente es un gas tan caliente que emite luz. En general los gases incandescentes están formados por plasmas, es decir que los átomos que los constituyen han perdido uno o varios de sus electrones. La mayor parte de la materia visible del universo está formada por gases incandescentes.

Inclinación

Ángulo entre el plano de la órbita de un planeta y la eclíptica.
Inclinación de la órbita de un planeta, es el ángulo que forma el plano de su órbita con la eclíptica. La inclinación de una órbita lunar es el ángulo que forma su órbita con el plano del ecuador de su planeta primario.
La inclinación de la órbita de un satélite es el ángulo entre el plano de su órbita y el plano ecuatorial.

Incremento de masa

Tendencia de un objeto en movimiento a volverse más masivo, según es percibido por un observador estacionario con respecto a él.

Indicción Romana

Período de quince años en el que se hacían dos recaudaciones de impuestos extraordinarios. Establecida desde Constantino, todavía se usa en las bulas eclesiásticas. La primera Indicción empezó el día 1 de enero del 313.

Índice a
a Index

Índice de equivalencia de amplitud trihorario de la actividad geomagnética local; "a"se relaciona con el indice trihorario K de acuerdo con la siguiente escala:

K 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9
A 0 3 7 15 27 48 80 140 240 400

Índice A
A Index

Índice diario de la actividad geomagnética que resulta del promedio de los ocho índices trihorarios "a".
Índice lineal para medir el nivel de perturbación en el campo magnético terrestre. El índice se define en un período de un día. Se puede definir un índice A para cualquier lugar de la Tierra y también para el globo entero. Un índice planetario muy útil es el índice Ap. Los niveles del índice A se describen a menudo como sigue:
- índice A menor que 8 - "tranquilo"
- índice A desde 8 hasta 15 - "inestable"
- índice A desde 16 hasta 24 - "activo"
- índice A desde 25 hasta 35 - "pequeña tormenta"
- índice A mayor que 36 - "gran tormenta"

Índice Ap
Ap Index

Índice planetario para medir la fuerza de la perturbación en el campo magnético terrestre. Se define a partir de una serie de estaciones estándar en todo el mundo.

Índice compresivo del Flare
Comprehensive Flare Index - CFI

es el indicativo de la importancia de una fulguración (Flare) dado por la suma de los cinco aspectos siguientes:
a) Importancia de la radiación ionizante indicada por asociación temporal de la absorción de ondas de corta longitud y la perturbación ionosférica repentina. (Escala 0 - 3).
b) Importancia de la erupción en la longitud de onda Halfa. (Escala 0 - 3).
c) Magnitud del flujo en la longitud de onda de 10 cm (características del log. del flujo en unidades de 10-22 [Watt Hz /m2]).
d) Espectro dinámico; (Tipo II=1, Continuo=2, Tipo IV con duración mayor a 10 minutos =3).
e) Magnitud del flujo en la frecuencia de onda de 200 MHz; (características del log. del flujo en unidades de10-22 [Watt Hz /m2])

Índice Danjon

Un astrónomo francés, Danjon, inventó una escala para medir el brillo de los eclipses totales de Luna. Para ello se estima cuán oscura o brillante se ve la Luna a simple vista según la siguiente tabla:

0 Eclipse muy oscuro con la Luna casi invisible durante la totalidad.
1 Eclipse oscuro, gris o pardo oscuro. Los detalles de la superficie son difíciles de ver.
2 Eclipse rojo oscuro o rojizo, con una mancha muy oscura en el centro de la sombra y el borde más brillante.
3 Eclipse rojo ladrillo, con la sombra rodeada de un anillo gris más claro.
4 Eclipse muy claro, rojo-cobrizo o anaranjado, con la zona exterior muy luminosa.

Índice de color

La diferencia de magnitudes entre dos bandas espectrales cualesquiera.
Diferencia entre la magnitud azul (B) y la magnitud amarilla o visual (V) de una estrella. Esta diferencia depende directamente de la razón entre la energía radiada en el azul y la energía radiada en el amarillo, la que a su vez está directamente relacionada con la temperatura. Por lo tanto el índice de color es un excelente "termómetro" para la fotosfera de una estrella.

Índice de refracción
refractive index

Índice que define la cantidad de refracción a la que estará sometida una onda cuando entre a un medio.

Índice Dst
Dst index

Índice geomagnético que describe las variaciones en la corriente angular ecuatorial.
Dst es el acrónimo de Disturbance storm time.

Índice global de una erupción
Comprehensive flare index

Indicativo de la importancia de una erupción solar dada por la suma de las cinco componentes siguientes:

1- Importancia de la radiación ionizante.
2- Importancia de la erupción H-Alfa.
3- Magnitud del flujo a una longitud de onda de 10 cm.
4- Espectro dinámico.
5- Magnitud del flujo a 200 Mhz.

Índice K
K Index

Indice de la actividad geomagnética medido cada tres horas. Varía de 0 (muy tranquilo) hasta 9 (extremadamente perturbado). El índice K mide la desviación de la componente horizontal más perturbada.

Índice Kp
K Indexp

Índice geomagnético planetario de actividad, medido cada tres horas, generado en Gottingen, Alemania, basado en los índices K de 12 o 13 observatorios distribuidos alrededor del mundo.

Índice T
T Index

Indicador del efecto de la actividad solar en las frecuencias de la región F. El índice T es un indicador de la frecuencia crítica (foF2) de la ionosfera, que determina el máximo de frecuencias que se pueden usar para circuitos de comunicación HF. El valor más alto de este índice es el mayor de la máxima frecuencia posible. El índice T tiene la misma escala general que el número de manchas solares.

Indices de electrojet auroral

Los índices AE (AU, AL y AE) proveen de una medida del efecto magnético en la superficie terrestre de las corrientes de electrojet aurorales que van hacia el este y hacia el oeste. Para medir el índice AE, se utilizan la componente H del campo geomagnético obtenida en observatorios situados en latitudes aurorales o subaurorales y relativamente uniformes en longitud. Los índices AU y AL son definidos a partir de las envolventes inferior y superior de la perturbación superpuesta delta H de todos los observatorios.
El índice AE se define entonces como la diferencia entre la envolvente superior y la inferior. AU y AL representan el nivel de intensidad de los electrojets hacia el este y hacia el oeste, respectivamente, mientras que AE representa el nivel de actividad de la zona auroral independientemente de la hora local, y con frecuencia se usa como indicador de subtormentas.

Indio

Constelación austral situada cerca del polo sur, poco notable y que incluye más de 80 estrellas.

Inercia

Tendencia de un objeto a permanecer en movimiento, si está en movimiento, o en reposo, si está en reposo; resistencia a la aceleración.

Inflación

La inflación se refiere a una época del Universo temprano donde la expansión cósmica fue mucho más intensa de lo que es ahora (repentina expansión en el espacio que se produjo 10-35 segundos después del Big Bang). Este periodo de inflación ayuda a explicar algunas características del Universo, como por ejemplo que galaxias muy distantes entre sí en dos direcciones opuestas del cielo tengan características semejantes.

Inflación antigua

El modelo original (1981) del universo inflacionario.

Inflación caótica

Una variación del modelo del universo inflacionario, en la que las fluctuaciones cuánticas aleatorias están continuamente formando nuevos universos.

Inflación nueva

Modificación del modelo original del universo inflacionario, realizada en 1982. Aunque el modelo original solucionó unos cuantos problemas cosmológicos, llevaba a la conclusión de que el universo era muy inhomogéneo durante la época inflacionaria y contenía burbujas de espacio vacío rodeadas por un medio lleno de energía. En la inflación nueva también se mantiene que el universo experimentó una breve época de expansión extremadamente rápida, pero no aparecen estas burbujas.

Infrarrojo

Banda de radiación electromagnética con una frecuencia más baja que la microonda (en un rango de 1 a 100 micrones) y una longitud de onda más larga que la luz roja visible. La radiación infrarroja que se genera en el espectro electromagnético del espacio generalmente no es visible desde la superficie de la Tierra.

Ingravedad

Condición de gravedad cero aparente experimentada por los viajeros del espacio.

Ingravidez

Ver Gravedad cero.

Inmersión

Comienzo de la ocultación de un astro.
Entrada de un astro en el cono de la sombra de otro.

Insolación

La insolación es la cantidad de luz solar que recibe un cuerpo opaco, como un planeta o una de sus lunas. La insolación es mayor cuando los rayos caen perpendiculares a la superficie, como durante el verano, a medio día.

Instrumental

En astronomiá con esta palabra se designa el equipo auxiliar que posee un telescopio: cámara fotográfica, espectrógrado, detector optoelectrónico, equipo de cómputo, etc. Así como el equipo para reducir, interpretar, los datos astronómicos, digitalizadores, mesas de luz, medidores, etc.

Instrumento

Los astrónomos han tenido que construir gran variedad de instrumentos para escudriñar el universo, ya que no pueden acudir a sus diversos objetos directamente. El instrumento por excelencia es el telescopio, este cuenta con gran diversidad de equipo auxiliar como la cámara fotográfica y el espectrógrafo.

Instrumento universal

Este es un pequeño tubo telescópico que se monta de manera que pueda rotar en el plano horizontal y vertical y adosado a círculos graduados para con la ayuda de los mismos se puedan medir ángulos horizontales y verticales. Este instrumento, permite realizar todos los trabajos de astronomía en condiciones de campo. La luz que el objetivo de este instrumento recolecta, se desvía lateralment por medio de un prisma hacia un micrómetro ocular. Los limbos graduados también están prpvistos de oculares. El instrumento debe ser colocado de modo que el eje vertical coincida con la vertical y el eje horizontal debe ser perpendicular a él.

Intensidad

Cantidad de radiación recibida de un objeto. Los astrónomos ópticos prefieren el nombre de brillo.

Intensificación de imágenes

Manipulación numérica de datos de imágenes digitales a fin de apreciar detalles que de otra manera no se verían.

Interacciones débiles

Las interacciones entre ciertas partículas causadas por la fuerza nuclear débil.

Intercambio de carga
Charge exchange

Proceso por el cual un ión energético adquiere un electrón de un átomo neutro térmico. Como resultado, el ión con una carga simple se neutraliza, convirtiéndose en un átomo neutro energético. Reciprocamente, el átomo térmico se convierte en un ión térmico.

Interestelar

Situado entre las estrellas de una galaxia.

Interferometría

La interferometria es la técnica utilizada para obtener el poder de resolución de telescopios muy grandes, utilizando dos o más telescopios pequeños separados entre si. Esta técnica provee a dos telescopios separados entre si, digamos, 100 metros, una visión tan detallada como la de un solo telescopio gigante de 100 metros.

Interferómetro

En astronomía una disposición de dos o más telescopios utilizados asociadamente para localizar y examinar fuentes de emisión electromagnética. Con componentes separados una distancia de varias veces la longitud de onda de las ondas incidentes, un interferómetro aprovecha la interferencia natural de las ondas electromagnéticas a medida que llegan de diferentes direcciones.

Interlunio

Tiempo en que la Luna nueva no es visible, inmediatamente después de la lunación anterior.

Interpolación
interpolation

Método por el cual se estima sobre la base de alguna regla. Por esto la interpolación lineal estima la posición de dos puntos a partir de valores de la función respectiva a ambos lados del punto.

Interpretación de Copenhague de la mecánica cuántica

Interpretación de la mecánica cuántica que sostiene que un sistema físico existe en uno y sólo uno de sus estados posibles después de realizar una medición. Antes de la medición, el sistema no posee existencia física y sólo puede describirse en términos de la probabilidad de cada posible resultado de una medición.

Interpretación de múltiples mundos (Everett-Wheeler) de la mecánica cuántica

La tesis que sostiene que un sistema físico existe en forma simultánea en todos sus posibles estados, antes y después de haberse sometido a mediciones (comparar con la interpretación de Copenhague de la mecánica cuántica). En la interpretación de múltiples mundos, cada una de estas existencias simultáneas forma parte de un universo separado. Cada vez que medimos un sistema físico y descubrimos que está en un estado particular de todos los posibles, nuestro universo se bifurca hacia uno de los universos donde el sistema esté en ese estado particular en ese preciso momento. No obstante, el sistema continúa existiendo en sus otros posibles estados, en universos paralelos.

Intervalo de Kirkwood

La distribución de los asteroides no es uniforme en el Cinturon de Asteroides ya que existen grandes áreas despejadas o intervalos.

Intervalo espaciotemporal

Expresión matemática de la distancia en el espacio y en el tiempo entre dos puntos (sucesos) en una línea del mundo.

Intragaláctico

Dentro de los límites de la galaxia de la Vía Láctea.

Invariantes adiabaticas
Adiabatic invariants

las partículas cargadas atrapadas geomagnéticamente ejecutan tres movimientos básicos de acuerdo a tres invariantes adiabáticas. La primera invariante adiabática o momento magnético µ de la partícula es igual a:

µ = m vt2 / 2 B

Aquí µ es una constante del movimiento ciclotrón de la partícula en campos magnéticos B espacial y temporalmente variantes, mientras que la razón de cambio de B es más chica que la de la girofrecuencia wc de la partícula, y mientras que su radio de giro es comparable o más grande que el radio de curvatura de la línea del campo magnético.
La segunda invariante adiabática es:
J = I° pl dl = 2 I(m1,m2) m vl dl

donde I° es la integral a lo largo de la línea de campo, pl es la componente del momento de la partícula a lo largo del campo magnético. J se asocia con el movimiento de rebote de la partícula a lo largo de las líneas del campo magnético y entre los puntos de reflejo m1 y m2; mientras que las variaciones del campo electromagnético tengan frecuencias w mucho más chicas que la frecuencia de rebote wb, es invariante. Mientras que la partícula rebota, también es arrastrada alrededor de la Tierra, moviéndose sobre una cáscara tridimensional de deriva alrededor del eje del campo magnético.
La tercera invariante adiabática es el flujo magnético F conservado circunscripto por las órbitas periódicas de las partículas en la cáscara de deriva:
F = I vd r da

donde I es la integral sobre un camino de deriva completo de la partícula, vd es la suma de todas las velocidades de deriva perpendicular, y a es el ángulo acimutal, F es invariante cuando la frecuencia w de las variaciones del campo electromagnético es mucho más pequeña que la frecuencia de deriva wd.

Investigación

La investigación en astronomía procura comprender como funciona el universo. Pretende conocer qué clase de objetos lo pueblan, cómo están distribuidos y cómo cambian en el tiempo. La investigación astronómica aplica las leyes de la física al universo y así trata de comprenderlo.

Ío

Satélite de Júpiter. Tiene un diámetro aproximado de 4000 Km, y está a 423.800 Km del planeta.

Ión

Átomo que ha perdido uno o más electrones y por lo tanto tiene carga eléctrica positiva. Un átomo de hidrógeno ionizado es un protón. La mayor parte de la materia bariónica del Universo está ionizada, es decir, sus átomos han perdido cuando menos un electrón.

Ionización
ionisation

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.

Ionograma
ionogram

Registro del retraso temporal (altura virtual) de ecos de señales HF desde la ionósfera a frecuencias variables.

Ionopausa

Área limítrofe en el límite superior de una ionosfera.

Ionosfera
Ionosphere

Región de partículas cargadas en la parte superior de la atmósfera de un planeta. Capa superior de la atmósfera terrestre que se encuentra altamente ionizada. Los electrones libres de la ionosfera reflejan las ondas de radio de longitud de onda menor que 10 metros (30 Mhz). Se sitúa a partir de 90 kilómetros de altura y tiene un espesor de 300 km.

Isótopo

Una o más formas de un elemento químico que tiene el mismo número de protones pero un número diferente de neutrones en el núcleo.

Isotropía

En cosmología, la propiedad del universo de aparecer igual en todas direcciones. La uniformidad de la radiación del ruido de fondo cósmico, que proviene de todas las direcciones del espacio, sugiere que, Visto en gran escala, el universo es isotrópico con respecto a nuestra posición. Si suponemos que nuestra posición no es única, podemos concluir que el universo parece isotrópico con respecto a todos los puntos. Este último resultado requiere que el universo sea homogéneo.


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Jano

Satélite de Saturno que se presenta como un astro de magnitud 14.5 y dista de Saturno 151.470 km. Su periodo de revolución es de 0.695 días, sincrónico con el de rotación. Presenta radios de 110 x 95 x 80 kilómetros.

Japeto

Satélite de Saturno que se presenta como un astro de magnitud 11. Dista del planeta 3.360.000 km. Su periodo de revolución es de 79.33 días, sincrónico con el de rotación, y su radio es de 730 km. Tiene la particularidad de poseer muy oscuro el hemisfrio que mira hacia el sentido de su movimiento orbital y el hemisferio contrario muy claro cubierto por hielos. En la frontera entre el hemisferio oscuro y el claro hay un cráter con un pico central.

Jets

Rayos de partículas, comúnmente emitidos por núcleos galácticos activos o una estrella de neutrones o púlsar. Se diferencian de los chorros de los aviones jet en que éstos son emitidos en una dirección, mientras que los jet astrofísicos son gatillados en pares en direcciones opuestas.

Jirafa

Constelación boreal que se extiende desde las constelaciones del Auriga y de Perseo hasta la Osa Menor.
Ver Camaleopardo.

Johannesburgo

Cometa 1910 I. Se distinguió por ser un cometa excepcionalmente brillante, visiblre a pena luz del ´dia y que apareció el 12 de Enero cuadno el cometa Halley estaba abjo obseración telescópica. Poseía una cola de 40º de longitud. En unas pocas semanas dejó de ser visible. Hasta el presente, es el cometa más brillante del siglo XX y a veces se le conoce como el cometa de Johannesburgo.

Joven

Cuando se utiliza para describir la superficie de un planeta, "joven" significa que los rasgos visibles tienen un origen relativamente reciente, es decir, que los rasgos más antiguos han sido destruidos por la erosión o las corrientes de lava. Las superficies jóvenes presentan pocos cráteres de impacto y son generalmente variadas y complejas; por el contrario, una superficie "vieja" es una que ha cambiado relativamente poco a lo largo del tiempo geológico. Las superficies de la Tierra e Io son jóvenes; las superficies de Mercurio y Calisto son antiguas.

Júpiter

Quinto planeta en orden de distancia respoecto al Sol. Júpiter es un planeta gaseoso, posee 317.9 veces la masa de la Tierra, es decir poco más del 1% de la masa del Sistema Solar. Está a 5.2 unidades astronómicas del Sol. Su periodo de revolución es de 11.86 años. Tiene un anillo de polvo fino y 17 satélites, uno de los cuales, Io, tiene volcanes activos.
Composición física
- Diámetro ecuatorial: 142.984 km
- Superficie: 6,41 x 1010 km2
- Masa: 1,899 x 1027 kg
- Densidad media: 1,33 g/cm3
- Temperatura media: -110 ºC
- Inclinación axial: 3,12º
Características orbitales
- Periodo de rotación: 24,6 horas
- Periodo de revolución: 9,9 horas
- Velocidad orbital media: 13,1 km/s
- Distancia media al Sol: 779.000.000 km
- Inclinación: 1,30530º
- Exentricidad: 0,04839266
Características Atmosféricas
- Presión atmosférica: 70 kPa
- Hidrógeno: >81%
- Helio: >17%
- Metano: 0,1%
- Vapor de agua: 0,1%
- Amoniaco: 0,02%
- Etano: 0,0002%
- Fosfina: 0,0001%
- Sulfuro de hidrógeno: <0,0001%


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Kaón

Partícula de la familia de los mesones.

Kelvin - (K)

Unidad para medir temperatura: 0 K es el cero absoluto; el hielo se derrite a 273 K (0°C, 32°F); el agua hierve a 373 K ( 100°C, 212°F).

Kiloelectron voltio - (keV)

Unidad de energía, tal que x keV corresponde a la energía ganada por una partícula con carga simple acelerada a través de una diferencia de potencial de x kV.

Kilogramo - (Kg)

Masa de un litro de agua; un kilogramo es equivalente a 1.000 gramos o 2.2 libras.

Kilómetro - (Km)

Unidad de distancia; un kilómetro es equivalente a 1.000 metros ó 0,62 millas.

Kiloparsec - (kpc)

Unidad de distancia que equivale a mil parsecs, o cerca de tres mil años luz.

Kinemático

es referido al cálculo o a la descripción de la mecánica subyacente del movimiento astronómico de un objeto. Por ejemplo, en radioastronomía, los diagramas de líneas espectrales se usan para determinar las cinemáticas o los movimientos relativos de la materia alojada en el centro de las galaxias o que circunda a estrellas nacientes.

Kirwood, vacíos de

Vacíos en el cinturón asteroidal donde los periodos orbitales de los asteroides corresponden a ciertas fracciones del periodo de Júpiter.

Kohoutek

Cometa visible en los años 1973 y 1974. Es un cometa de largo periodo que no volverá a nuestra parte del Sistema Solar en muchos miles de años. Presentó una cola normal y una anticola que estaban unidas po run velo de sustancia que abarcaba unos 130º. Al acercarse al Sol este cometa no cumplió las expectativas que se tenían sobre su brillantez.


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Lacerta

Constelación poco llamativa ubicada entre las de Cisne, Casiopea y Andrómeda.
Ver Lagarto.

Lado Noche

Los cuerpos opacos como los planetas y satélites sólo brillan cuando reflejan la luz de alguna estrella. Por consiguiente siempre tienen un lado iluminado y otro en la oscuridad. Al lado iluminado de un cuerpo celeste por una estrella se le llama lado día, al otro, al que no le llega luz, lado noche.

Lagarto

Constelación poco llamativa ubicada entre las de Cisne, Casiopea y Andrómeda.
Ver Lacerta.

Lágrimas de San Lorenzo

Ver Perseidas.

Laguna de Hertzsprung

Zona horizontal en el diagrama H_R situada más arriba que la secuencia principal, entre las estrellas blancas, y donde no se encuentra ninguna estrella normal. Esta zona, que corresponde a las clases espectrales entre la A0 y la F5, es ocupada por estrellas del tipo RR de la Lira y otras variables.

Langranianos

Es una función de las energías de un sistema físico en evolución.

Langranianos, puntos

Cinco puntos en el plano orbital de dos cuerpos masivos en órbita circular alrededor de un centro de gravedad común, donde un tercer cuerpo puede quedar en equilibrio.

Láser

Acrónimo de light amplification by stimulated emission of radiation o amplificación de la luz por emisión de radiación estimulada. El láser es un aparato que produce un rayo de luz monocromático y coherente. Su nombre es acrónimo de las palabras en inglés: "light amplification by stimulated emission of radiation" (amplificación de la luz por emisión estimulada de radiación).
Existen láseres de varias longitudes de onda.

Latitud

Es la distancia angular medida sobre un meridiano, entre la línea ecuatorial y el paralelo de una lozalización terrestre (o de cualquier planeta). Si pertenece Norte es positiva y s pertenece al hemisferio Sur, es negativa. Varía entre 0º - 90º Norte y 0º - 90º Sur (se mide en grados).
La latitud geocéntrica es el ángulo que forma el lugar sobre la Tierra con el ecuador terrestre, visto desde el centro de la Tierra. No coincide con la latitud o ángulo, que forma un lugar con el ecuador terrestre, por ser la Tierra aproximadamente un elipsoide de revolución.

Latitud celeste

Distancia angular en la esfera celeste medida al norte o al sur de la eclíptica. Se mide a lo largo del gran círculo que pasa por los polos de la eclíptica y el objeto astronómico.

Latitud de reflejo
mirror latitude

A medida que una partícula atrapada geomagnéticamente se mueve a lo largo de una línea del campo magnético desde el ecuador hacia latitudes más altas se encuentra con un incremento de B. Para conservar su momento magnético (la primera invariante adiabática), su ángulo de retorno aumenta. Eventualmentese vuelve 90° y la partícula se refleja hacia atrás a lo largo de la línea de campo. La latitud del punto de deflexión se llama latitud de reflejo y depende del ángulo de retorno de velocidad ecuatorial de la partícula y de la geometría del campo magnético.

Latitud terrestre

Distancia angular en la Tierra, medida al norte o al sur de su ecuador, a lo largo del meridiano de un lugar.

Latitudes altas
hight latitudes

Con referencia específica a zonas de actividad geomagnética, latitudes altas son aquellas comprendidas entre los 50° y 80° de latitud geomagnética.

Latitudes medias
middle latitudes

Con referencia específica a zonas de actividad magnética, latitudes medias son aquellas comprendidas entre los 20° y los 50° de latitud geomagnética.

Lava

Roca fundida o semifundida que brota de los respiraderos o rendijas en la superficie de un planeta.

Lebreles

Constelación boreal situada debajo de la cola de la Osa Mayor.

Lemb

Borde exterior del disco de un evidente objeto celeste.

Lemniscata

Cualquier línea curva cerrada y con figura similar a un ocho, como la que indica la hora media en los relojes solares.

Lente gravitatoria

Efecto óptico de la relatividad general en el que la gravedad de un cuerpo muy masivo dobla la luz de un objeto detrás de él, distorsionando su imagen aparente y produciendo a menudo una o más imágenes duplicadas.

Lentes gravitacionales

Un gran objeto, como una Galaxia, puede "curvar" el espacio debido a su enorme gravedad. Esto puede desviar y enfocar la luz de objetos más alejados detrás de el.

León

Quinto signo zodiacal, que aparentemente el Sol recorre entre el 23 de julio y el 23 de agosto

Leónidas

Estrellas fugaces cuyo punto radiante se halla en la constelación del León. Su máxima intensidad se produce a mediados de noviembre.

Leptones

Una de las dos familias (la otra familia siendo la de los Quarks) de partículas fundamentales de la materia, comprendiendo seis partículas: el electrón, el muon y el tau, que son partículas masivas y con carga eléctrica de -1, así como tres neutrinos que son partículas aparentemente sin masa y con carga eléctrica nula.

Leptoquarrk

Según la teoría, bosón masivo que permite a los leptones y quarks intercambiar identidades. Los leptoquarks pudieron producirse sólo durante un breve período de tiempo que empezó 10-43 segundos después del Big Bang.

Letra dominical

Día del año que cae el primer domingo del año, siguiendo la siguiente notación A=1, B=2, C=3, etc.

Ley de asociativa

Axioma de la teoría de grupo que trata de describir matemáticamente operaciones de simetría, por ejemplo, la rotación de un objeto alrededor de un eje.

Ley de Bode

Una interesante relación matemática, popularizada por el astrónomo alemán Johann Bode en el siglo 18, que presentó una predicción de las distancias relativas de los planetas conocidos con el Sol. Esta ley funciona bien hasta Urano, incluyendo el hasta entonces desconocido cinturón de asteroides, pero que fue rota con el descubrimiento de Neptuno. Tomada como ley física en su momento, hoy no deja de ser una curiosidad, pero permitió ubicar al hipotético Urano antes de su descubrimiento.
La ley de Titius-Bode (como realmente se llama) establece que la distancia del Sol a un planeta sigue una relacción del siguiente tipo:


                                    3 * n  + 4
     Distancia (AU) =  -----------
                                       10
donde n va tomando valor doble para cada planeta: 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, ...
Los cálculos para los distintos planetas y las distancias reales se muestran a continuación (en AU):
Bode Real Planeta
0.4 0.39 Mercurio
0.7 0.72 Venus
1.0 1.00 Tierra
1.6 1.52 Marte
2.8 ---- (cinturón de asteroides)
5.2 5.2 Júpiter
10.0 9.5 Saturno
19.6 19.8 Urano
38.8 30.06 Neptuno
77.2 39.44 Plutón

Ley de conservación de la carga bariónica

Exige la estabilidad protónica de las partículas.

Ley de conservación de la carga eléctrica

El electrón, la primera partícula elemental, se descubrió hace mucho, en 1897. Por lo que se ha podido comprobar hasta el momento, es absolutamente estable y no se desintegra en otras partículas más ligeras. La estabilidad absoluta del electrón está garantizada por la ley de conservación de la carga eléctrica: En una interacción de partículas la carga eléctrica total ha de mantenerse constante. El electrón es la partícula cuántica cargada más ligera, y no puede desintegrarse en partículas más ligeras porque no hay ninguna partícula que pueda llevarse su carga eléctrica. La ley de la conservación de la carga eléctrica, como todas las leyes físicas, se somete a pruebas experimentales; hasta el momento no se ha demostrado que no se cumpla. Las leyes de conservación, como la ley de conservación de la carga eléctrica, desempeñan un papel muy importante en la interpretación de las interacciones de partículas y en la investigación del origen del universo. Las leyes de conservación, de acuerdo con los trabajos de Noether, son consecuencia de una simetría exacta. La ley de conservación de la carga eléctrica, si es absoluta, es el resultado de una simetría exacta de las ecuaciones de la teoría de campo.

Ley de conservación del número bariónico

Los bariones son la familia de hadrones de espín un medio y esta ley significa, en cualquier interacción, que su número total debe conservarse. Dado que el protón es el barión más ligero ha de ser absolutamente estable como consecuencia de la ley de conservación del número bariónico. No hay ninguna partícula a la que pueda pasarle su carga bariónica, de igual forma que el electrón no tiene ninguna partícula más ligera a la que pasar su carga eléctrica.

Ley de conservación del número de quarks

El número de quarks de cada tipo deben conservarse (los antiquarks se cuentan negativamente). Esto significa que en una interacción entre los hadrones bolsiformes, el número de quarks u y d se mantiene constante. Pueden saltar de un hadrón a otro en el momento del choque, cuando las bolsas se superponen, pero su número total no cambia. Como las antipartículas se cuentan negativamente, la ley de conservación del número de quarks u tiene también en cuenta la creación de un quark u y un antiquark u a partir de energía pura. Las diversas leyes de la conservación del número de quarks, cuando se aplican a las interacciones fuertes de los hadrones observados, se confirman en miles de experimentos de laboratorio: nadie duda de ellas.

Ley de conservación del número muónico y electrónico

Las leyes de conservación del número electrónico y muónico, similar a la ley de conservación de la carga eléctrica, se refleja en la desintegración del muón. Imaginemos que asignamos al muón y a su neutrino una «carga de número muónico» de + 1, a sus antipartículas correspondientes de -1 y de cero a todas las demás partículas. Asignaremos asimismo una «carga de número electrónico» de + 1 al electrón y a su neutrino, de -1 a sus antipartículas y de cero a todas las demás partículas. Advertimos entonces que en la desintegración del muón se conserva el número muónico y el electrónico.

Ley de Coulomb

Dos cargas eléctricas ubicadas en diferentes lugares se influyen mutuamente a través del vacío del espacio intermedio.

Ley de gravedad

La gravedad está definida por la ley de gravitación universal: dos cuerpos se atraen con una fuerza (F) directamente proporcional al producto de sus masas (m1m2) e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia (r) que los separa. Su expresión matemática es:

Ley de Hubble

Ley del astrónomo E. Hubble, que indica que el corrimiento hacia el rojo de las galaxias es proporcional a la distancia que se encuentran éstas de nosotros.
Ley de expansión del universo que implica que las distancias que separan a las galaxias eran menores en el pasado. Se puede calcular el tiempo que demoró el universo en llegar a la situación actual suponiendo que se ha expandido siempre a la misma velocidad; resultan ser 20 mil millones de años, de acuerdo a la mejor estimación de la velocidad de expansión. Como el universo contiene materia y la gravedad representa una fuerza atractiva, ésta debe ir frenando la expansión y por ende en el pasado, debe haber sido más rápida. La edad máxima que podría tener el universo si la recesión fuese nula es de 20 mil millones de años. La Tierra se formó hace 4.600 millones de años aproximadamente y se estima que los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una edad que podría llegar a los 15 mil millones de años. La edad del universo debe ser mayor que 15 y menor que 20 mil millones de años.

Ley de los gases ideales

Principio que dice que dada una cantidad de gas en condiciones normales, la presión del gas es directamente proporcional a su densidad y temperatura.

Ley de potencia inversa (de la vida de las estrellas)

Las estrellas viven mucho tiempo. Según los astrofísicos, el período de vida de una estrella es aproximadamente proporcional a la inversa del cuadrado de su masa (en términos más generales, una ley de potencia inversa). De ahí, que una estrella que tuviera una masa diez veces superior a la del Sol, viviría sólo una centésima parte de los diez mil millones de años que se calcula que vivirá éste, es decir, viviría sólo cien millones de años. Una estrella noventa veces mayor que el Sol, sólo podrá vivir un millón de años, que no es nada a la escala temporal cósmica. Esto puede explicar por qué no vemos apenas estrellas supermasivas de este tipo: desaparecen rápidamente. Si una estrella tuviera noventa veces la masa solar, ese peso aplastante calentaría su núcleo estelar hasta que alcanzara temperaturas elevadísimas y despediría las capas exteriores de la estrella, reduciendo su masa. Estas estrellas de gran tamaño no son estables, por lo que noventa veces la masa solar parece ser el máximo volumen posible, aunque recientemente se ha descubierto una estrella que superaría la masa del Sol en unas ciento cincuenta veces, lo que coloca en jaque la idea.

Ley de Stefan-Boltzmann

La radiación de poder P (el valor de emisión de la energía electromagnética) de un cuerpo caliente es proporcional a la radiación del área, A, y a la temperatura termodinámica, T, elevado a potencia de cuatro. La constante de proporcionalidad es la de constante de Stefan-Boltzmann.

Ley de Wien

Para un cuerpo negro, el producto de la longitud de onda de máxima radiación y de la temperatura termodinámico es constante. Como resultado, cuando la temperatura sube, la máxima energía radiante cambia hacia longitudes de ondas más cortas (energía y frecuencia más alta) y hacia el final del espectro.

Ley del cuadrado inverso

Descripción matemática de cómo la intensidad de algunas fuerzas, incluidas el electromagnetismo y la gravedad, cambian en proporción inversa al cuadrado de la distancia de la fuente; también la relación matemática que describe el cambio en luminosidad de una estrella u otra fuente de luz, y que se produce en una proporción inversa al cuadrado de la distancia desde el lugar de emisión.

Leyes de Kepler

Principios matemáticos que describen los movimientos de los planetas alrededor del Sol, desarrollados por el astrónomo alemán del siglo XVII Johannes Kepler.

    Primera ley:
    Afirma que la órbita de todos los planetas son elipses, con el Sol en un foco.
    Sgunda ley:
    Afirma que una línea que conecte un planeta con el Sol barre áreas iguales de espacio en intervalos iguales de tiempo, es decir, el planeta se mueve más aprisa cuanto más cerca está del Sol.
    Tercera ley:
    Expresa la relación directa entre la distancia media de un planeta al Sol y el período de su órbita.
.

Leyes de Kirchhoff

El gran físico teórico alemán Gustav R. Kirchhoff trabajando con el químico Robert Bunsen (1811-1899), publicó en el año 1859 las leyes del análisis espectral que describiremos a continuación.

    Primera ley: dice que un sólido, un líquido o gas, denso y opaco, incandescente, emiten un espectro continuo.
    Segunda ley: un gas enrarecido al ser excitado por calor o una corriente eléctrica emite un espectro discreto de líneas características de cada sustancia química.
    Tercera ley: un gas enrarecido interpuesto entre una fuente continua y un observador absorberá del espectro continuo radiación de la longitud de onda que emite al ser excitado.
.

Leyes del movimiento de Newton

Cuando uno quiere saber cómo se mueve algo, siempre trata de usar primero las leyes de Newton, porque las ecuaciones a que dan origen (F = m x a) son a menudo más simples de resolver. En cambio, cuando el movimiento es muy rápido, es necesario acudir a la teoría de la relatividad especial o restringida.

    Primera ley del movimiento de Newton:
    Un cuerpo continúa en su estado de velocidad constante (que puede ser cero) a menos que actúe sobre él una fuerza externa.
    Segunda ley del movimiento de Newton:
    Enuncia que la variación de la cantidad de movimiento (mutatio motus) es proporcional a la fuerza motora y se produce en la línea recta en la cual la fuerza ha sido aplicada. La constante de proporcionalidad es la masa inercial del cuerpo.
    Tercera ley del movimiento de Newton:
    En un sistema donde ninguna fuerzas externas están presente, cada fuerza de acción son iguales y opuestas, adquiriendo velocidades inversas proporcionales a sus masas.

Libertad asintótica

Con energía asintóticamente elevada, los quarks y los gluones coloreados se comportan como sí estuviesen libres y no interactuasen.

Libración

Oscilaciones de los movimientos de la Luna que muestran una pequeña parte de su cara oculta.

Lidar

Un instrumento similar al radar pero que opera con ondas de luz visible.

Liebre

Constelación austral situada al oeste del Can Mayor.

Limbo
Limb

Borde iluminado del disco aparente de un astro.
Extremo exterior del disco aparente de un cuerpo celeste.
El límite del disco solar.

Límite de Chandrasekhar

Máxima masa en que una estrella podría soportar su propia gravedad (aproximadamente 1.44 veces la masa del Sol).
Cualquier objeto más masivo y en estado degenerado debe, inevitablemente, convertirse en una estrella de neutrones.

Límite de Eddington

Límite teórico en el cual la presión de un fotón no puede exceder la atracción gravitacional de un cuerpo que emite luz. Si un cuerpo emite radiación por sobre el límite de Eddington, éste explosionaría por la propia presión de los fotones.

Límite de fondo

Distancia más allá de la cual los objetos forman una pantalla continua; si los objetos no se extienden hasta el límite, podrán observarse huecos entre ellos. En un universo infinito, las estrellas se extenderán más allá del límite de fondo, llenando el cielo nocturno con una luz estelar continua.

Límite de observación

La mayor distancia desde la cual puede haberse originado la luz que se recibe hoy en la Tierra.

Límite de Parker

nuestra galaxia tiene un campo magnético que se retuerce por todos los brazos espirales, y se ha calculado la intensidad de este inmenso campo por sus efectos sobre la luz y las partículas. Los astrónomos aseguran que este campo existe desde hace muchísimo tiempo: cien millones de años sin duda y quizá todo el periodo de vida de la propia galaxia. La existencia del campo magnético galáctico limita muy estrictamente la existencia de monopolos magnéticos, porque sí existiesen en gran número, se habrían comido hace mucho todo el campo galáctico y hoy no existiría.
El campo magnético acelera los monopolos magnéticos igual que las partículas con carga eléctrica aceleran los campos eléctricos. Los monopolos magnéticos, al acelerarse, absorben energía del campo magnético. Como consecuencia de esa disminución de su energía, la intensidad del campo magnético desciende y pronto desaparece. Así, pues, la presencia de monopolos magnéticos en número considerable en el espacio exterior no se compagina con la existencia prolongada del campo magnético galáctico. En consecuencia, el que tal campo exista hoy impone un severo límite a la densidad de monopolos, que se denomina «límite de Parker», por el físico que lo estableció. Si el límite de Parker es válido, podemos demostrar que cualquier experimento con base en la Tierra, como los hechos con anillos superconductores, nunca «atrapará» monopolos magnéticos ... son demasiado escasos. El límite de Parker, que utiliza la fuerza observada del campo magnético galáctico, nos muestra una vez más cómo las observaciones astronómicas ponen límites a las especulaciones teóricas de los físicos actuales.

Límite de Roche

El punto más cercano en el que un cuerpo líquido puede orbitar alrededor de su planeta sin ser destruído por las fuerzas de la marea.
Es una frontera dentro de la cual las fuerzas de marea de un planeta a la vez evita la formación de lunas y destruye las lunas orbitantes que penetran dentro del límite y que no comportan un tamaño que esté en función de su propia densidad y la del planeta orbitado. (Las restricciones del tamaño de un satélite varían con respecto a las densidades del cuerpo orbitado y la propia; a muy baja densidad, generalmente, la mayoría de las lunas en cualquier sistema terminan colapsadas).

Límite del sector solar
Solar Sector Boundary - SSB

El aparente origen solar, o base, del límite del sector interplanetario, señalado por la polaridad a gran escala de las líneas de inversión.

Límite entre sectores
sector boundary

En el viento solar, el área de demarcación entre sectores, los cuales son formaciones en gran escala caracterizadas por la dirección predominante del campo magnético interplanetario, hacia o desde el Sol.

Límite estático

Frontera exterior de la ergoesfera de un agujero negro, dentro de la cual los objetos deben permanecer en movimiento para evitar ser engullidos por el hoyo.

Lince

Constelación boreal situada entre la Osa Mayor, el Cochero, el Cangrejo y los Gemelos, formada por estrellas poco visibles.

Línea

Marca alargada y estrecha en una superficie.

Línea alfa del hidrógeno

Se trata de la línea espectral más intensa del hidrógeno en la parte visible del espectro. Pertenece a la región del rojo, por lo cual una línea alfa de emisión del hidrógeno es roja.

Línea Balmer

Línea de emisión o absorción en el espectro del hidrógeno que proviene desde las transiciones entre el primero o el segundo estado de excitación con los más altos de energía de un átomo de hidrógeno.

Línea de absorción

Una línea de absorción es una línea oscura sobre un espectro contínuo, es producida por gases fríos que rodean a gases calientes. Las líneas de absorción de los espectros se utilizan para medir velocidad radial, rotación, composición química, densidad y temperatura de los cuerpos observados. Raya de absorción.

Línea de absorción interestelar

Línea de absorción resultante del paso de la luz a través del polvo y los gases interestelares más bien que por las capas exteriores del objeto radiante.

Línea de campo magnético

Indicación de la dirección y fuerza de un campo magnético en una localización determinada.

Línea de centralidad

Para un eclipse, lugar de los puntos de intersección del eje de sombra con la superficie de la Tierra.

Línea de emisión

Raya de emisión. Exceso de emisión en una longitud de onda (o frecuencia) específica con relación a la emisión en regiones cercanas del espectro. Los espectros de las nubes de gas ionizado suelen tener líneas de emisión intensas producto de la recombinación de los electrones en átomos como hidrógeno, oxígeno y nitrógeno.

Línea de equinoccios

Recta de intersección de los dos planos de la eclíptica y del ecuador celeste.

Línea de Fraunhofer

Longitud de onda a la cual la luz es absorbida, produciendo una zona más oscura en el espectro de una estrella. Josef Fraunhofer estudió las líneas oscuras del espectro solar al comenzar el siglo XIX, por lo cual se las conoce como líneas de Fraunhofer.
Ver Línea de absorción.

Línea de hidrógeno

Ver Línea de los veintiún centímetros.

Línea de los apsides

Recta que une los ápsides de la órbita de un cuerpo celeste que gira bajo la acción de una fuerza central. Es el eje mayor de la elipse orbital.

Línea de los nodos

La que se obtiene por intersección del plano de la órbita descrita por un cuerpo del sistema solar con el plano de referencia de dicho sistema (plano de la eclíptica o del ecuador).

Línea de los solsticios

Línea perpendicular a la de los ápsides y cuya intersección con la trayectoria aparente descrita por el Sol determina los solsticios.

Línea de los veintiún centímetros

Línea espectral producida por el hidrógeno neutro a una longitud de onda justo encima de los veintiún centímetros; la primera línea radioespectral en ser detectada.

Línea del mundo

Trayectoria a través del espacio y del tiempo de un suceso espaciotemporal.

Línea equinoccial

La que se obtiene como resultado de la intersección entre la eclíptica y el ecuador celeste, y cuyos extremos constituyen el punto vernal o de Aries y el punto otoñal o de Libra.

Línea espectral

Longitud de onda del espectro en la cual la intensidad es superior a la correspondiente a los valores vecinos (línea de emisión) o inferior (línea de absorción). Cada elemento químico genera unas líneas espectrales de longitudes de onda muy concretas: el estudio de las líneas espectrales de la luz emitida por una estrella permite por tanto conocer la composición química de la superficie de ésta. Pero también da más datos sobre la estrella: Su movimiento en el espacio, ya que la frecuencia exacta de las rayas se desplazan algo con el movimiento estelar (Ver en "Desplazamiento hacia el rojo"), si hay poderosos campos magnéticos (las líneas espectrales sufren unos pequeños desdoblamientos en presencia de campos magnéticos, es el denominado "Efecto Zeemann"), etc.

Línea meridiana

Para una posición determinada sobre la Tierra, intersección entre el horizonte y el plano meridiano correspondiente a dicho lugar.

Línea neutral
neutral line

Línea que separa campos magnéticos longitudinales de polaridades opuestas.

Línea verde
green line

La línea verde es una de las más fuertes (y primera en reconocerse) líneas espectrales en la región visible de la corona solar. Esta identifica regiones de la corona con temperaturas moderadas.

Línea visual del observador

La línea visual del observador es la dirección en la cual uno mira el cielo o apunta un telescopio. Para que suceda un eclipse por ejemplo el cuerpo que tapa y el ocultado tienen que estar en la línea visual del observador.

Líneas de emisión

Líneas espectrales muy brillantes, comparado con las longitudes de onda vecinas, y que indica la existencia de un elemento químico dado en la composición química de la superficie que emite la luz analizada.

Líneas de Fraunhofer

Las líneas de Fraunhofer son líneas de absorción en el espectro solar. Es decir, en el Sol la fotósfera tiene gases más fríos que en el interior, cuando la radiación la atraviesa es absorbida y por consiguiente en el espectro estas regiones se ven oscuras.

Líneas horarias

Son las rayas o señales trazadas en los cuadrantes solares, que muestran la hora al incidir sobre ellas la sombra del gnomon.

Lira

Constelación pequeña del hemisferio Norte formada por 21 estrellas.

Líridas

Estrellas fugaces que radian desde la constelación de la Lira.

Llamarada
Flare

Erupción repentina de energía sobre el disco solar que puede durar de minutos a horas, desde la que se emite radiación y partículas.
Suele ocurrir dentro de la región activa y, sobre todo, durante el periodo de actividad máxima del Sol.

Llamarada de clase X del Sol
X Class Flare

Llamaradas que tienen un particular rango de energía producto de la radiación de rayos X. Se trata de acontecimientos muy energéticos.

Llamarada de doble banda
Two-Ribbon Flare

Una llamarada que se desarrolla como un par de brillantes cintas (bandas) en ambos lados de la línea de inversión principal ("neutral") del campo magnético de la región activa.

Llamarada de luz blanca
White Light Flare

Una llamarada principal de la que pequeñas partes llegan a ser visibles como luz blanca. Estas llamaradas son usualmente emisoras de fuertes rayos X y partículas.

Lluvia coronal
Coronal rain - CRN

Material que se condensa en la corona y se precipita en la cromósfera, tal como se observa en la longitud de onda Halfa en el limbo solar sobre manchas solares fuertes.

Lluvia de estrellas

Modernamente se conocen a estas "estrellas fugaces" con lo que en Astronomía se denomina Meteoros, los cuales no son mas que partículas de polvo de distinto origen existentes en el espacio y que al hacer contacto con la atmósfera terrestre a grandes velocidades se queman producto de la fricción, y producen ese destello característico como de estrellas al caer.
Los meteoros se clasifican por su origen. El mas común de todos, tiene su explicación al remontarnos a los comienzos del sistema solar. Como sabemos los planetas se formaron a partir de la concentracion de gases y polvo estelar que luego de millones de años de formación dieron origen a los nueve planetas conocidos con sus respectivos satélites, cometas asteroides y el Sol. Resulta que de esta fábrica estelar quedaron remanentes o "basura estelar" formada por estructuras rocosas de distinta composicion química cuyos tamaños oscilan entre milímetros a otros que superan el kilómetro de longitud; este desperdicio esta esparcido por todo el sistema solar y de vez en vez suele encontrarse con la Tierra.
Estos objetos en ocaciones son atraidos por la gravedad terrestre al pasar muy cerca e ingresan a nuestro planeta incinerandose en las altas capas de la atmósfera y brillando como estrellas fugaces. Esta incineración se produce en cuestión de segundos y en muchos casos en menor tiempo por lo que son casi imperceptibles a la vista.
La vida del meteoro depende de sus dimensiones, por ejemplo, los mas comunes miden aproximadamente lo mismo que un grano de arena y se quema en menos de un segundo. Los mas grandes de este tipo pueden llegar a medir algunos centímetros y por ende tienden a quemarse mas lento logrando en algunos casos llegar a la superficie terrestre y convertirse en meteoritos.
Lo más llamativo de la observación de meteoros es observar la gama de colores que desprende al quemarse en la atmosfera. El color o colores del meteoro, proporciona a los astronomos de informacion sobre su composición química y posible origen del mismo.

Lluvia de meteoros

Caída de muchos meteoros durante un periodo corto de tiempo, debido a que la Tierra pasa a través de la órbita de un cometa.

Lobulado

Que tiene lóbulos o se asemeja a un lóbulo.

Longitud

Puede tener varios significados:
- distancia existente entre dos puntos, midiéndose en metros.
- distancia angular, medida paralelamente al plano del ecuador terrestre, entre el meridiano de Greenwich y un determinado punto de la Tierra.

Longitud activa
Active longitude

Centro aproximado de las longitudes heliográficas donde las regiones activas son más numerosas y donde tienen lugar más erupciones que en la media de toda la superficie solar.

Longitud celeste

Posición de parte de un cuerpo celeste especificada en el sistema de coordenadas eclípticas. La longitud celeste de un cuerpo es el ángulo obtenido entre el Sol por el primer punto de Aries y el punto en la eclíptica sobre o bajo el cuerpo.

Longitud de alcance
hop lenght

Es la distancia que recorre una onda de radio haciendo una sola reflexión desde la ionósfera. Esta distancia dependerá del ángulo de elevación de la antena y de la altura de la capa reflectiva.

Longitud de Carrington
Carrington longitude

Sistema de longitudes fijas rotando con el Sol.

Longitud de escala

Una medida del tamaño de un sistema físico o región del espacio.

Longitud de onda

Distancia de cresta a cresta o de valle a valle de una onda electromagnética o de otro tipo. Las longitudes de onda están relacionadas con la frecuencia: cuanto más larga la longitud de onda, más baja la frecuencia.

Longitud de onda de De Broglie

Según la mecánica cuántica, las partículas también tienen características de ondas, donde la longitud de la onda es inversamente proporcional a su frecuencia y cuya constante proporcional es la de Planck. Esto, también se traslada a las teorías de cuerdas. La energía de los electrones, al igual que los fotones, es proporcional a la frecuencia de los modos de vibración (de las cuerdas): a doble de frecuencia, doble de energía.

Longitud del nodo ascendente

Distancia angular medida hacia el este en el plano de la órbita de la Tierra desde el equinoccio vernal hasta el punto donde el asteroide cruza la ecliptica de S a N.

Longitud del perihelio

La suma de le argumento del perihelio y la longitud del nodo ascendente. Nótese que es la suma de dos ángulos que se encuentran en planos diferentes.

Longitud eclíptica

Distancia angular de un cuerpo celeste medida sobre el plano de la eclíptica, a partir del punto vernal.

Longitud geográfica

Distancia angular medida angular medida en el plano del ecuador, al Este o al Oeste del meridiano de Greenwich.

Lóbulo de Roche

Es el punto del espacio circundante de estrellas de sistemas binarios en el cual hasta una partícula que pasara por él caería a una de las superficies de las estrellas. Ahora, si esa partícula pasa por sobre el lóbulo de Roche de las estrellas, en ese caso, generalmente se alojaría en la región circumbinaria que rodea a ambas estrellas. La ubicación del punto del lóbulo de Rochet en un sistema binario corresponde al punto L-1 o interior de libración. Si una estrella en un sistema binario con una órbita cercana a su pareja evoluciona hasta "rellenar" el punto del lóbulo de Roche, los cálculos teóricos predicen que el material que escapa desde esta estrella desbordará a ambas por sobre la región circumbinaria.

Lucero

Cualquiera de los cuerpos celestes que se ven brillar en el cielo, con excepción de la Luna y el Sol.

Lucero del alba

Ver Venus.

Luminosidad

Cantidad de energía liberada por una estrella en forma de luz. A menudo se da esta cantidad relativa a la luminosidad del Sol. Una medida del brillo de una estrella se da con la "Magnitud" de ésta.

Luna

Una luna es un satélite natural de un planeta. La Luna, con mayúscula, es el único satélite natural de la Tierra. Está cubierto de cráteres de impacto y de lavas volcánicas. No tiene atmósfera ni agua. La Luna presenta fases, que son los días y las noches de la Luna vistos desde la Tierra.

Información General

Distancia media entre la Luna y la Tierra

384.401 km (60.27 radios terrestres)

Distancia mínima en el perigeo

356.400 km

Distancia máxima en el perigeo

406.700 km

Excentricidad de la órbita Lunar

0,0549

Distancia media al centro de gravedad Tierra-Luna al centro de la Tierra

4.670 Km

Diámetro 3,476 km (.273 Tierra 1/400 Sol)
Diámetro angular medio (geocentrico) 31' 05,2"
Diámetro angular en el perigeo 33' 28,8"
Diámetro angular en el apogeo 29' 23,2"
Magnitud de la Luna llena -12,55
Inclinación de la órbita lunar respecto a la eclíptica 5º 08' 43,4"
Periodo orbital sidéreo (=respecto a las estrellas) 27,321661 días (27d 7h 43m 11,5s)
Mes sinódico (de Luna nueva a Luna nueva) 29,530588 días (29d 12h 44m 2,8s)
Mes anomalístico (de perigeo a perigeo) 27,5545550 días (27d 13h 18m 33,1s)
Periodo de rotación de la línea de los nodos (movimiento retrógrado) 18,61 años
Periodo de rotación del punto de perigeo (movimiento directo) 8,85 años
Velocidad orbital media en torno a la Tierra 3.681 Km/h (1.023 Km/s)
Velocidad angular media de la Luna sobre el cielo 33'/h
Movimiento medio diurno respecto a las estrellas 13,176358 grados
Intervalo medio entre dos pasajes sucesivos de la Luna por el meridiano 24h 50,47m
Libración óptica en longitud 7º 54'
Libración óptica en latitud 6º 50'
Área total teóricamente observable desde la Tierra 59%
Inclinación del ecuador lunar respecto a la eclíptica 1º 32.5'
Inclinación de ecuador lunar respecto a su plano orbital 6º 41'
Masa 7.349 x 1022 kg (.0123 Tierra)
Diámetro 3.476 Km
Radio ecuatorial 1.737,4 Km
Circunferencia ecuatorial 10.920 Km
Área lunar 37,96E6 Km2
Volumen lunar 21,99E9 Km3
Velocidad de escape en el ecuador 2.38 km/seg
Densidad 3.341 g/cm3 (0.6 Tierra)
Gravedad superficial 162,2 cm/s2 (16,5% la terrestre)
Atracción gravitacional entre la Tierra y la Luna 1.98 x 1020 N (2.23 x. 1016 toneladas)
Velocidad de escape 2,38 km/s
Iluminación en la Tierra de la Luna llena 0,25 Lux
Iluminación en la Luna de la Tierra llena 16 Lux
Temperatura media de la superficie 107ºC durante el día
-153ºC durante la noche
Temperatura de la superficie 123ºC máxima
-233ºC mínima
Temperatura superficial en el hemisferio nocturno 170ºC a -185ºC
Temperatura máxima en el hemisferio iluminado por el Sol 130ºC
Temperatura constante a una profundidad de 1 metro -35ºC
Superficie total de los mares 16,9% del total de área lunar
Superficie de los mares en la cara cercana de la Luna (un hemisferio) 31,2% del total de la cara cercana
Superficie de los mares en la cara lejana de la Luna (un hemisferio) 2,6% del total de la cara lejana
Periodo de la órbita sideral 27.32166 días terrestres
(29.531 días en el ciclo de fases)2
Momentum orbital angular 2.68 x 1034 kg m2/s (82.9% del sistema Tierra-Luna)
Aceleración gravitacional en la superficie 1.63 m/s2 (0.17 Tierra)

Composición de la Corteza
- Oxígeno: 43%
- Silicio: 21%
- Aluminio: 10%
- Calcio: 9%
- Hierro: 9%
- Magnesio: 5%
- Titanio: 2%
- Níquel: 0'6%
- Sodio: 0'3%
- Cromo: 0'2%
- Potasio: 0'1%
- Manganeso: 0'1%
- Azufre: 0'1%
- Fósforo: 500 ppm (partes por millón)
- Carbono: 100 ppm (partes por millón)
- Nitrógeno: 100 ppm (partes por millón)
- Hidrógeno: 50 ppm (partes por millón)
- Helio: 20 ppm (partes por millón)

Luna azul

La segunda Luna llena del mes.

Luna llena

La Luna llena es la fase de la Luna en la cual la cara que da a la Tierra está completamente iluminada por el Sol, es decir que podemos ver todo el lado de día de la Luna desde la Tierra.

Luna nueva

La Luna nueva es la fase de la luna cuando la cara de la Luna que da hacia la Tierra no está iluminada por la luz del Sol. Es decir que estamos observando el lado noche de la Luna.

Lunas pastores

Pequeñas lunas, a veces apareadas, que gravitacionalmente influyen en las órbitas de las partículas en algunos anillos planetarios.

Lunación

Intervalo de tiempo transcurrido entre dos lunas nuevas sucesivas: 29 días, 12 horas y 44 minutos.

Lunas galileanas

Las cuatro lunas más brillantes de Júpiter, descubiertas por Galileo en 1610. Esas lunas son Io, Europa, Ganimedes y Calixto. Las lunas galileanas se pueden ver con un buen par de binoculares o un telescopio poco potente.

Lupus

Constelación situada al Sur de Libra e Hydra, y al Oeste de Centauro.

Luz

Radiación emitida por cuerpos calentados a altas temperaturas (incandescencia) o por cuerpos excitados (luminiscencia) y que es percibida por los ojos. (La luz está constituida por ondas electromagnéticas, y su velocidad de propagación en el vacío es de 299792,5 km/segundo; se puede considerar también como un fluido de partículas energéticas desprovistas de masa (fotones).

Luz blanca
white light - WL

Luz solar integrada en la parte visible del espectro (4000 - 7000 angstroms), por lo que los colores se mezclan y aparecen como blancos al ojo humano.

Luz cenicienta

Débil resplandor sobre la superficie de la Luna que completa el disco lunar entre el tercer y quinto día después de la Luna nueva, también llamado "claro de la tierra", porque ésta es la que provoca dicho reflejo.

Luz ultravioleta

La luz ultravioleta es la radiación electromagnética de longitud de onda entre 0.00001 y 0.0003 mm. Las estrellas muy calientes, como las gigantes azules, emiten luz ultravioleta. Sólo es posible observar las regiones ultravioletas del espectro desde fuera de la atmósfera terrestre puesto que ésta las absorbe.

Luz visible

La luz visible es la parte de la radiación electromagnética que percibe el ojo humano, no es casual ya que la atmósfera terrestre es transparente a este tipo de radiación cuya longitud de onda va desde 0.0003 hasta 0.0007 mm. Nosotros percibimos esta radiación como colores que van desde el rojo (longitudes de onda más largas: ~ 700 nonametros) al violeta (longitudes de onda más cortas: ~400 nonametros).
Los primeros telescopios y placas fotográficas se desarrollaron para captar la luz visible.

Luz zodiacal

Es una tenue luz lechosa que a veces se observa un poco por encima del horizonte antes del amanecer o después del ocaso, en los puntos en que el sol se alzará o se ha puesto. Se define zodiacal porque el fenómeno se manifiesta a lo largo de la franja del zodíaco o eclíptica.


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M

Sigla utilizada para individualizar los objetos contenidos en el catálogo de objetos celestes compilado por Charles Messier a finales del Siglo XVIII. Contiene 110 objetos no estelares (cúmulos, nebulosas y galaxias).

Mácula

Mancha oscura.

Magflare
magflare

Flare al cual se le asocia tormenta geomagnética y/o cósmica.

Magma

Roca fundida en el interior de la corteza de un planeta que es capaz de realizar una intrusión en las rocas adyacentes o de una extrusión hacia la superficie. Las rocas ígneas se derivan del magma a través de la solidificación y los procesos asociados o mediante la erupción del magma sobre la superficie.

Magnetita

Mineral opaco comúnmente encontrado en los asteroides de tipo C.

Magnetocola

Porción de la magnetosfera planetaria que es empujada en la dirección del viento solar.
Extensión hinchada y en forma de corriente de la magnetosfera de la Tierra o de otro planeta, formada en el lado oscuro del planeta por la acción del viento solar.

Magnetógrafo

Telescopio especial que analiza el color y la polarización de la luz del sol con el fin de medir el campo magnético solar.

Magnetograma solar
magnetogram

Es una representación gráfica de la intensidades del campo magnético solar y sus polaridades.

Magnetograma terrestre
magnetogram terrestrial

Es una representación gráfica de las componentes del campo geomagnético.

Magnetómetro

Dispositivo para medir la intensidad y la dirección de un campo magnético.

Magnetopausa
magnetopause

Límite de la magnetosfera de un planeta, que cae dentro de la onda de choque.
Frontera entre el viento solar y la magnetósfera.

Magnetosfera
Magnetosphere

Región del espacio donde domina el campo magnético de un planeta sobre el producido por el viento solar. Sus límites varían debido al viento solar, al que impide la entrada en la Tierra.

Magnitud

Luminosidad de una estrella o de un objeto celeste. Por razones históricas, la escala decrece al crecer la luminosidad (una estrella de magnitud 3, por ejemplo, es más que otra de magnitud 5). Cuando la luminosidad de 2 estrellas difiere en una magnitud, una es 2.5 veces más luminosas que la otra. Conviene distinguir la magnitud aparente, que es la luminosidad medida por un observador en la Tierra, de la magnitud absoluta, que es la luminosidad que tendría la estrella si estuviera situada a una distancia de 10 parsecs.

Magnitud absoluta - H

Magnitud que presenta un asteroide a una distancia de la Tierra y del Sol de 1 VA.
Es la magnitud aparente que tendría una estrella u otro objeto brillante si estuviera a una distancia de exactamente 10 parsecs del observador.

Magnitud aparente

Magnitud de un astro vista por un observador en Tierra.
Escala de brillos aparentes introducida por Hiparco en el siglo II a.C. Las estrellas más brillantes del cielo son designadas como de primera magnitud y las más débiles visibles a simple vista, de sexta magnitud. Desde mediados del siglo XIX la escala de magnitudes se cuantificó asignándosele exactamente un factor 100 en brillo aparente a una diferencia de cinco magnitudes, en el sentido de que una estrella de sexta magnitud es cien veces más débil que una de primera. Con los telescopios modernos se pueden observar estrellas hasta de una magnitud 25. El telescopio espacial Hubble detecta estrellas de sobre magnitud 28.

Magnitud B-V

Un valor utilizado para describir el color de una estrella. Las calientes estrellas azules tiene valores de -5 a 0 y las frías estrellas rojas van de 0 a unos 2.0.

Magnitud de un eclipse de Luna

Fracción del diámetro lunar obscurecido por la sombra de la Tierra, en el máximo del eclipse lunar.

Magnitud de un eclipse de Sol

Fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, en el máximo del eclipse del Sol.

Magnitud Limite Estelar

MALE. Formalmente, es la magnitud de la estrella más débil visible a simple vista. Proporciona una medida de la transparencia del cielo así como de la claridad y calidad de los ojos del observador.

Magnitud visual absoluta

Magnitud absoluta de un objeto vista a través de un filtro amarillento especial que aproxima las observaciones al rango visual del ojo humano.

MALE

Acrónimo de Magnitud Limite Estelar. Formalmente, es la magnitud de la estrella más débil visible a simple vista. Proporciona una medida de la transparencia del cielo así como de la claridad y calidad de los ojos del observador.

Mancha principal
leader spot

Es la mancha principal en la parte oeste (parte que precede) de un grupo magnéticamente bipolar o multipolar de manchas solares.

Mancha solar
sunspot

Area de la fotósfera solar que se ve como una mancha oscura. Parecen oscuras porque son más frías que la fotósfera que las rodea.

Manchas solares
Sunspots

Son zonas del disco solar que están a menor temperatura en el Sol (unos 2.000°C); se diferencia sombra de penumbra, se muestran más oscuras que la fotósfera e indican la actividad magnética del Sol. Las manchas salen por el Este y se ponen por el Oeste, apareciendo siempre entre las latitudes 5° y 40°.

Manto

Capa de un planeta situada entre el núcleo exterior y la corteza

Mañana

Periodo entre la media noche y el mediodía, especialmente del amanecer al mediodía.

Marca de albedo

Mancha clara u oscura en la superficie de un cuerpo, por ejemplo un detalle topográfico o geológico.

Marco de referencia

Posición desde la que son observados los objetos.

Mare

Palabra del latín mar. Se usa para denominar las cuencas de impacto cubiertas de basalto tan comunes sobre la cara vista de la Luna.

Marea

Deformación de un cuerpo celeste bajo la acción gravitacional de otro cuerpo cercano.
Son variaciones periódicas del nivel de las aguas marinas, debidas al efecto gravitacional que ejercen la Luna y el Sol; se producen dos veces al día.
La Luna se encuentra mucho más cerca de la Tierra que el Sol, por lo tanto su efecto sobre las maeas será ç mayor. este efecto consiste en dos subidas de las aguas de los océanos.
Dos veces al mes, en el momento de la Luna Nueva y la Luna Llena, cuando el Sol y la Luna se encuentran en la misma línea, el efecto de la marea alta se hace más fuerte. En cambio, cuando los efectos gravitacionales de la la Luna y del Sol tienden a neutralizarse, se registra el mínimo de la marea alta.
Las variaciones del nivel del mar, que es el nivel medio de la superficie del agua del mar en ese punto, normalmente son de menos de medio metro pudiendo modificarse a medida que se propaga hacia la costa.

Marte

Cuarto planeta en el Sistema Solar. Es un planeta rocoso. Su masa es de 0.108 veces la de la Tierra. Su distancia al Sol es de 1.25 veces la de la Tierra y su periódo de revolución alrededor de nuestra estrella es de 687 días. Marte posee dos lunas pequeñas llamadas Fobos. Posee casquetes polares que cambian de tamaño con sus estaciones.
Composición física
- Diámetro ecuatorial: 6.794 km
- Superficie: 144 millones de km2
- Masa: 6,4191 x 1023 kg
- Densidad media: 3,94 g/cm3
- Temperatura media: -65 ºC
- Inclinación axial: 25,19º
Características orbitales
- Periodo de rotación: 24,6 horas
- Periodo de revolución: 687 días
- Velocidad orbital media: 24,1 km/s
- Distancia media al Sol: 228.000.000 km
- Inclinación: 1,85061º
- Excentricidad: 0,09341233
Características Atmosféricas
- Presión atmosféricas: 0,7 - 0,9 kPa
- Dióxido de Carbono: 95,32%
- Nitrógeno: 2,7%
- Argón: 1,6%
- Oxígeno: 0,13%
- Monóxido de Carbono: 0,07%
- Vapor de agua: 0,03%
- Otros elementos: Neón, Criptón, Xenón, Ozono, Metano

Masa

La masa es una medida de la cantidad de materia que tiene un cuerpo. Los cuerpos con masa ejercen una fuerza gravitacional sobre los demás. La masa de todos los planetas del Sistema Solar juntos es tan sólo el 2% de la masa del Sol, que es de 2 por 10 gramos.

Masa de la Tierra - M

Unidad de masa equivalente a la de la Tierra.
Una masa de la Tierra = 1M = 5,98 x 1027g

Masa de Planck

Ver Constante de Planck.

Masa del electrón - me

Se reconoce matemáticamente de la siguiente manera:

me = 9,11 x 10-28 g

Masa del protón - mp

Se reconoce matemáticamente de la siguiente manera:

mp = 1,67 x 10-24 g

Masa faltante

Masa cósmica hipotética que algunos científicos citan como necesaria para que el universo tenga la densidad crítica de materia, con un equilibrio exacto entre energía gravitacional y energía cinética de expansión, que da un resultado de omega= l. Se le llama masa faltante por que representa unas diez veces la cantidad de masa que en realidad se ha detectado mediante cualquier método, incluyendo los estudios de efectos gravitacionales.

Masa solar - M

Unidad de masa equivalente a la del Sol.
Una masa solar = 1M = 1,99 x 1033g

Maser

Acrónimo de microwave amplification by stimulated emission of radiation o amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación. Dispositivo u objeto celeste que excita las moléculas a producir un estrecho haz de ondas de radio de una cierta longitud de onda.

Materia

Categoría de todas las partículas fermiones, como opuestas a las antipartículas; puede referirse tanto a la materia como a la antimateria.

Materia-radiación

La correcta aplicación de la termodinámica al conjunto del universo, se convierte, una vez comprendida, en un poderoso instrumento conceptual y de cálculo. Aplicando este enfoque termodinámico al universo tal como aparece hoy, los físicos no hacen sino considerar todo cuanto hay en el universo, como un gas que lo llenase todo. Dicho gas está compuesto por dos elementos importantes.
El primer elemento es la materia: las galaxias, las estrellas y toda la materia oscura invisible (básicamente un «gas» de objetos de gran masa que no se mueve mucho). Este gas de materia es «frío» (tiene temperatura cero) porque la temperatura nos indica la energía media del movimiento aleatorio. El segundo componente del universo es la radiación: el gas de fotones micro-ondulares de fondo que descubrieron Penzías y Wilson.
¿Cuál de estos dos componentes, materia y radiación, domina la densidad de masa universal? La respuesta es importante, porque, según la teoría de la gravedad de Einstein, la densidad de masa del universo determina su índice de expansión: cuanto mayor es la densidad de masa, más lenta es la expansión. Sí calculamos la aportación de la materia a la densidad de la masa universal de hoy y la comparamos con la densidad de masa-energía del gas de fotones, vemos que la densidad de la materia es, por lo menos, mil veces mayor: en el universo domina la materia, no la radiación. De ello se deduce que la dinámica gravitatoria universal de hoy (la expansión) la controla el contenido de materia, no el de radiación. Aunque la materia domine hoy claramente la densidad energética del universo, el elemento dominante que controlaba la dinámica de la expansión en el pasado lejano, durante el período de la gran explosión, era la radiación. ¿Cómo sabemos eso? Porque sí retrocedemos en el tiempo, el universo se contrae, calienta el gas de partículas que hay en él y eleva la temperatura. La densidad energética de la materia aumenta, pero la densidad de la energía de radiación aumenta más y acaba superando en densidad energética a la materia.

Materia degenerada

Gas en el cual los electrones libres (o los neutrones libres) están en el estado de máxima densidad permitido por las leyes de la mecánica cuántica. La densidad es extraordinariamente alta (una tonelada por centímetro cúbico para un gas de electrones degenerados y mil millones de toneladas por centímetros cúbicos para un gas de neutrones degenerados). La presión en un gas degenerado no depende de la temperatura sino sólo de su densidad. Un gas degenerado de electrones suministra la presión necesaria para sostener una enana blanca contra el colapso gravitacional; un gas degenerado de neutrones soporta a una estrella de neutrones (púlsar o pulsar).

Materia interestelar

Conjunto de los materiales extremadamente difundidos (gases débilmente ionizados y polvo) que existen en el espacio situado entre las estrellas de una galaxia y cuya masa total es una fracción no despreciable de la de la galaxia.

Materia oscura

Existe gran cantidad de materia en el universo que ejerce fuerza gravitacional sobre los cuerpos visibles pero que no emite ni absorbe luz. La materia oscura forma aproximadamente el 90% de la masa del universo. La materia oscura con una menor velocidad aleatoria y que se concentra fácilmente por la gravedad se denomina materia oscura fría. La materia oscura caliente posee una mayor velocidad aleatoria y, por lo tanto, es capaz de resistir las irregularidades gravitacionales. Los modelos recientes que explican él diseño observado de la aglomeración galáctica pueden, en parte, caracterizarse por si invocan la materia oscura fría o la materia oscura caliente. No se sabe de que está compuesta la materia oscura (no disponemos de evidencia directas de si es fría o caliente).

Máximo solar
Solar Maximum

Tiempo cuando el círculo solar alcanza su punto más alto, definido por el valor regular del número de las manchas solares en 12 meses.

Maximos

Los tiempos en que una estrella variable alcanza su brillo máxímo.

Meandro

Curva en forma de bucle o rizo formada por la acción del agua, como en el canal de un río.

Mecánica celeste

Disciplina científica que trata de los movimientos e interacciones de los cuerpos celestes.

Mecánica clásica

Leyes del movimiento basadas en las tres leyes del movimiento de Isaac Newton:
1) Un objeto permanece en reposo o se mueve en línea recta a velocidad constante a menos que sobre él actúe una fuerza;
2) El ritmo al que cambia su velocidad (su aceleración) es proporcional a la fuerza aplicada a él e inversamente proporcional a su propia masa;
3) Hay una reacción igual y opuesta a la fuerza ejercida sobre un objeto por otro.

Mecánica cuántica

La teoría que explica el comportamiento dual de la materia, similar a las partículas y similar a las ondas, y el carácter probabilista de la naturaleza. Según la mecánica cuántica, es imposible disponer de información completa y precisa acerca del estado de un sistema físico, tal como no puede localizarse una onda en un solo punto en el espacio, puesto que se extiende a muchos puntos. Esta incertidumbre constituye un aspecto intrínseco del sistema o partícula, no un reflejo de nuestra incapacidad para medir con exactitud. Por consiguiente, los sistemas físicos deben describirse en términos de probabilidades. Por ejemplo, en un amplio conjunto de átomos de uranio, es posible predecir en forma exacta qué fracción de estos átomos se desintegrará en forma radiactiva durante los siguientes sesenta minutos, pero es imposible predecir cuáles de ellos lo harán. Otro ejemplo: no se puede localizar a un electrón con una velocidad bien conocida en una pequeña región del espacio, pues aquél se comporta como si ocupase muchos lugares diferentes al mismo tiempo. Se podría ver la existencia de cualquier sistema físico -por ejemplo, un átomo- como la combinación de todos sus estados posibles, cada uno de los cuales posee una cierta probabilidad. La teoría cuántica ha logrado explicar en forma extremadamente satisfactoria el comportamiento de la naturaleza en el nivel subatómico, aun cuando muchos de sus resultados atentan contra nuestra intuición basada en el sentido común.

Mecánica estadística

Para una mejor comprensión de la mecánica estadística, imaginemos un gas atrapado en un recipiente con volumen, presión y temperatura definidos (propiedades macroscópicas que caracterizan el estado del gas). Las leyes físicas de la termodinámica que relacionan entre sí esas propiedades macroscópicas del gas las desentrañaron ya los físicos del siglo pasado. Pero hasta que los físicos adoptaron un enfoque más profundo, no se reconoció el importante papel de estas leyes termodinámicas.
Para adoptar ese enfoque más profundo hemos de recordar que los gases no son los medios homogéneos que superficialmente parecen ser sino que consisten, en realidad, en un inmenso número de partículas que saltan de un lado a otro chocando entre sí o con las paredes del recipiente que los contiene. Los físicos dedujeron matemáticamente las leyes previas de la termodinámica considerando que cada una de las partículas obedecía las leyes mecánicas newtonianas del movimiento y utilizando un método de promedio respecto al movimiento de todas las partículas. Este nuevo procedimiento, denominado «mecánica estadística» aportó una visión nueva y profunda del carácter de las propiedades colectivas de la materia. Por ejemplo, según la mecánica estadística, la temperatura de un gas es proporcional a la energía media de movimiento de todas las partículas (cuanto más de prisa se mueven las partículas, mayor es la temperatura) y su presión es proporcional a su momento medio. De este modo, puede considerarse que las variables macroscópicas que describen un gas miden las propiedades colectivas de todas las partículas del gas.

Mecánica newtoniana

El hecho de que el Universo esté regido por simples leyes naturales es un hecho notable, profundo y absurdo a primera vista. ¿Cómo pueden la vasta variedad de la naturaleza, la multitud de objetos y procesos, estar todos sometidos a unas cuantas leyes simples y universales? Isaac Newton halló la respuesta. Supo hacer por vez primera, al formular su mecánica, una clara distinción conceptual entre las «condiciones iniciales» de un sistema físico y «las leyes del movimiento». Si se nos dan las condiciones de un sistema físico, como las condiciones y momentos de miles de millones de partículas, condiciones que podrían complicarse arbitrariamente, las leyes del movimiento determinan exactamente el desarrollo posterior del sistema en el tiempo. El mundo quedó así dividido en dos componentes: las condiciones iniciales, que representaban la complicada situación del mundo, y la simples leyes universales que determinaban su desarrollo posterior. Pocas veces ha tenido una idea consecuencias tan profundas y de tan largo alcance.
Newton y sus sucesores aplicaron con éxito creciente estas leyes del movimiento y de la gravedad a los movimientos de la Luna, los planetas y los cometas. El ámbito de la ley de la gravitación universal se extendió incluso a las estrellas lejanas, a través de los estudios de sistemas estelares binarios de William Herschel, Al ver que la física newtoniana describía el movimiento del firmamento, los físicos se convencieron de que los métodos matemáticos basados en leyes naturales y universales se convertirían en el Instrumento conceptual más poderoso para la investigación del cosmos. Ese convencimiento quedó ratificado espectacularmente en 1846, al descubrirse un nuevo planeta, Neptuno, a partir de los estudios matemáticos de perturbaciones en la órbita de Urano que predecían su emplazamiento.

Media del número de manchas solares
Smoothed sunspot number

Media del número de manchas solares durante el mes en cuestión, Como el número puede variar mucho, se trata de suavizar las variaciones en la curva calculando su media.

Media luna

Se refiere a las fases lunares de cuarto creciente o de cuarto menguante, cuando la mitad de la cara visible de la Luna está iluminada.

Mediación

Momento de la culminación de un astro.

Medianoche

Punto medio del periodo horario nocturno, contrario al mediodía y ubicado en la dirección del Norte geográfico.

Medición de gravedad

Corresponde a las medidas de los campos gravitatorios. Las variaciones que se producen en las mediciones están dadas por las diferentes densidades que se detectan en las rocas.

Medidor de opacidad relativa ionosferica
relative ionospheric opacity meter (riometer)

Receptor de radio especialmente diseñado para el monitoreo continuo del Ruido cosmico. La absorción de ruido cósmico en las regiones polares es muy sensible al flujo de rayos cósmicos solares de baja energía.

Medio interestelar

Identificación de los gases y polvo que cohabitan en los espacios entre estrellas en las galaxias. Su distribución no es uniforme en el espacio, pero se cree que en los inicios tuvo una estructura única.

Medio interplanetario

El medio interplanetario es el gas y el polvo que se encuentra entre los planetas. El gas proviene principalmente del viento solar, el polvo proviene de las colisiones entre los asteroides y en menor medida de las erupciones volcánicas de cuerpos de masa baja. En el medio interplanetario existe un campo magnético.

Mediodía

Punto medio del periodo horario diurno, cuando el Sol se halla en el meridiano del observador y en el punto Sur geográfico.

Mediodia aparente local

El instante en el que el Sol cruza el meridiano de una localización.

Megametro

Unidad de longitud equivalente a mil kilómetros. Es útil para medir planetas. La tierra mide 12,6 megametros de diámetro.

Megaparsec - MPC

Unidad de distancia que equivale a un millón de parsecs, o 3.2 millones de años luz. El megaparsec es una unidad estándar de medida para las distancias a otras galaxias.

Megatón

Una unidad de energía que se usa para describir cabezas atómicas nucleares. La energía de un megatón es equivalente a la de un millón de toneladas de TNT.

1 megatón = 4 x 1016 ergs = 4 x 109 joules

Mensa

Constelación austral situada muy cerca del polo, limítrofe a Dorado, que incluye más de 40 estrellas poco luminosas.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, igual a 1/4 de unidad astronómica. No posee atmósfera (atmósfera sumamente ténue) ni satélites. Su masa es de 0.055 veces la de la Tierra. Su periódo de revolución es de 88 días. La superficie está cubierta de cráteres de impacto, calderas volcánicas y enormes acantilados.
Composición física
- Diámetro ecuatorial: 4.879,4 km
- Superficie: 7,5 x 107 km2
- Masa: 3,302 x 1023 kg
- Densidad media: 5,43 g/cm3
- Temperatura media: 167 ºC
- Inclinación axial: 0º
Características orbitales
- Periodo de rotación: 58,8 días
- Periodo de revolución: 88 días
- Velocidad orbital media: 47,9 km/s
- Distancia media al Sol: 58.000.000 km
- Excentricidad: 0,20563069
- Inclinación: 7,004º
Características Atmosféricas
- Presión atmosférica: vestigios
- Potasio: 31,7%
- Sodio: 24,9%
- Oxígeno atómico: 9,5%
- Argón: 7,0%
- Helio: 5,9%
- Oxígeno molecular: 5,6%
- Nitrógeno: 5,2%
- Dióxido de Carbono: 3,6%
- Agua: 3,4%
- Hidrógeno: 3,2%

Meridiana de un lugar

Intersección del plano meridiano y del plano horizontal en un lugar dado.

Meridiano

Gran círculo que pasa a través de los polos celestes y del cenit del observador.
La intersección del meridiano y el horizonte, determina una línea sobre el plano horizontal llamada meridiana; su intersección con la esfera celeste, determina los puntos cardinales Norte y Sur. Su perpendicular corta a la esfera en los puntos cardinales este y Oeste.
Los puntos situados sobre un mismo meridiano son de igual longitud y en coordenadas geográficas, el meridiano de Greenwich es el que se usa como origen de las longitudes; junto con los paralelos forman el sistema de coordenadas geográficas basado en latitudes y longitudes.
En astronomía el meridiano de referencia para las coordenadas ecuatoriales, es el que pasa por el punto de Aries, mientras que el de referencia para las coordenadas horarias es el que pasa por el cenit (o zenit, es la intersección entre la vertical del observador y la esfera celeste).

Meridiano 90° W.G.

Meridiano que atraviesa la Península de Yucatán. Se encuentra 90° al Oeste del meridiano de Greenwich, Inglaterra. Define el huso horario de 6 horas al Este de Greenwich y a la llamada Hora del Centro en la República Mexicana. Difiere de la hora local del distrito Federal en 36 minutos 37 segundo.

Meridiano central del Sol
Central Meridian

Es el meridiano que de norte a sur atraviesa el centro del Sol tal como se ve desde la Tierra.

Meridiano cero

Meridiano de la superficie terrestre que pasa por el observatorio de Greenwich. Marca la longitud 0º.

Meridiano Efemérico

Meridiano ficticio que rota independientemente de la Tierra cuya razón de movimiento está definida, implícitamente, por el tiempo dinámico terrestre (TDT). El Meridiano está a 1.002738 T al este del meridiano de Greenwich.
delta T = TDT - UT1

Meridiano inferior

Semicírculo máximo que pasa por el nadir del observador y cuyo diámetro va de polo a polo.

Meridiano superior

Semicírculo máximo que pasa por el cenit del observador y cuyo diámetro va de polo a polo.

Meridión

Hora en que el sol se encuentra en su punto más alto, mediodía.

Mes

El mes es una medida de tiempo cuyo origen temporal son las fases de la Luna, que toman poco menos de 30 días en completar sus fases. El principio del año cambió de marzo a enero, durante la época de Carlomagno, por consiguiente el mes variable, febrero que era el último mes del año, actualmente es el segundo y los nombres como septiembre, octubre, etc., no corresponden a los meses siete, ocho, etc.

Mes anomalístico

El tiempo entre sucesivos pasajes de la Luna por su perigeo. Este es igual a 27.55 días solares medios o 27 días 13 horas 18 minutos 33 segundos. El mes anomalístico es más largo que el mes sidéreo porque el perigeo de la órbita lunar se mueve en el mismo sentido que la Luna.

Mes draconítico

El intervalo entre dos sucesivos pasajes de la Luna a través del mismo nodo de su órbita. El mismo equivale a 27.21 días solares medios o 27 días 5 horas 5 minutos 36 segundos. El mes draconítico es más corto que el mes sidéreo debido a que el movimiento de los nodos de la órbita lunar es en sentido contrario al movimiento de la Luna.

Mes lunar

El tiempo medio que transcurre entre sucesivas lunas nuevas o llenas: equivale a 29 días 12 horas 44 minutos.
Ver mes sinódico.

Mes nodal

Ver mes draconítico.

Mes sideral

El periodo medio de revolución de la Luna alrededor de la Tierra, tomando como referencia de observación las estrellas: es igual a 27 días, 7 horas, 43 minutos en unidades de días solares medios.

Mes sidéreo

Período de revolución de la Luna alrededor de la Tierra con relación a las estrellas. Su longitud es igual a 27.32 días o sea 27 días 7 horas 43 minutos (días solares medios). Al transcurrir este tiempo, la Luna ocupa de nuevo la misma posición en su órbita respecto de las estrellas.

Mes sinódico

Período que invierte la luna en efectuar una vuelta alredor de la Tierra al tomar como referncia al Sol. Su duración es de 29 días 12 horas y 44 minutos en tiempo solar medio. Este periodo es el que rige la sucesión de fases de la Luna, por lo que puede decirse que es el intervalo de tiempo transcurrido entre dos lunas nuevas sucesivas.
Es además, la duración del día solar en la Luna. El mes sinódico es aproximadamente unos dos días más largo que el mes sidéreo lunar.

Mes trópico

Intervalo de tiempo al cabo del cual la longitud de la Luna aumenta 360°. A causa de la precesión, el mes trópico es más corto que el mes sidéreo en aproximadamente 7 segundos.

Mesón pi

Ver Pión.

Mesones

Hadrones con espín igual a un entero.

Meridión

Hora en que el Sol se encuentra en su punto más alto, mediodía.

Metagalaxia

Conjunto formado por todas las galaxias conocidas dentro de los límites explorados hasta el presente (una esfera espacial de unos 20.000.000.000 de años de luz de diámetro). Dentro de ella las galaxias se agrupan en conglomerados o «nidos de galaxias», algunos de los cuales, conocidos, cuentan con miles de individuos.

Metal

Término empleado en astrofísica empleado a la hora de hablar de todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, por ejemplo: "El Universo está compuesto por hidrógeno, helio y trazas de metales". (Nótese que la definición es totalmente diferente a la de la Química).

Metales

En astronomía, todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, que son los dos más livianos.

Meteorito
Meteor

Pequeño cuerpo del sistema solar que atraído por un planeta, cae sobre él. Puede desintegrarse completamente por efecto del rozamiento con la atmósfera o bien puede llegar hasta la superficie de dicho planeta, dando lugar a un cráter.
Cuerpo pétreo que entra en la atmósfera terrestre y se vuelve incandescente por fricción.
Parte de un meteoroide que sobrevive a su paso por la atmósfera terrestre.

Meteoro
meteor

Cinta de luz en el cielo producida por una roca o partícula de polvo del espacio que se incendia debido a la fricción atmosférica.
Pequeño cuerpo metálico o rocoso encontrado en el espacio. Un meteoro que entre en la atmósfera de un planeta recibe el nombre de meteorito. Los meteoritos arden a menudo en la atmósfera, aunque los más grandes pueden alcanzar la superficie. Fenómeno luminoso que se puede observar cuando un meteoroide entra en la atmósfera, comúnmente llamado estrella fugaz.

Meteoro esporádico

Meteoro que no proviene de cualquiera de los radiantes conocidos.

Meteoroide

Fragmento de roca o metal en el espacio.
Un meteoroide que penetra la atmósfera de un planeta se llama meteoro. Los meteoros a menudo se queman en la atmósfera; aquellos que alcanzan la superficie se conocen como meteoritos.

Método de paralaje

A pesar de sus muchas concepciones erróneas sobre la estructura a gran escala del universo, los astrónomos de los siglos XVIII y XIX realizaron muchas observaciones importantes. Entre ellas, las primeras mediciones directas de distancias a estrellas próximas, que tuvieron, en último término, gran importancia en la determinación de la forma de nuestra galaxia. ¿Cómo se puede medir la distancia que hay a un objeto lejano como una estrella sin ir hasta allí? Los astrónomos utilizaron el método del paralaje, que se explica fácilmente si colocamos un dedo delante de los ojos a unos treinta centímetros. Hemos de mirar el dedo sólo con un ojo y luego sólo con el otro. El dedo salta de posición contra el fondo. Conociendo el ángulo que abarca el salto y la distancia de la «línea de base» entre los ojos, podernos calcular geométricamente la distancia de los ojos al dedo. Los astrónomos hacen básicamente lo mismo cuando utilizan este método de paralaje para medir la distancia hasta las estrellas. Usando como base el diámetro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, realizan dos observaciones de la misma estrella con seis meses de diferencia. El ángulo que miden es el «salto» aparente de la posición de la estrella contra un fondo fijo de estrellas más lejanas aún. La observación del paralaje confirmó también claramente el modelo solar copernicano: la Tierra se mueve alrededor del Sol y no al revés.

Métrica de Robertson-Walker

Descripción matemática de las propiedades geométricas de un universo homogéneo e isotrópico. Todas las cosmologías de Friedmann utilizan la métrica de Robertson-Walker.

MeV
megaelectronvolt

Unidad de energía usada para describir la energía total transportada por una partícula o protón.

Microgravedad

Entorno -dentro de una nave espacial en órbita, por ejemplo- de fuerzas gravitatorias muy débiles. Las condiciones de microgravedad en las estaciones espaciales pueden permitir experimentos o procesos de fabricación que no son posibles en la Tierra.

Micrometeorito

Una partícula muy pequeña de material interplanetario, demasiado pequeño para causar un efecto luminoso cuando entra en la atmósfera terrestre.

Micrometeoro

Meteoro del tamaño de un grano de polvo.

Micrómetro

Instrumento que permite medir con gran precisión longitudes o ángulos muy pequeños. Micra.
Dispositivo de que se hallan provistos ciertos instrumentos astronómicos para medir dimensiones en las imágenes visibles en el ocular.

Micrón

Unidad de longitud que equivale a una millonésima de metro.

Microonda

La radiación electromagnética que tiene una longitud de onda larga (entre 1 mm y 30 cm). Las microondas pueden usarse en el estudio del universo, comunicarse con satélites en órbita en la Tierra, y cocinar comida pre-preparada.

Miligal

Unidad de medición gravitatoria. Corresponde a la milésima de un gal.

Mínimo de latitudes medias
Mid latitud trough

Zona de ionización mínima situada alrededor de 60 grados (latitud magnética), que se observa en horas nocturnas.

Mínimo solar
Solar Minimum

Tiempo cuando el círculo solar alcanza su punto más bajo, definido por el valor regular del número de las manchas solares en 12 meses.

Mínimos

Los tiempos en que una estrella variable presenta un brillo mínimo.

Minuto

Se llama minuto a cada una de las 60 partes iguales que forman un grado de círculo o una hora.

Minuto de arco

Unidad de ángulo igual a l/60 de grado (sesentava parte de un grado). Un minuto de arco es el tamaño aparente de una pulga de 1 mm vista a tres metros y medio de distancia. La vista humana, normalmente, no es capaz de distinguir detalles de tamaño aparente inferior a ése (se exceptúan algunas niñas pequeñas).

Minuto segundo

Es cualquiera de las 60 partes iguales que forman un minuto temporal o de círculo.

Minuto tercero

Es cada una de las 60 partes iguales que componen el segundo de círculo.

Miranda

Miranda es un satélite de Urano. Tiene una estructura superficial muy complicada, de origen reciente por la ausencia de numerosos cráteres de impacto. Aparentemente Miranda sufrió una colisión con algún gran cuerpo y una vez despedazada los fragmentos se volvieron a unir.

Modelado fluido

Técnica para simular el comportamiento un objeto celeste no sólido, utilizando un computador y 1os principios de la dinámica de fluidos para seguir el rastro de la materia a través de una malla de celdas.

Modelo de árbol de partículas

Modelo por computador que estudia las interacciones de las partículas mediante una estructura jerárquica tridimensional formada por celdas de diferentes tamaños.

Modelo de aglomeración jerárquica

Modelo de aglomeración galáctica en el que aparecen distintos patrones a distintas escalas de distancia, indefinidamente a escalas cada vez mayores, y donde la densidad «promedio» de materia depende del tamaño del volumen sobre el que se realiza el promedio. En un modelo homogéneo la densidad promedio es independiente de dicho tarnaño.

Modelo de De Sitter

Una solución específica a las ecuaciones cosmológicas de Einstein, descubierta por Wilhelm de Sitter en 1917, en la cual el espacio se expande a una velocidad exponencial, rápida. Esta solución es distinta a las soluciones propuestas por Friedmann y por Lemaître, en las cuales el universo se expande a una velocidad mucho más lenta (una velocidad a la que la distancia entre dos puntos cualesquiera aumenta como algo entre la raíz cuadrada del tiempo y linealmente con el tiempo). Las soluciones tipo de Friedmann y Lemaître se incorporaron al modelo estándar del Big Bang. Modificaciones recientes de este modelo -como el modelo de universo inflacionario- proponen que en sus comienzos el universo atravesó un período de desarrollo exponencial, llamado fase de De Sitter.

Modelo de Friedmann

Una clase general de modelos cosmológicos que suponen que el universo es homogéneo e isotrópico en grandes escalas y que permiten la evolución del universo con el tiempo. La mayoría de los cálculos en el modelo estándar del Big Bang suponen una cosmología de Friedmann.

Modelo de la materia oscura fría

Un importante modelo teórico para explicar la aglomeración de galaxias y otras grandes distribuciones de masa cósmica. Se basa en el modelo del universo inflacionario, supone que el universo es plano y presume que la «masa faltante» se compone de partículas de movimiento lento que se aglomeran fácilmente.

Modelo de red de partículas

Modelo por computación que estudia las interacciones de las partículas dentro de una estructura de malla tridimensional uniforme sobreimpuesta a ellas.

Modelo del Big Bang

Un modelo de la evolución del cosmos que sugiere que el universo se creó hace diez a quince mil millones de años, en un estado de densidad y temperatura extremadamente altas. Según este modelo, el universo se ha estado expandiendo, tornándose menos denso y enfriándose desde su inicio. La observación ha comprobado que todas la galaxias distantes se están alejando de nuestra propia galaxia, como lo pronosticó el modelo del Big Bang.

Modelo del estado estacionario

Teoría alternativa al Big Bang, no muy ampliamente aceptada, que estipula que el universo ha existido siempre, y siempre existirá, en un estado similar al presente.

Modelo del Universo inflacionario

Una reciente modificación del modelo estándar del Big Bang, en la que el universo recién creado atraviesa un breve período de expansión extremadamente rápida (exponencial), después del cual vuelve a la velocidad de expansión más pausada del modelo estándar. El período de expansión rápida comenzó y terminó cuando la edad del universo era aún mucho menor que un segundo, pero proporciona una explicación física a los problemas del horizonte y de la cosmología plana. Asimismo, el modelo del universo inflacionario sugiere que el universo muchísimo más grande que la fracción que nosotros podemos ver.

Modelo del Universo oscilante

Un universo que se expande y se contrae sucesivamente, atravesando diversos ciclos.

Modelo estándar

A finales de la década de 1970, tras importantes descubrimientos experimentales y teóricos, se completó una nueva imagen del micromundo subatómíco. Las unidades básicas de la materia eran los quarks y otras partículas llamadas leptones y gluones. Las interacciones de estas partículas podían explicar, en principio, todas las cosas materiales del universo. Era un gran triunfo en la empresa de comprender la naturaleza. Proporcionaba el instrumento conceptual necesario para entender el Big Bang.
Al modelo matemático que describe esas partículas y sus interacciones se le denomina el «modelo estándar».
El «modelo estándar» de la interacción de partículas subnucleares constituye hoy una unanimidad de este género. Ha sido un éxito desde un punto de vista experimental: ningún experimento lo contradice. Algunos físicos creen que aún no se ha probado adecuadamente. Pero la mayoría lo consideran correcto. El modelo es una teoría relativista del campo cuántico en la que los cuantos se denominan quarks, leptones y gluones: un conjunto de partículas fundamentales. Ello es la idea básica en su esencia.
Los físicos han identificado en la naturaleza cuatro interacciones fundamentales: la interacción nuclear fuerte, las interacciones débiles que provocan la desintegración de los núcleos atómicos y de las partículas cuánticas, la fuerza electromagnética y la gravedad. El modelo estándar aborda tres de estas cuatro fuerzas, la electromagnética, la débil y la fuerte. (La gravedad, que es con mucho la fuerza más débil, y que entraña el problema, hasta ahora no resuelto, de una teoría cuántica que la explique, se excluye explícitamente). En el modelo estándar, cada una de estas tres fuerzas actúa mediante una serie de partículas cuánticas denominadas gluones, que son cuantos de un campo de medida de Yang-Mills. La interacción fuerte actúa mediante una serie de ocho «gluones coloreados», la débil mediante una serie de «gluones débiles» llamados W y Z, y la electromagnética mediante el fotón, la partícula de luz, que es también un gluón. Todos estos gluones interactúan con una serie de partículas denominadas quarks y leptones. Los leptones se caracterizan porque sólo interactúan con los gluones débiles y el fotón y no lo hacen con los gluones coloreados de las interacciones fuertes. Los quarks interactúan con los tres grupos de gluones, pero predominantemente con los gluones coloreados de interacción fuerte. Los gluones ( de glue, en inglés, cola, pegamento), hacen que los quarks los leptones «se peguen». Sin gluones, el universo se despegaría, se desintegraría. Sería un gas de quarks y leptones sin interacción y no sería nada interesante.
El modelo estándar integra limpiamente dos teorías relativistas del campo cuántico, por una parte, la cromodinámica cuántica, una teoría de campo de quarks que interactúan con los gluones coloreados fuertes, y, por otra, el modelo Weinberg-Salam de las interacciones débiles y electromagnéticas unificadas. Unidas, estas teorías de campo pueden explicar, en principio, todo lo que observamos en el mundo material, salvo la gravedad.

Modelo goma

Intenta explicar el universo inflacionario. Una imagen sencilla para entenderlo, en vez del espacio tridimensional curvado del universo real (que es difícil de imaginar), imaginemos el espacio del universo como una línea unidimensional, una línea infinita para un universo «abierto» o un círculo para uno «cerrado». Para delimitar claramente las cosas, supongamos que el universo está cerrado, de modo que su espacio es un círculo. Luego, la expansión del universo vendrá representada por el radio del círculo creciendo y el círculo estirándose como una goma perfectamente elástica. Este es el modelo «goma» del universo.

Modelo hojuela

Formulado por el físico ruso Yarkob B. Zel'dovich, propugna para la formación de galaxias y cúmulos que si hubo un grumo inicial de materia gaseosa, su colapso, debido a su propia gravedad, no sería esféricamente simétrico, como un globo que se deshincha. De este modelo deriva la teoría que afirma que primero se formaron los cúmulos y los supercúmulos, como gigantescos grumos de materia que se fragmentaron después en galaxias.

Modelo mixmaster

Modelo cosmológico no friedmanniano que comienza con un universo altamente anisotrópico y muestra cómo las anisotropía se reducen con el tiempo.

Modelo pancake

Modelo de formación de galaxias en que las primeras estructuras que se condensaron, diferenciándose del fondo uniforme de gas primordial, tenían un tamaño muy grande. Posteriormente, estas grandes masas colapsaron y se transformaron en delgadas capas (pancakes), dividiéndose en diversos fragmentos más pequeños (las galaxias). Una teoría contrapuesta, en ocasiones denominada modelo de aglomeración jerárquica, propone que las primeras estructuras que se formaron eran del tamaño de las galaxias y, a medida que éstas se aglomeraban entre sí por la gravedad, se formaron estructuras cada vez mayores.
Ver Modelo de aglomeración jerárquica.

Modelo Rishon

Elaborado por el físico israelí Haim Harrari que considera que los quarks y leptones estarían formados por dos «rishoners».

Modelo SU(5) o de Georgi-Glashow

es la teoría que fue considerada la más simple de todas las que componen la colección de la GTU. Los 8 gluones coloreados y los 4 gluones electrodébiles se incorporaban como 12 componentes de un campo único de Yang-Mills de 24 componentes; se había logrado, pues, una gran unificación. Esta gran simetría única quedaría luego rota espontáneamente por los campos de ruptura de la simetría de Higgs. El resultado era que 8 de los 24 gluones originales podían identificarse con los gluones coloreados, 4 con los gluones electrodébiles W+, W-, y Z. Otros 12 gluones, llamados gluones X, adquirían una masa enorme, tan grande que probablemente ningún acelerador podría crearlos. Sin embargo, los nuevos gluones X mediante interacción con los leptones y los quarks ordinarios, podían convertir quarks en leptones y viceversa. Por tanto, los gluones X de gran masa desestabilizaban el protón. Una vez más, la gran unificación extrañaba desintegración protónica.
Georgi y Glashow destacaron otra deducción importante de su GTU. El modelo estándar, que no unifica las tres interacciones, tiene 19 parámetros arbitrarios. Uno de ellos, el «ángulo de interacción débil 8», en el modelo SU(5) ya no era arbitrario, sino que se calculaba que era igual a 37,7 grados, como consecuencia de la gran simetría unificadora exacta. Esta predicción significaba un paso hacia la realización del sueño de Einstein de que «no hay ninguna constante arbitraria». Por desgracia, su predicción no coincidía con el valor que habían asignado a este ángulo los físicos experimentales. Muchos creían que el modelo SU(5), aunque plasmaba hermosamente la idea de las GTU, no era una descripción correcta de la naturaleza.

Modelo Weinberg-Salam

el nombre corresponde a sus creadores que utilizando la idea de Higgs en un modelo de teoría de campo de medida de Yang-Mills, llegan por primera vez a unificar dos fuerzas diferenciadas entre las partículas cuánticas: la fuerza electromagnética (que expresaba las interacciones de los fotones con la materia) y la fuerza débil (responsable de la desintegración de las partículas cuánticas).

Modo
Mode

Camino seguido por una onda de radio entre el emisor y el receptor.
El primer modo de propagación es la trayectoria con el menor número de reflexiones para un circuito.

Modo mezclado
mixed mode

A veces, para un radio-enlace en HF, es posible más de un camino de propagación. Habrá diferencias de fase entre los diferentes modos que causarán desvanecimiento por multicamino.

Modo mixto
mixed mode

A veces es posible más de un modo de propagación en un circuito HF. Habrá pequeños retrasos temporales entre los diferentes modos lo cual puede causar la degradación de la calidad de la señal recibida. Puede ser posible determinar los diferentes modos a través de un diseño cuidadoso de las antenas usadas.

Modos de onda de Whistler
Whistler mode waves

Ondas electromagnéticas con polarización derecha causadas por el giro de electrones a frecuencias por debajo de la girofrecuencia del electrón.

Molécula

La más pequeña unidad de un compuesto que retiene las propiedades de esa sustancia. Una molécula puede consistir en un solo átomo o en dos o más átomos unidos entre sí.

Momento angular

Es el momento de un cuerpo rotando en un plano alrededor de un punto. Formalmente es el producto de la masa del cuerpo, el radio de la órbita y el cuadrado de la velocidad angular : m r w2. Como consecuencia de la rotación sobre su eje, la Tierra tiene momento angular rotacional, y en virtud de su movimiento anual alrededor del Sol, posee también momento angular traslacional.

Momento de Planck

En teoría, un instante, a los 10-43 segundos después del Big Bang, tras el cual el universo debió seguir leyes físicas convencionales.

Monopolo eléctrico

Partículas que llevan carga eléctrica. Son muy abundantes.

Monopolo GTU

Pequeñas bolitas teóricas de energía de campo devoradora de neutrones. Un monopolo GTU que muestra toda la historia térmica del universo. Al acercarnos al centro del monopolo, las simetrías rotas se restauran. Fuera del monopolo está el mundo de la simetría rota. Y en su interior se restaura la simetría electrodébil, mientras que en el mismo centro del monopolo, a unos 10-29 cm, se restaura la simetría GTU completa.

Monopolo magnético

Objeto hipotético que podría habitar el micromundo cuántico. Partícula dotada de una sola unidad de carga magnética y que es distinta a todo lo observado.

Monopolo Pac-Man

Partícula teórica de energía de campo devoradora de video puntos en el interior de una estrella de neutrones. Se trataría de un proceso que debería generar rayos X. A partir de los límites calculados de la cuantía de rayos X que emiten las estrellas de neutrones los físicos pueden establecer límites a la posible abundancia de tales monopolos.

Monopolo Pac-Man

Partícula teórica de energía de campo devoradora de video puntos en el interior de una estrella de neutrones. Se trataría de un proceso que debería generar rayos X. A partir de los límites calculados de la cuantía de rayos X que emiten las estrellas de neutrones los físicos pueden establecer límites a la posible abundancia de tales monopolos.

Monóxido de carbono

Compuesto gaseoso cuyas moléculas contienen un átomo de carbono y uno de oxígeno. Fácilmente detectable en el espacio, el monóxido de carbono proporciona a los astrónomos un medio de cartografiar las nubes interestelares que incluyen también polvo y otros gases.

Montura

Soporte mecánico de los aparatos astronómicos.

Montura paraláctica

Es el soporte que permite seguir el movimiento diurno de los astros con un sólo movimiento rotatorio del telescopio, etc.

Montura altazimutal

La montura para telescopios más simple, que permite mover el telescopio arriba o abajo y a derecha o a izquierda.

Montura ecuatorial

Un tipo de montura para telescopios que permite seguir las estrellas y los planetas con un solo movimiento. El eje de la montura está alineado con el eje de la rotación de la Tierra, así cuando lo Tierra gira, la montura gira compensando este movimiento.

Mosca

Constelación austral ubicada entre el Camaleón y la Cruz, que incluye algo menos de 80 estrellas.

Moviento de revolución

Movimiento de un astro del Sistema Solar alrededor del Sol, en general se utiliza para definir el movimiento de un astro alrededor de un centro de masa. (Debe compararse este término con el de rotación).

Movimiento de traslación

Movimiento que realiza la Tierra alrededor del Sol durante 365 días y 6 horas. Provoca las estaciones.

Movimiento directo

Rotación o movimiento orbital en el sentido oeste a este visto desde un lugar por encima del polo norte de un cuerpo primario (por ejemplo en el mismo sentido que la mayoría de los satélites); es lo opuesto a "retrógrado", que sería el movimiento en sentido contrario (este a oeste). También se denomina "movimiento progrado".
El movimiento de rotación progrado de la Tierra hace que, visto desde la superficie terrestre, el Sol y las estrellas parezcan moverse de este a oeste a lo largo del día.

Movimiento diurno

Movimiento cotidiano aparente de rotación del cielo, debido al movimiento de rotación de la Tierra sobre sí misma.

Movimiento geocéntrico

Movimiento aparente de un astro alrededor de la Tierra considerada como centro de observación.

Movimiento medio

Es el movimiento elíptico no perturbado, con velocidad angular uniforme.

Movimiento progrado

Movimiento directo.

Movimiento propio

Movimiento anual angular aparente de un objeto a través del firmamento, indicado como cambio en la posición del objeto con respecto a las estrellas de fondo, que por estar muy alejadas, se pueden considerar fijas en el firmamento. Este movimiento se puede observar en las estrellas más próximas, debido al desplazamiento de éstas y del sistema solar por el espacio, pero debido a las enormes distancias entre las estrellas, se requieren cientos de años para que la posición de una estrella en el firmamento varíe significativamente a simple vista.

Movimiento retrógrado

El bucle aparente hacia atrás (hacia el oeste) en el movimiento de un planeta a través del firmamento durante un periodo dilatado de tiempo, cuando es observado desde la Tierra. Copérnico explicó este movimiento aparente como un efecto de proyección causado cuando la Tierra alcanza o es alcanzado por otro planeta en las conjunciones u oposiciones al describir ambos órbitas alrededor del Sol. El efecto es que observando el movimiento de los planetas en el firmamento (sobre el fondo fijo de estrellas), el planeta realiza un movimiento de bucle hacia atrás, para continuar posteriormente su movimiento directo o normal (progrado).
Para las rotaciones y traslaciones orbitales de los planetas, movimiento opuesto al denominado "Movimiento Directo o Progrado".
El movimiento retrógrado aparente de Marte tal como es visto desde la Tierra es una ilusión, producida por los efectos combinados del movimiento orbital de los dos planetas. La rotación retrógrada de Venus es real.

Movimiento uniforme

Movimiento a una velocidad constante en línea recta sin rotación. El movimiento uniforme es el único tipo de movimiento contemplado por la relatividad especial.

Movimientos en gran escala

Voluminosos movimientos de galaxias distantes que se desvían del flujo de Hubble.

Muón

Leptón cargado análogo a un electrón pero mucho menos estable.


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Nadir

Punto de la esfera celeste diametralmente opuesto al cenit, o sea, hacia abajo, a lo largo de la vertical del lugar.

Nanómetro

Unidad de medida igual a una milmillonésima de un metro.

Nanotesla - (nT)

Unidad de magnetismo igual a 10 x 10-9 teslas, equivalente a 1 gamma (10 x 10-5 gauss).

Navío Argos

Constelación austral ubicada cerca y algo al Oeste del Centauro, bajo el Can Mayor.

Nebula

Nube interestelar de polvo o gas, en algunos casos los restos de una supernova o el cascarón eyectado por una estrella.
Ver Nebulosa.

Nebulosa

Masa de polvo y gas de muy baja densidad en el medio interestelar.
Objeto celeste compuesto por gases enrarecidos, que en el futuro generan estrellas.
Ver Nébula.

Nebulosa brillante de polvo

Ver Nebulosa de reflexión.

Nebulosa de absorción

Nebulosa de la que se capta su silueta cuando absorbe luz procedente desde detrás de ella. Se denomina tambien nebulosa oscura, y suelen ser nebulosas de polvo y gases frios.

Nebulosa de emisión

Nube de gas interestelar que brilla por la radiación que emiten una serie de líneas de emisión. La excitación del gas puede ser por radiación ultravioleta emitida por estrellas inmersas en la nube o por calentamiento debido a otro mecanismos.
Ver Nebulosa fluorescente.

Nebulosa de reflexión

Nebulosa compuesta primordialemnte por polvo y que exhibe un espectro igual al de alguna estrella de su cercanía, por lo que es la reflexión el proceso físico causante de la luminiscencia de la masa de polvo. La estrella relacionada con una nebulosa de reflexión pertenece siempre a una clase espectral no más temprana que la B1, pues de lo contrairo ocurrirían procesos de fluorescencia en el gas que está mezclado con el polvo en la nebulosa. El estudio de la dispersión que sufre la luz de la estrella en las nebulosas de reflexión ha llevado a la conclusión de que las partículas de polvo interestelar están compuestas por silicatos, grafitos y metalosilicatos. Ejemplo de este tipo de nebulosa es la Nebulosa de las Pléyades o Mérope.

Nebulosa difusa

Nebulosa gaseosa sin forma definida. Este tipo pertenece a la clasificación que se hace de las nebulosas gaseosas en planetarias (forma regular) y difusas (forma irregular). Ambos tipos de nebulosas emiten gracias a que sus masas gaseosas son irradiadas por una estrella caliente de clase espectrral no más tardía que B0, aunque un pequeño número de nebulosas difusas no se ha logrado relacionar con estrellas. Las nebulosas difusas se cncentran hacia el plano de la Galaxia, lo que es reflejo dela dsiposición hacia este plano de las estrellas calientes que las condiconan. por su origen las nebulosas difusas están a veces relacionadas con las estrellas que las contienen, las que pueden estar agrupadas en un cúmulo estelar o una asociación estelar. ejemplos de este caso son la Nebulosa de Orión que tiene ue su centro al Trapecio de Orión y la Nebolosa Rosette en la onstelación de Unicornio que contiene un rico cúmulo estelar.
La emisión de la nebulosa se debe a la excitación que provoca en sus átomos la radiación de la estrella o estrellas calientes cercanas, pero éstas no son tan calientes, como las relacionadas con las nebulosas planetarias, por lo que la excitación es menor.

Nebulosa espiral

Ver Galaxia

Nebulosa extragaláctica

Ver Galaxia.

Nebulosa fluorescente

Nebulosa gaseosa brillante que emite fundamentalmente por un proceso de fluorescencia a causa de la presencia de una estrella cercana my caliente. Las nebulosas fluorescentes se dividen en difusas y planetarias.

Nebulosa oscura

Nebulosa no iluminada por ninguna estrella, que aparece como una nube oscura y oculta los astros situados detrás; especialmente rica en polvo interestelar, alejada de toda estrella excitatriz y que constituye una nube absorbente que oculta los astros situados detrás.

Nebulosa planetaria

Objeto galáctico descubierto a finales del siglo XVIII por el astrónomo inglés William Herscel 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.

Nebulosa solar

Gran nube de gas y polvo a partir de la cual se condensaron el Sol y los planetas hace 4.600 millones de años.

Neptuno

Octavo planeta en el Sistema Solar. Planeta gaseoso de color azul. Su masa es de 17.2 veces la terrestre. Su distancia al Sol es de 30.1 unidades astronómicas y su periódo de revolución alrededor del Sol es de 164.8 años. Posee 9 anillos y 8 lunas. Neptuno tiene un gran huracán en su hemisferio sur, se llama la Gran Mancha Azul. Además tiene nubes blancas.
Composición física
- Diámetro ecuatorial: 49.528 km
- Superficie: 7,65 x 109 km2
- Masa: 1,024 x 1026 kg
- Densidad media: 1,64 g/cm3
- Temperatura media: -200 ºC
- Inclinación axial: 29,58º
Características orbitales
- Periodo de rotación: 16,1 horas
- Periodo de revolución: 163,7 años
- Velocidad orbital media: 5,4 km/s
- Distancia media al Sol: 4.495.000.000 km
- Inclinación: 1,76917º
- Exentricidad: 0,00858587
Características Atmosféricas
- Presión atmosférica: >100 MPa
- Hidrógeno: >84%
- Helio: >12%
- Metano: 2%
- Amoniaco: 0,01%
- Etano: 0,00025%
- Acetileno: 0,00001%

Neutrino

Partícula elemental originada en cantidades masivas por las reacciones atómicas nucleares de las estrellas; interactúan muy débilmente con la materia ordinaria, por lo que la mayor parte de ellos atraviesan un cuerpo como si no existiese (incluso un planeta), y por ello son partículas muy difíciles de detectar.

Neutrinos de electrón

Son productos de la interacción de un protón con un electrón.

Neutrinos muónicos

A temperaturas por debajo de 1010 K, se cruza el umbral de producción de muones. Todos los muones y antimuones se desintegran convirtiéndose en electrones, positrones y neutrinos de muón y de electrón. El exceso de carga de los muones puede pasar a los electrones (el electrón es la partícula cargada más ligera y no cuenta con ninguna otra partícula más ligera a la que pasar su carga). Por tal razón, no hay muones que sobrevivan a la matanza muónica. Pero los neutrinos de muón, dado que llevan el número leptónico de muón (cantidad conservada) deben seguir existiendo, aunque dejen ya de interactuar con las demás partículas. Además su densidad numérica es aproximadamente igual a la de los fotones, puesto que es la que era inmediatamente antes de dejar de interactuar.

Neutrinos tauónicos

Dado la cantidad de helio observada en el universo, el neutrino tauónico es uno de los tres clasificados por una diferenciación.

Neutrón

Partícula elemental neutra y de masa similar a la del protón. Es un componente fundamental de los núcleos atómicos. Los isótopos difieren entre sí por el número de neutrones que tienen en el núcleo. Los neutrones tienen una vida media de tan sólo 10 minutos cuando están fuera de un núcleo.

NGC

Sigla utilizada para individualizar los objetos contenidos en el New General Catalogue de objetos celestes, compilado en el siglo pasado. Contiene cerca de 8.000 objetos no estelares.

Nimbo

Círculo que aparece, algunas veces, alrededor de un astro, especialmente del Sol o de la Luna.

Nitidez solar

Medición (para este caso cualitativa) de la apreciación del disco solar para el momento de la observación.

Nivel de energía

Cantidad de energía asociada a una partícula dentro de un átomo o un núcleo. Un incremento en la energía empujará a los electrones a niveles más altos de energía dentro del átomo.

Nivel E
E layer

Región ionosférica diurna controlada por el Sol, a una distancia entre 80 y 150 kilómetros.

Noche

La noche se produce cuando un cuerpo del sistema solar apunta en dirección contraria al Sol. En la Tierra la noche dura aproximadamente 12 horas, cambio en Júpiter 5. Cuando vemos a la la Nueva estamos observando a su lado noche. En astronomía una buena noche significa que no hay Luna y que está despejado.

Nodo

Cualquiera de los dos puntos opuestos en que la órbita de un astro corta la Eclíptica.

Nodo ascendente

Es aquel en que el planeta pasa de la parte austral a la boreal en la esfera celeste.
Ver Nodo boreal.

Nodo austral

Es aquel en que el planeta pasa de la zona boreal a la austral.
Ver Nodo descendente.

Nodo boreal

Es aquel en que el planeta pasa de la parte austral a la boreal en la esfera celeste.
Ver Nodo ascendente.

Nodo descendente

Es aquel en que el planeta pasa de la zona boreal a la austral.
Ver Nodo austral.

Nodos

Puntos en los que la órbita de la luna, de un planeta o de un cometa corta el plano de la eclíptica.

Nombre propio

Nombre con que son conocidas las estrellas más brillantes del firmamento, tales como Altair, Betelgeuse, Sirio, Proción, Antares, ..., nombres que se dieron en la antigüedad a estas estrellas. Tienen nombre propio unas 200 estrellas, aunque actualmente se emplean usualmente solo dos o tres docenas de estos nombres. El sistema actual de nombres de estrellas es el denominado "Designaciones de Bayer".

Nomenclatura latina de las constelaciones

Constelación Nominativo Genitivo
And Andromeda Andromedae
Ant Antlia Antliae
Aps Apus Apodis
Aqr Aquarius Aquarii
Aql Aquila Aquilae
Ara Ara Arae
Ari Aries Arietis
Aur Auriga Aurigae
Boo Boötes Boötis
Cae Caelum Caeli
Cam Camelopardalis Camelopardalis
Cnc Cancer Cancri
CVn Canes Venatici Canum Venaticorum
Cma Canis Major Canis Majoris
CMi Canis Minor Canis Minoris
Cap Capricornus Capricorni
Car Carina Carinae
Cas Cassiopeia Cassiopeiae
Cen Centarus Centauri
Cep Cepheus Cephei
Cet Cetus Ceti
Cha Chamaleon Chamaleonis
Cir Circinus Circini
Col Columba Columbae
Com Coma Berenices Comae Berenices
CrA Corona Australis Coronae Australis
CrB Corona Borealis Coronae Borealis
Crv Corvus Corvi
Crt Crater Crateris
Cru Crux Crucis
Cyg Cygnus Cygni
Del Delphinus Delphini
Dor Dorado Doradus
Dra Draco Draconis
Equ Equuleus Equulei
Eri Eridanus Eridani
For Fornax Fornacis
Gem Gemini Geminorum
Gru Grux Grucis
Her Hercules Herculis
Hor Horologium Horologii
Hya Hydra Hydrae
Hyi Hydrus Hydri
Ind Indus Indi
Lac lacerta Lacertae
Leo Leo Leonis
LMi Leo Minor Leonis Minoris
Lep Lepus Leporis
Lib Libra Librae
Lup Lupus Lupi
Lyn Lynx Lyncis
Lyr Lyra Lyrae
Men Mensa Mensae
Mic Microscopium Microscopii
Mon Monoceros Monocerotis
Mus Musca Muscae
Nor Norma Normae
Oct Octans Octantis
Oph Ophiuchus Ophiuchi
Ori Orion Orionis
Pav Pavo Pavonis
Peg Pegasus Pegasi
Per Perseus Persei
Phe Phoenix Phoenicis
Pic Pictor Pictoris
Psc Pisces Piscium
PsA Piscis Austrinus Piscis Austrini
Pup Puppis Puppis
Pyx Pyxis Pyxidis
Ret Reticulum Reticuli
Sge Sagitta Sagittae
Sgr Sagittarius Sagittarii
Sco Scorpius Scorpii
Scl Scultor Sculti
Sct Scutum Scuti
SCd Serpens Cauda Serpens Caudae
SCp Serpens Caput Serpens Caputis
Sex Sextans Sextantis
Tau Taurus Tauri
Tel Telescopium Telescopii
Tri Triangulum Trianguli
TrA Triangulum Australe Trianguli Australis
Tuc Tucana Tucanae
UMa Ursa Major Ursae Majoris
UMi Ursa Minor Ursae Minoris
Vel Vela Velarum
Vir Virgo Virginis
Vol Volans Volantis
Vul Vulpecula Vulpeculae

Nota. El nominativo se utiliza para nombrar la constelación propiamente dicha. Y el genitivo cuando queremos concretar con una determinada estrella de una constelación.

Nomon

Reloj de sol primitivo, consistente en una simple vara vertical que proyecta su sombra sobre una superficie plana horizontal. Indicador de las horas en los relojes solares más comunes.
Ver Gnomon.

Nona

Estrella que súbitamente adquiere un brillo mayor que el habitual y lo mantiene algún tiempo.

Norma

Constelación austral situada entre Ara y Lupus, junto al Compás.

Nova

Estrella cuya magnitud aumenta bruscamente debido a la inestabilidad de las reacciones nucleares que ocurren en su interior, temporalmente aumenta su luminosidad desde centenares a millares de veces en su apariencia normal antes de retomar su luminosidad original.

Nova clasica

Las novas clásicas son novas que presentan explosion fuertes, pero con intervalos entre explosiones que puede llegar a varios siglos. La luminosidad de la estrella puede aumentar hasta un millón de veces durante la explosión. Se atribuyen a explosiones termonucleares ocurriendo en la superficie de la enana blanca en una variable cataclísmica y debidas a la acumulación del material acretado de la compañera. En estas reacciones el hidrógeno y helio acretados fusionan en cárbono y oxígeno, liberando enormes cantidades de energía. El intervalo entre las explosiones es el tiempo necesario para que la acreción acumule una cantidad suficiente de hidrógeno y helio en la superficie de la enana blanca para producir una nueva explosión.

Nova enana

Las novas enanas son novas que presentan explosiones a intervalos cortos, tipicamente unas semanas. Estas explosiones no son tan fuertes como en las novas clásicas y aparentemente tienen un origen distinto, probablemente debido a alguna inestabilidad en el disco de acreción de una variable cataclísmica.

Nube de Oort

Una nube formada por un enjambre de cometas localizado entre 30.000 y 100.000 Unidades Astronómicas del Sol, y se cree que es el origen de los cometas que se llegan a ver, cuando éstos, por la razón que sea, caen hacia el sistema solar. Se considera que es un resto de la formación del sistema solar, por lo que los cometas que proceden de esta nube deben de estar formados por la materia inicial de la que se formó el sistema solar.

Nube estelar

Una de varias regiones de la Vía Laclea en donde aparecen grandes concentraciones de estrellas.

Nube molecular

Conglomerado de gas y polvo donde se forman las estrellas. En la Galaxia se encuentran distribuidas en el plano. Están compuestas principalmente de hidrógeno molecular y otras moléculas como el CO, su temperatura promedio es de 10ºK.

Nube molecular gigante

Concentración de gas y polvo interestelares de hasta varias docenas de años luz de diámetro.

Nube plateada

Se denomina así al polvo meteórico aglomerado desde 80 a 100 km de altura. Cada una de las partículas de la nube, está recubierta por hielo. Estas nubes, se pueden observar en las noches de verano desde las altas latitudes de la Tierra cerca de la medianoche.

Nubes de Magallanes

Cúmulos estelares visibles a simple vista cerca del polo austral (son dos, llamadas Mayor y Menor respectivamente).

Núcleo
Core

Parte de un cometa que, junto con la cabellera, constituye la cabeza. En los planetas está compuesto normalmente por un material denso y muy caliente, con frecuencia sólido.
Región central de una mancha solar. Concentración de materia en el centro de una galaxia.
Centro masivo de un átomo, compuesto por protones y neutrones y orbitado por electrones.

Núcleo activo galáctico - NAG

Galaxias normales con un agujero negro masivo en su centro que genera y radia enormes cantidades de energía en todas las longitudes de ondas del espectro electromagnético.

Núcleo de un Cometa

Los cometas están constituidos por una parte sólida llamada núcleo y por una parte gaseosa que lo envuelve. El núcleo de los cometas mide unos 20 km de diámetro y está compuesto por hielos entremezclados con rocas. Cuando los núcleos se acercan al Sol sus hielos se evaporan.

Núcleo solar
Core

Región de gran densidad y temperatura situada en el centro del Sol.

Núcleos activos de galaxias

Los núcleos activos de galaxias emiten cantidades excepcionales de radiación cuya fuente no son las reacciones termonucleares. Los cuasares, las galaxias Seyfert y las radio galaxias poseen núcleos activos. Algunos astrónomos piensan que existen hoyos negros en los núcleos activos de las galaxias.

Nucleones

Partículas formadas en la era hadrónica a una temperatura aproximada de 1013K y que, en ese entonces, existieron en cantidades iguales a los fotones. Sin embargo, hoy día, la cantidad de fotones supera a la de nucleones en 400 millones a uno. La fuerza nuclear fuerte afecta los protones y los neutrones por igual (por lo tanto se les da un nombre común, los nucleones). Los electrones, por otra parte, no son todos afectados por esta fuerza. La fuerza nuclear fuerte es de gama muy corta, ya que puede llegar solamente a cerca de 2 x 10-15 m. Dos núcleos que consiguen por lo menos ubicarse juntos a esa distancia pueden entonces ensamblar para formar un nuevo, y más grande núcleo. Este proceso se llama fusión nuclear.

Nucleosíntesis

Formación de elementos químicos mediante reacciones nucleares en el interior de las estrellas.
La producción de núcleos pesados a partir de la fusión de núcleos livianos. Según la teoría del Big Bang, el universo recién creado solamente contenía hidrógeno, el más liviano de todos los núcleos atómicos, puesto que cualquier núcleo más pesado se habría desintegrado en el intenso calor. Todo el resto de los elementos tendría que haberse formado más tarde, en procesos de nucleosíntesis. Se piensa que la mayor parte del helio, el segundo elemento más liviano después del hidrógeno, se formó cuando el universo tenía unos cuantos minutos, y que la mayor parte de los otros elementos se creó mucho después, en reacciones nucleares en los centros de las estrellas.

Nucleosíntesis primordial

Se refiere a la nucleosíntesis de los elementos durante los primeros minutos que siguieron a la Gran Explosión. Se sintetizaron, hidrógeno, helio y litio así como sus isótopos a partir del plasma original.

Número áureo

Número de cada año en el ciclo de Metón. En el ciclo en uso se toma como año 1 a.C. Así, para hallar el número áureo de un año se debe añadir 1 al número indicado por el año de la fecha, dividir por 19 y el resto es el númeo áureo. Si el resto es 0, el número áureo es 19.
Ver Número de oro.

Número de asteroide

Los asteroides reciben un número de serie cuando son descubiertos; no tiene un significado especial excepto que el asteroide N+1 fue descubierto después del asteroide N.

Número de Fiamsteed

Número asignado a una estrella de una constelación dada, atendiendo a la ascension recta en el catalogo de 1725 de John Elamsteed.

Número de manchas solares
Sunspot Number

Indice diario de la actividad solar relacionado con el número de las manchas solares y los grupos de ellas que aparecen en el Sol. Se define como:

R = k (10 g + s )
donde R = actividad solar
s = número de manchas
g = número de grupos de manchas y
k = factor observatorio.

Número de oro

En términos astronómicos, ciclo lunar de diez y nueve años al cabo de los cuales las fases de la Luna vuelven a sucederse en los mismos días del año.
Ver Número áureo.

Número de rotación de Bartel
Bartel's rotation number

Número de serie asignado a períodos de rotación de 27 días de parámetros solares y geofísicos. La rotación 1 en esta secuencia fue asignada por Bartel en enero de 1833.

Número de Wolf
Wolf Number

Variable utilizada para caracterizar la actividad solar. Se le llama también número relativo de manchas solares.

Número Internacional de Manchas Solares

Ver Número de Wolf.

Nutación

Oscilación irregular de débil amplitudes movimiento de precesión del eje de rotación de la tierra. Este movimiento proviene de la presencia de la luna.
En la Tierra, la nutación se superpone al movimiento de precesión, y hace que los Polos de la Tierra se desplacen unos 9 segundos de arco (segmento cerrado de una curva) cada 18'6 años.
El Sol produce otro efecto de nutación de menor relevancia, con un período medio de un año y un desplazamiento polar máximo de 0'55 minutos de arco.


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Objetivo

Parte de un instrumento óptico que concentra los rayos de luz.

Objeto compacto

Un objeto compacto es una estrella de neutrones o un hoyo negro. La densidad de una estrella de neutrones es igual a la de los núcleos atómicos, o sea millones de toneladas por centímetro cúbico. No se conocen las densidades de los hoyos negros pero podrían ser mayores.

Objeto cosmológico

Se llaman así a los cuasares si se interpretan los corrimientos hacia el rojo de sus espectros como indicación de que están a distancias superlejanas.
Ver Ley de Hubble.

Objetos celestes

Los objetos celestes son los cuerpos que pueblan al universo. Existen cuerpos brillantes como las estrellas y las nubes de gas caliente. Existen objetos celestes opacos, que pueden reflejar la luz de las estrellas, como los planetas, satélites y el polvo. Además existe la materia oscura que no emite y absorbe luz.

Objetos del espacio profundo

Categoría de objetos que están mas allá de nuestro Sistema Solar excluyendo las estrellas. En esta categoría estan las Galaxias, nebulosas, cumulos estelares y parecidos.

Oblicuidad

Ángulo entre el eje de rotación del planeta y el polo de su órbita.
Ángulo que forma el plano ecuatorial de un cuerpo astral con su plano orbital.

Oblicuidad de la eclíptica

Es la inclinación del eje de la Tierra respecto a la eclíptica.
La oblicuidad de la eclíptica es de 23°27'.

Observación

Las observaciones astronómicas son la obtención de datos relativos a los cuerpos celestes. Se utilizan satélites y telescopios, según la longitud de onda de la radiación que se desee analizar. Se pueden tomar imágenes de los cuerpos. También se puede descomponer su luz y tomar espectros (como un arco iris).

Observaciones astronómicas

Obtención de datos relativos a los cuerpos celestes. Para lograrlas se utilizan telescopios y satélites, según la longitud de onda de la radiación que se desee analizar. Se pueden tomar imágenes de los cuerpos. También se puede descomponer su luz y tomar espectros.

Observatorio

Un observatorio astronómico es un sitio donde se encuentran los telescopios y demás instrumental auxiliar. En general son en sitios aislados y elevados. Se buscan lugares secos y alejados de la luz de las ciudades.

Ocaso

Puesta del Sol, o de otro astro, al transponer el horizonte.

Occidental

Planeta que se pone más tarde que el Sol.

Ocular

Dispositivo que concentra la luz recibida por el telescopio, en donde uno enfoca.

Ocultación

Cubrimiento de un cuerpo celeste por otro.
Bloqueo de la luz por la intervención de otro objeto; un planeta puede ocultar (bloquear) la luz procedente de una estrella lejana.

Ofiuco

Constelación boreal cercana al Ecuador celeste, unida a la Serpiente y situada entre Hércules (por el Norte) y Sagitario y Escorpión (por el Sur).

Ojo

El ojo es nuestro órgano de la visión. Fué el primer instrumento de observación astronómica del hombre. Galileo se quedó ciego por mirar al Sol directamente.

Oleada
surge

Chorro de material de la región activa que alcanza las alturas de la corona y, entonces, o desaparece o retorna a la cromosfera a través de una trayectoria ascendente.

Olimpiada

Entre los griegos, período de cuatro años que transcurría entre la celebración de dos Juegos Olímpicos sucesivos. Fiestas o juegos que se celebraban cada cuatro años en la ciudad de Olimpia, era la base de cómputo internacional. La primera olimpiada empezó el año 776 A.C., la última se cuenta de 392 a 396 de nuestra era. El tercer año de la vigesimosexta olimpiada corresponde, pues, al año 103 después de la institución de dicho cómputo.

Onda de choque

Región más externa de magnetosfera de un planeta; es el lugar donde el flujo supersónico del viento solar es frenado hasta velocidad subsónica por el campo magnético planetario.

Ondas de superficie

Onda electromagnética que se propagan cerca de la superficie de la Tierra. Varias señales se pierden debido a que la resistencia de la superficie limita el alcance de las ondas en la superficie hasta los 100 Km sobre Tierra y 300 Km sobre el mar para las frecuencias de HF más bajas. Estas longitudes de onda de HF más altas cubren distancias más cortas.

Onda extraordinaria
Extraordinary Wave

Una onda de radiofrecuencia puede partirse en dos componentes de polarización opuestos, en el caso de la física de la ionósfera, el campo geomagnético. La onda ordinaria sigue las leyes de refracción pero no está afectada por el campo magnético. Sin embargo, la onda extraordinaria lo está.

Ondas de radio

Radiación electromagnética con longitudes de onda mayores que 1 mm.

Ondas magnetosonicas
magnetosonic waves

Ondas electromagnéticas de baja frecuencia (cerca de la girofrecuencia del ión), las cuales tiene polarización derecha para propagaciones alineadas con el campo.

Oposición

Alineación aproximada del Sol, de la Tierra y de otro planeta, en la que éste se encuentra en el lado opuesto al Sol, con relación a la Tierra.
Situación en la que un objeto aparece a 180° de otro, usualmente el Sol (la diferencia puede ser o en longitud o en ascensión recta, y se refiere específicamente a una u otra). El Sol, la Tierra y el objeto, se encuentran, entonces, en línea recta, con la Tierra en el medio.

Óptica

Es el estudio de la luz y todos los fenómenos que ella produce.

Órbita

Es la trayectoria que recorre un cuerpo a través del espacio, bajo la influencia de atracción o repulsión de otro cuerpo. En el Sistema Solar, la fueza de gravitación hace que la Luna orbite en torno a la Tierra y los planetas orbiten alrededor del Sol.
Generalmente las órbitas son elípticas, aunque las de los planetas interiores (cercanos al Sol) son circulares. Dentro de un Sistema Solar, los planetas, los asteroides, los cometas y otros objetos de menor tamaño, recorren órbitas elípticas alrededor del Sol, mientras que las lunas lo hacen alrededor de los planetas.
El término también se aplica a la trayectoria de los satélites artificiales y de las sondas espaciales.

Órbita geoestacionaria

Orbita directa, circular, de baja o nula inclinación, en la cual la velocidad orbital de un satélite coincide con la velocidad rotacional de un planeta: de este modo la nave espacial permanece constantemente sobre el mismo punto de la superficie planetaria, y por tanto, para un observador en la superficie del planeta, el satélite siempre está en el mismo punto del cielo. Los modernos satélites de difusión de radio y televisión son geoestacionarios. La órbita geoestacionaria está a unos 36.000 km de altura sobre la superficie de la Tierra.
Ver Orbita geosincrónica.

Órbita geosincrónica

Órbita directa, circular de poca inclinación en la que la velocidad orbital del satélite coincide con la velocidad rotacional del planeta; una nave espacial que siga esta órbita parece que cuelga inmóvil sobre una posición fija de la superficie del planeta.
Ver Orbita geoestacionaria.

Orbital

Que pertenece a las órbitas o se relaciona con ellas.

Oriental

Dícese de los planetas que, levantándose antes que el Sol, son visibles por la mañana por el lado de oriente.

Orión

Gran constelación ecuatorial situada al oriente del Toro y al occidente del Can Menor y del Can Mayor. Tras ella se observa una nebulosa de igual nombre.

Oriónidas

Estrellas fugaces que radian de la constelación de Orión.

Orto

Salida o aparición del Sol o de otro astro por el horizonte.

Osa Mayor

Gran constelación boreal siempre visible, siete de cuyas estrellas parecen formar la figura de un carro sin ruedas, con lanza.
Ver Carro Mayor.

Osa Menor

Gran constelación boreal de forma similar a la Osa Mayor, menor y menos brillante, y la estrella primera de la lanza del carro es la Estrella Polar.

Oscilación

Los astrónomos utilizan la palabra oscilación para referirse a movimientos de va y ven como el del péndulo, pero también a pulsaciones o palpitaciones estelares. Durante las oscilaciones estelares estas se expanden y contraen de manera rítmica.

Otros planetas

Hasta la fecha no se han encontrado otros planetas de dimensiones considerables pertenecientes al Sistema Solar, aunque sí cuerpos menores como Quironte o QB1-1992. En otros sistema estelares se han descubierto gran cantidad de planetas utilizando detectores infrarrojos y técnicas de radio.

Óvalo Auroral
Auroral Oval

Zona alrededor de cada polo geomagnético donde las auroras se producen con mayor probabilidad.
Es una banda ovalada alrededor de cada polo geomagnético que constituye el foco de auroras estructuradas.

OVNI

Siglas de “objeto volador no identificado”. Cualquier cuerpo luminoso que viaje por el cielo es un OVNI mientras no se determine su origen.

Ovoide

Con forma de huevo.


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Palimpsesto

Rasgo circular que aparece sobre las superficies de las oscuras lunas heladas como Ganimedes y Calisto que no presentan el relieve asociado con los cráteres de impacto; se piensa que los palimpsestos son cráteres de impacto donde el relieve topográfico del cráter ha sido eliminado por el lento ajuste de la superficie helada.

Paloma

Constelación austral formada por quince estrellas pequeñas y dos más brillantes.

Parábola

Llamado tambien "sección cónica". Una órbita parabólica es una órbita "abierta", como ocurre con algunos cometas que al tener una órbita parabólica solo pasa una vez alrededor del Sol para después perderse en el espacio.

Paradoja de Olber

Problema propuesto por el físico y astrónomo alemán Heinrich Olber en 1826, aunque ya se había planteado años antes. A grandes rasgos, plantea que si el universo tiene una extensión infinita y está lleno de estrellas, deberíamos verlas allá donde miráramos, en todo el cielo, y éste sería tan brillante como la superficie del Sol. Si esto es así, ¿Porqué en cambio la noche es oscura? Porque la luz viaja a una velocidad infinita. La mayor extensión del universo que nosotros alcanzamos a ver es demasiado pequeña, en proporciones factoriales, para que las estrellas llenen el cielo en la forma sugerida por Olber.

Paralaje

Desplazamiento angular aparente de un objeto debido al cambio de posición del observador. Diferencia entre las posiciones aparentes de un astro en la bóveda celeste según el punto donde se supone observado.

Paralaje anual

Ángulo subtendido desde un objeto, por el semieje mayor de la órbita de la Tierra.
Ver Paralaje heliocéntrico.

Paralaje estelar

Desplazamiento anual aparente de las estrellas cercanas con respecto a estrellas lejanas. El término paralaje estelar se refiere al ángulo de paralaje que es la mitad del desplazamiento angular total.

Paralaje heliocéntrico

Ángulo subtendido desde un objeto, por el semieje mayor de la órbita de la Tierra.
Ver Paralaje anual.

Paralaje trigonométrico

Diferencia entre las direcciones aparentes de un objeto, observado desde lugares distintos. Desde un objeto, es el ángulo subtendido por las líneas que lo unen con dos puntos dados.

Paralelo

Se denomina paralelo a la intersección de la esfera terrestre con un plano imaginario perpendicular al eje de rotación de la Tierra. Sobre los paralelos y el meridide Greenwich (meridiano origen) se mide la longitud que podrá ser este u Oeste. El ángulo formado por un paralelo y la linea ecuatorial se denomina latitud.
Existen cinco paralelos que se corresponden con una posición concreta de la Tierra en su órbita alrededor del Sol:
- Círculo Polar Ártico (latitud 66'5º N).
- Trópico de Cáncer (latitud 23'5º N). Es el paralelo más al Norte, en el cual el Sol alcanza el zénit, ocurriendo en el solsticio de verano.
- Ecuador (latitud 0º N). En el ecuador el Sol culmina en el cénit en el equinoccio de primavera y otoño.
- Trópico de Capricornio (latitud 23'27º S). Es el paralelo más al Sur, en el cual el Sol alcanza el cénit, ocurriendo en el solsticio de invierno.
- Círculo Polar Antártico (latitud 66'5º S).

Parámetro de desaceleración

Parámetro que mide la tasa de disminución de la expansión del universo. La gravedad provoca esta disminución. El parámetro de desaceleración es igual a omega (otro parámetro cosmológico) cuando el universo está dominado por la radiación, aproximadamente los primeros 100 mil años luego del Big Bang, y a l/2 omega cuando el universo está dominado por la materia. Como el parámetro de desaceleración es equivalente a omega (suponiendo una constante cosmológica de cero, como a menudo se hace), determina el desuno final y la geometría espacial del universo. El símbolo para el parámetro de desaceleración suele ser qo.

Parametro L
L parameter

La ecuación de una línea del campo geomagnético es r = L cos2 lambda donde r es la distancia geocéntrica a partir del centro de la Tierra y lambda es la latitud magnética. El parámetro L es la distancia en radios terrestres (RE) desde el centro de la Tierra hasta el punto donde una línea del campo geomagnético cruza el ecuador (lambda = 0). L es útil para identificar líneas magnéticas y cáscaras de deriva magnética.

Par de producción

Proceso físico por el medio del cual un fotón de rayo gamma comúnmente produce, mediante una interacción con el campo electromagnético de un núcleo, un electrón y un antielectrón (positrón). El fotón original desaparece y su energía se convierte en las dos partículas resultantes. En un proceso a la inversa la aniquilación se empareja al crearse dos fotones de rayos gamma producidos por el mutuo aniquilamiento de una pareja de un electrón y un positrón.

Parametro L
L parameter

la ecuación de una línea del campo geomagnético es r = L cos2 lambda donde r es la distancia geocéntrica a partir del centro de la Tierra y lambda es la latitud magnética. El parámetro L es la distancia en radios terrestres (RE) desde el centro de la Tierra hasta el punto donde una línea del campo geomagnético cruza el ecuador (lambda = 0).
L es útil para identificar líneas magnéticas y cáscaras de deriva magnética.

Parsec

Unidad de distancia usada en Astronomía. Un Parsec equivale a 3.2616 años luz (3,0857 . 1016 m). Un parsec es la distancia desde la cual la Tierra y el Sol parecerín estar separados por un ángulo de 1 segundo de arco.

Partícula

Una partícula es una componente fundamental de la materia, la antimateria o de una fuerza, algunos ejemplos son el protón, el positrón y el fotón.
Se considera actualmente que las partículas de materia y antimateria fundamentales son de dos tipos: leptones y quarks, y sus antipartículas los antileptones y antiquarks.

Partícula alfa

Una partícula alfa es un núcleo de helio. Está compuesta por dos protones y dos neutrones. Las partículas alfa son un constituyente importante del viento solar. En el interior de las estrellas se pueden fusionar tres partículas alfa para formar un núcleo de carbono.

Partícula elemental

Una partícula elemental es un fragmento de materia común que sólo puede estar formado por quarks o por leptones.
Las dos clases de partículas elementales actualmente reconocidas son los bosones y los fermiones.

Partícula subatómica

Cualquier partícula más pequeña que un átomo, desde los componentes atómicos como los protones hasta los constituyentes de los protones, los quarks.

Partícula virtual

Partícula de vida extremadamente corta creada de la nada, como permite el principio de incertidumbre. Aunque su existencia es demasiado breve para ser observada directamente, los efectos de esa existencia pueden detectarse.

Paso de un astro por el meridiano

Momento en que el astro parece atravesar exactamente el plano meridiano de un lugar.

Paso por el meridiano central
Central Meridian passage - CMP

Es el paso de una región activa u otro fenómeno a través de la longitud del meridiano que pasa por el centro aparente del disco solar.

Paso superior por el meridiano

Tránsito de un objeto celeste por el meridiano del observador.

Patera

Cráter poco profundo; festoneado y borde complejo.

Pavón

Constelación celeste situada cerca del polo antártico, entre el Octante y la del Telescopio.

Pegaso

Constelación boreal situada cerca de Andrómeda, con abundantes estrellas dobles.

Penachos polares

Pequeñas espigas visibles en la corona solar cerca de los polos del Sol, formadas por gas atraído por el campo magnético del astro.

Penumbra
penumbra

Parte exterior de la proyección de la sombra durante un eclipse de Sol. También es la parte más exterior y caliente de una mancha solar.
Región de la sombra de un planeta o satélite en que hay un ocultamiento parcial de la superficie del Sol.

Pérdida
Loss

Dentro de la ionósfera, se refiere a la salida de los electrones libres de la ionósfera.

Perfil de altura
height Profile

La variación de un parámetro, por ejemplo la densidad de electrones, en función de la altura.

Periapsis

Punto en órbita más cercano a un planeta.

Periastro

El punto de una órbita alrededor de un astro que está más cerca del astro. Si el astro es el Sol, se le llama perihelio; si es la Tierra, perigeo; y, si es otro, periselenio, perijovio, etc.
Ver Apoastro.

Periastrón

El punto de enfoque más cercano de dos de estrellas, como en la órbita de estrellas binarias.

Perigeo

Es el punto en el cual un objeto celeste que gira alrededor de la Tierra, se encuentra a su mínima distancia de nuestro planeta. El punto de distancia máxima es el apogeo.
Cuando la órbita de un cuerpo que gira alrededor de la Tierra es casi circular, no hay gran diferencia entgre el perigeo y el apogeo. En cambio, cando es relativamente elíptica, la distancia es mayor.
Cuando un planeta orbita alrededor del Sol, se utilizan los términos de afelio y perihelio.

Perihelio

Punto de la órbita de un planeta que se encuentra a la mínima distancia del Sol.
Distancia mínima de un planeta hacia el Sol.
Aproximadamente el día 4 de enero, el punto más cercano de la Tierra con el Sol (perihelio), se encuentra a 147.5 millones de kilómetros y sobre el 4 de julio, la Tierra dista del Sol unos 152.6 millones de kilómetros (distancia del afelio).

Período

Es el intervalo de tiempo necesario para completa un ciclo repetitivo. Astronómicamente, podemos diferenciar entre:
- Periodo de revolución: tiempo empleado por un cuerpo celeste en efectuar una vuelta cmpleta de su órbita. Cuanto mayor es la distancia entre un planeta y el Sol, mayor será su periodo de revolución.
- Periodo de rotación: tiempo empleado por un cuerpo celeste en realizar una vuelta completa alrededor de su propio eje. Este periodo es independiente a la distancia entre los planetas y el Sol.

Período de revolución (de un astro)

Intervalo de tiempo transcurridoentre dos pasos consecutivos de dicho astro por un punto cualquiera de suórbita.

Período de rotación

Tiempo empleado por un objeto en dar una vuelta completa sobre su eje.

Período órbital

Periodo comprendido entre dos pasos consecutivos de un satélite por un punto característico de su órbita.

Período Saros

Se llama Período Saros, a un período de 6.585 días, que representa 18 años y 10 ó 11 días, según los años bisiestos que se comprendan, luego de este tiempo, se repiten los mismos eclipses con algunas pocas diferencias. El período Saros, está basado en que grandes diferencias o desigualdades del movimiento lunar y solar se compensan. Período de 223 meses sinódicos correspondiente aproximadamente a 19 años de eclipses o 18,3 años julianos, es el ciclo en el cual los eclipses de Luna y Sol se repiten aproximadamente bajo las mismas condiciones.

Período sideral

Tiempo que tarda un cuerpo en volver a ocupar la misma posición entre las estrellas.

Período sinodico

Para la Luna, el tiempo promedio entre una fase lunar dada y la siguiente fase lunar en el mismo punto que la anterior. También, mes lunar.
Para planetas, el tiempo promedio entre sucesivas oposiciones, conjunciones o cuadraturas.

Perlas de Bailly

Regiones luminosas puntuales, visibles en la orilla de la Luna antes y después de la totalidad de un eclipse de Sol. Son producidas por el paso de la luz del Sol a través de las montañas y los cráteres en el limbo lunar.
Las perlas de Baily son esferitas luminosas visibles en la orilla de la Luna antes y después de la totalidad de un eclipse de Sol. Son producidas por la luz de la fotósfera que brilla a través de las montañas y cráteres de la orilla lunar.

Perseidas

Estrellas fugaces que brillan desde la constelación de Perseo, y suelen verse en agosto.

Perseo

Constelación septentrional cercana y al Este de Andrómeda.

Perturbación

Efecto producido en el movimiento de un cuerpo celeste que gira alrededor de otro por toda fuerza que se añade a la atracción del cuerpo principal.

Perturbación de la Propagación Ionosférica
Travelling Ionospheric Disturbance - TID

Esta es, probablemente, una causa de la concentración focal, o al revés, de las ondas de radio. La perturbación usualmente aparece en las frecuencias más altas y gradualmente afecta a las más bajas. Algunas están asociadas con las tormentas magnéticas y se originan en la zona auroral, pudiendo viajar grandes distancias. Otras parecen estar más localizadas y se originan, dentro de la troposfera, en la metereología local.

Perturbación ionosférica brusca
Sudden Ionospheric Disturbance - SID

Anomalía en la propagación de radioondas de alta frecuencia (HF) debido a cambios ionosféricos que resultan de las fulguraciones solares, eventos protónicos y tormentas geomagnéticas.
Ver Perturbación ionosférica repentina.

Perturbación ionosférica repentina
Sudden Ionospheric Disturbance - SID

Anomalías en la propagación HF a causa de los cambios ionosféricos que resultan por las llamaradas solares, las tormentas geomagnéticas y los eventos de protones.

Perturbación ionosférica viajera
travelling ionospheric disturbance

Este fenómeno es probablemente la causa del enfoque y desenfoque de las ondas de radio. La perturbación generalmente aparece en las frecuencias altas, gradualmente afectando las frecuencias más bajas. A veces son asociadas a tormentas magnéticas y se originan en la zona auroral. Estas pueden viajar grandes distancias. Otras parecen ser más localizadas, originándose en la tropósfera, en condiciones de tiempo local.

Perturbación recurrente
recurrent disturbance

Perturbación por lo general magnética, que se repite en un intervalo de 27 días, el cual es el período aproximado de rotación de algunas formaciones solares.

Perturbaciones

Influencias gravitacionales de un cuerpo astronómico con otro.

Perturbar

Provocar la desviación de un planeta o satélite de su movimiento orbital teóricamente regular.

Pesebre

Cúmulo notable de estrellas de la constelación del Cangrejo.

Peso atómico

Masa de un átomo, aproximadamente igual al número de protones y neutrones en su núcleo.

Peso molecular

Es la fuerza resultante de la atracción gravitacional de una masa por la acción de otra. El peso es mayor cuando el cuerpo que ejerce la atracción es más masivo. Por ejemplo pesaríamos más en Júpiter que en la Tierra pero menos en la Luna.

Pez austral

Constelación austral situada debajo de Acuario (vista desde el hemisferio Norte).

pi

Valor constante del radio del círculo de una circunferencia, que es aproximadamente 3.141593.

Picos en anillo

Elevación central caracterizada por un anillo de picos más que un único pico; los anillos de picos son típicos de los grandes cráteres terrestres por encima de los 50 kilómetros (30 millas) de diámetro.

Pintor

Constelación austral situada entre la Paloma y Dorado.

Pión

Partícula predicha por Hideki Yukawa, en el año 1935. se comporta como mensajera de la fuerza que une a neutrones y protones en el núcleo, y que hoy se conoce como mesón pi, o brevemente pión. Puede tener carga eléctrica positiva, negativa, o ser eléctricamente neutra.

Piscis

Duodécimo y último signo zodiacal, que recorre el Sol aparentemente entre el 18 de febrero y el 20 de marzo.

Plage
Plage

Regiones brillantes que pueden verse en la cromosfera solar.
Forma extendida de emisión de una región activa que existe desde la emergencia del primer flujo magnético hasta la fusión de los remanentes de campos magnéticos muy esparcidos con el medio circundante.
Son la fuente de radiación EUV.

Plagenil
Plagenil

Disco sin manchas, libre de plage de calcio.

Planeta

Cuerpo situado en órbita en torno al Sol. Su brillo procede exclusivamente de la luz solar reflejada. Se aplica a todo cuerpo similar situado en la órbita de una estrella.
cuerpo celeste que tiene una masa suficiente como para tener su propia gravedad y forma rígida de tal forma que asuma un equilibrio hidrostático (próximo a la esfera celeste), que orbite alrededor de una estrella no de un planeta; en tal caso sería un satélite y que ha despejado las inmediaciones de su órbita.
Cuerpo celeste frío que orbita alrededor de una estrella. En el Sistema Solar existen 8 planetas.

Nombre Distancia del sol en millones de km Diámetro(km) Densidad(g/cm3) (Peso especifico) Composición de la atmósfera
El Sol 0 1.392.000 1,41 ?
Mercurio 58 4.835 5,69 no tiene
Venus 107 12.194 5,16 CO2
Tierra 149 12.756 5,52 N2, O2
Luna - 3.476 3,34  no tiene
Marte 226 6.760  3,89 CO2, N2, Ar
Jupiter 775 141.600 1,25  H2, He
Saturn 1421 120.800 0,62 H2, He
Uranio 2861  47.100  1,60 H2, He, CH4
Neptuno 4485 44.600 2,21 H2, He, CH4

Planeta gigantes

Los planetas gigantes o ligeros se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Son planetas constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de la composición de la nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de tipo gravitacional, con un pequeño núcleo y una gran masa de gas en convección permanente.

Planeta inferior

Planetas del sistema solar cuya órbita en torno al Sol se halla dentro de la órbita descrita por la Tierra. Los dos planetas inferiores son Mercurio y Venus.

Planeta Joviano

Cualquier de los cuatro planetas gaseosos más exteriores: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Ver Planetas gigantes.

Planeta superior

Planetas del sistema solar cuya órbita en torno al Sol se halla más alejada que la de la Tierra.

Planetario

Relativo a los planetas. Aparato que representa los planetas del sistema solar, y reproduce sus movimientos.

Planetas enanos

Cuerpo celeste que tiene una masa suficiente como para tener su propia gravedad y forma rígida de tal forma que asuma un equilibrio hidrostático (próximo a la esfera celeste), que orbite alrededor de una estrella no de un planeta; en tal caso sería un satélite y que NO ha despejado las inmediaciones de su órbita y que no es un satélite.
Los planetas enanos que han sido localizados hasta la fecha son: Ceres, Plutón, Caronte y 2003UB313 Ver Planetoide.

Planetas exteriores

Los planetas gigantes, después del cinturón de asteroides, son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, sigue Plutón que es la excepción ya que por sus características se acomoda más a los interiores.
Ver Planetas mayores.

Planetas gigantes

Son los planetas que son de 4 a 7 veces mayores que la Tierra en tamaño y de 4 a 7 veces menos densos que la Tierra, causado por estar formado en su mayor parte por gases. En este grupo estan Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Planetas inferiores

Los planetas Mercurio y Venus; se denominan inferiores porque sus órbitas están más cerca del Sol que la órbita terrestre.

Planetas interiores

Son los planetas comprendidos entre el Sol y el cinturón de asteroides. En su orden son: Mercurio, Venus, Tierra y Marte, planetas duros y sólidos, de pequeño diámetro y baja gravedad, por lo que su atmósfera resulta poco densa y poco extensa. La rotación sobre su eje (día) es larga.
Ver Planetas terrestres.

Planetas mayores

Los planetas gigantes, después del cinturón de asteroides, son: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, sigue Plutón que es la excepción ya que por sus características se acomoda más a los interiores.
Ver Planetas exteriores.

Planetas menores

Otro término para referirse a los asteroides.

Planetas superiores

Los planetas Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón se denominan superiores porque sus órbitas están más alejadas del Sol que la órbita de la Tierra.

Planetas terrestres

Son los planetas más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Todos ellos tienen en común una superficie sólida, a diferencia de los demás del sistema solar, que son planetas de tipo gaseosos.
Ver Planetas interiores.

Planetesimal

Un planetesimal es uno de los cuerpos pequeños en los que se condensó la nube de la cual se formó el Sistema Solar y que más adelante se aglutinó con otros planetesimales para formar a los planetas. Algunos grandes cráteres de Mercurio y la Luna son vestigios de la aglutinación de planetesimales.

Planetoides

Pequeños cuerpos celestes sólidos primitivos a partir de los cuales se forman los planetas.

Planisferio

Mapa estelar que permite mostrar cómo aparecerá el cielo a cualquier hora y cualquier día del año para una latitud geográfica determinada, para la que esté realizado ese planisferio.

Planitia

Anchas planicies que ocupan las tierras bajas sobre las superficies planetarias.

Plano de la eclíptica

El plano en el cual orbita un planeta, idealmente sobre el ecuador celeste.

Plano de la Galaxia

El plano de la Galaxia es la región de la Vía Láctea donde se encuentran las estrellas jóvenes, los brazos espirales y las nubes moleculares, de gas y de polvo. Tiene forma de tortilla, mide unos 50.000 años luz de diámetro y unos 600 de espesor. Rota más rápido en el centro que en la orilla.

Plano elíptico

Plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol; plano del paso aparente del Sol por la esfera celeste.

Planum

Meseta o llanura elevada.

Plasma
plasma

Materia a alta temperatura constituida por partículas cargadas (iones) normalmente generadas por la actividad termonuclear de las estrellas.
Puesto que las partículas de plasma no interactúan de la misma forma que lo hacen las partículas ordinarias de gas, el plasma es considerado un cuarto estado de la materia, junto con el sólido, el líquido y el gaseoso.
Gas ionizado.

Plasmaesfera
Plasmasphere

Parte de la magnetosfera consistente en iones y electrones. Puede ser considerada como una extensión de la ionosfera.
Volumen con forma de toroide en la magnetósfera profunda, que contiene plasma frío y denso de orígen ionosférico (ne > 5 × 102 cm-3. Te es aprox. 5 × 103 K) y corrota con la Tierra. En el plano ecuatorial, la plasmaesfera se extiende hasta unos 4 RE, donde la densidad desciende bruscamente hasta 1 cm-3. Este límite constituye la plasmapausa.

Plasmapausa
Plasmaspause

Es el límite externo de la plasmaesfera. Esta última reside en la magnetósfera y consiste de iones y electrones (podría considerarse una extensión de la ionósfera).

Plasmoide

Objeto móvil consistente en un plasma contenido dentro de una estructura de campo magnético cerrada; por ejemplo, una porción de la magnetocola de la Tierra que se separa de su entorno y se aleja a gran velocidad del planeta.

Plenilunio

Luna llena.

Pléyades

Grupo de estrellas de la constelación Tauro, de las que 7 se ven a simple vista.

Plutón

Plutón dejó de ser considerado como planeta desde el 24 de agosto de 2006 por la Unión Astronómica Internacional, tras una larga controversia, excluyó a Plutón como parte del Sistema Solar. Es menor que la Tierra y el más alejado del Sol, invisible a simple vista.
Esta compuesto principalmente por hielos. Su masa es de 0.0019 veces la terrestre. Está a 39.4 unidades astronómicas del Sol y su período de rotación alrededor del Sol es de 247.7 años. Tiene una luna llamada Caronte que es casi del mismo tamaño que Plutón. La temperatura superficial de Plutón es de -230ºC.
Composición física
- Diámetro ecuatorial: 2.390 km
- Superficie: 17.000.000 km2
- Masa: 1,290 x 1022 kg
- Densidad media: 2,05 g/cm3
- Temperatura media: -225 ºC
- Inclinación axial: 119,61º
Características orbitales
- Periodo de rotación: 6,4 días
- Periodo de revolución: 248 años
- Velocidad orbital media: 4,7 km/s
- Distancia media al Sol: 5.870.000.000 km
- Inclinación: 17,14175º
- Exentricidad: 0,24880766
Características Atmosféricas
- Presión atmosférica: 0 - 0,01 kPa
- Nitrógeno: 90%
- Metano: 10%

Población estelar

Clasificación amplia de estrellas basada en su edad, localización galáctica, composición química, espectro y movimientos.

Poder de resolución

Es la capacidad de un telescopio u otro instrumento astronómico, para registrar detalles en una imagen, por ejemplo, la capacidad que tiene el mismo, para separar estrellas dobles cuando estas se encuentran muy juntas, y mostrarlas como dos puntos luminosos separados. Si el telescopio es de baja resolución, las mostrará como una mancha algo alargada.

Polarimetría

Técnica observacional basada en una relación empírica de la variación, con el ángulo de fase, de la polarización de la luz de los asteroide.

Polarización
polarisation

En un medio ionizado en la presencia de un campo magnético, una onda de radio se divide en dos componentes polarizadas circularmente, cada una propagándose independientemente. En la ionósfera una onda de radio es dividida por el campo magnético de la Tierra en: la onda ordinaria (o) y la onda extraordinaria (x). El reparto de la energía de la onda entre las dos depende del ángulo que la onda hace con el campo magnético. A bajas frecuencias, la onda x es atenuada fuertemente con respecto a la onda o.

Polarización izquierda
left-hand polarization

Sentido de rotación del vector eléctrico para ondas electromagnéticas alineadas con el campo.

Polarización lineal
linear polarization

El vector eléctrico de una onda está confinado a oscilar a lo largo de una línea especificada.

Polo

Cada uno de los dos puntos en los que el eje de rotación de un astro encuentra la superficie del mismo, a los que se llama polo norte o boreal y polo sur o austral.

Polo celeste

Puntos que marcan el norte y sur de la esfera celeste.

Polo magnético

Regiones limitadas en un imán en que el campo del imán es muy intensivo.

Polo Norte celeste

Punto de intersección de la proyección del eje de rotación terrestre (ideal) con el círculo vertical que pasa por la estrella Polar.

Polos celestes

Puntos que marcan el norte y sur de la esfera celeste.
Son los puntos por los que la línea del eje de rotación de la Tierra, corta a la esfera celeste. El movimiento de precesión realizado por el eje de rotación de la Tierra, tiende a desplazar a los Polos.
Las estrellas que coinciden con la posición de los Polos celestes se llaman Polares y son de gran utilidad para la orientación, pues indican el punto cardinal Norte y el Sur.

Pólux

Una de las dos estrellas principales de la constelación de Géminis.

Polvo

El polvo cósmico está formado por partículas sólidas de hielos y piedras, parte del polvo está constituido por cadenas de silicio. El polvo se distribuye en nubes, que impiden ver las estrellas que están por detrás.
El polvo juega un papel crucial en la formación de estrellas y de planetas.

Polvo interestelar

Componente sólido que en forma de granos de muy reducidas dimensiones y junto con las estrellas, el gas interestelar y las partículas de alta energía, constituye las galaxias.

Popa

Constelación austral extensa y brillante situada en la Vía Láctea, entre las del Unicornio y la Quilla.

Poros

Puntos oscuros pequeños en que no se distingue entre sombra y penumbra; se muestran aislados o en grupos y derivan en una mancha o desaparecen en unos días.

Positrón

Un positrón es la antipartícula del electrón, tiene carga positiva (e). Cuando un positrón y un electrón se combinan se aniquilan y se convierten en un rayo gamma, es decir energía. En el universo temprano los fotones se convertían continuamente en pares de positrones y electrones y estos en fotones.

Pozo gravitatorio

Distorsión local del entramado del espaciotiempo cerca de un cuerpo masivo, análogo a un pozo o depresión en una lámina bidimensional.

Precesión

De forma lenta, el movimiento cónico periódico de la rotación axial del eje de un cuerpo.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que presenta un ensanchamiento ecuatorial debido a su rotación. El efecto gravitacional de la Luna y del Sol sobre este ensanchamiento hace que el eje de rotación de nuestro planeta, que está inclinado 23,5 con respecto a la vertical, no esté fijo en el espacio, sino que describa una circunferencia, precisamente como hace el eje de una peonza que gira vertiginosamente.
El movimiento que realiza el eje terrestre al describir esta circunsferencia se llama precesion. La precesión tiene una duración de 25.800 años y el diámetro de la circunferencia descrita por el eje sobre el fondo de la esfera celeste es de 47 grados, es decir, el doble de la inclinación del eje terrestre.
Por efecto de la precesión, esa estrella de referencia alineada con el eje terrestre y llamada Polar cambia; así como cambian las Coordenadas astronómicas de los astros y el punto de intersección entre el plano del Ecuador terrestre y el plano de la órbita terrestre, que se define equinoccio.
Desplazamiento lento de la orientación del eje de la Tierra a lo largo de un período de casi 26.000 años. También se aplica a su efecto sobre la posición de los equinoccios y por consiguiente sobre el sistema de coordenadas de ascensión recta y declinación usado para representar gráficamente las posiciones de las estrellas.

Precesión de los equinoccios

Cambio lento de las posiciones relativas del ecuador y la eclíptica que provoca de año en año su adelanto.

Preones

Hipotéticos objetos más pequeños que los quarks y los leptones.

Presión

Es la relación que existe entre una fuerza que actúa sobre una superficie y el área de la propia superficie. Es decir, es la fuerza por unidad de superficie. En el Sistema Internacional de Unidades, la presión se mide en newton por metro cuadrado.

Presión de radiación

Presión debida a la fuerza que la radiación ejerce sobre un cuerpo. Viendo la radiación como un flujo de fotones la fuerza de radiación está producida por las colisiones de los fotones con la partículas del cuerpo. La presión de radiación es responsable, por ejemplo, de la formación de las colas de gas de los cometas y de los vientos estelares.

Primer punto de Aries

Punto imaginario sobre la esfera celeste donde se intersectan el ecuador celeste y la eclíptica, pasando de declinación positiva a negativa. No existe ninguna estrella en esta posición.

Primer punto de Libra

Punto en que se cortan el Ecuador celeste y la Eclíptica el 23 de septiembre (equinoccio de otoño).

Primera luz

La primera vez que un telescopio nuevo es dirigido hacia las estrellas.

Principio antrópico

La forma débil del principio sostiene que la vida puede existir solamente durante un breve período de la historia de nuestro universo. La forma fuerte del principio antrópico establece que, de todos los valores posibles para las constantes fundamentales de la naturaleza y las condiciones iniciales del universo, sólo una pequeña fracción de ellos permitiría la formación de vida, en cualquier época.

Principio cosmológico

El Principio Cosmológico postula que el Universo debe verse igual independientemente del lugar donde se encuentra el observador, es decir que no existe ningún lugar privilegiado del Cosmos. Este principio es fundamental para las teorías modernas sobre el origen y la evolución del Universo, implica que el Cosmos es homogéneo e isótropico.

Principio de equivalencia

La afirmación de que una fuerza gravitacional es absolutamente equivalente en todos sus efectos físicos a una aceleración general en la dirección contraria. Por ejemplo, una persona dentro de un ascensor en el espacio con una aceleración ascendente de 9,75 metros por segundo sentiría que el suelo ejerce una presión ascendente sobre sus pies exactamente de la misma forma que si el ascensor estuviese detenido sobre la Tierra, donde la gravedad ejerce una presión descendente con una aceleración de 9,75 metros por segundo. El «principio de equivalencia débil» sostiene que todos los objetos, independientemente de su masa o composición, caen con la misma aceleración en presencia de gravedad. El experimento de Eötvös, y otros posteriores y perfeccionados, demuestran el principio de equivalencia débil.

Principio de exclusión

Regla de la mecánica cuántica que dice que dos electrones, neutrones o protones con la misma energía, momento angular y espín, no pueden existir simultáneamente en el mismo átomo. También llamado principio de exclusión de Pauli en honor a su formulador, Wolfgang Pauli.

Principio de incertidumbre

En mecánica cuántica, principio que afirma que es imposible medir simultáneamente de forma precisa la posición y el momento lineal de una partícula.
También llamado principio de incertidumbre de Heisenberg, es un resultado fundamental de la mecánica cuántica que sostiene que la posición y velocidad de una partícula no pueden conocerse simultáneamente con una certeza absoluta. Si se tiene gran certeza de una de ellas, la otra se toma muy incierta. El producto de la incertidumbre en la posición y en el impulso (masa multiplicada por velocidad) es igual a una constante, la constante de Planck. Como para predecir la posición futura de una partícula es necesario conocer tanto la posición inicial como la velocidad inicial, el principio de incertidumbre impide predecir de manera precisa el futuro desde el pasado, aun cuando se conozcan los valores de todas las leyes de la física.

Principio de invarianza coordinada general

Ver Principios relativistas.

Principio de Mach

La hipótesis de que la inercia de los cuerpos, es decir, su resistencias a la aceleración provocada por fuerzas aplicadas, no está determinada por ninguna propiedad absoluta del espacio, sino por los efectos de la materia distante en el universo. De modo equivalente, el principio de Mach propone que la distancia entre marcos de referencia acelerados y no acelerados sean determinados por los efectos de la materia distante.

Principio súbito
Sudden Commencement - SC, or SSC for Storm Sudden Commencement

Un impulso súbito se convierte en principio subito si es sucedido por una tormenta geomagnética. En la mayoría de los casos ocurren casi simultáneamente alrededor del mundo. Se trata de un aumento o descenso abrupto en la componente norte del campo geomagnético.

Principios relativistas

Principios empleados por Einstein en la elaboración de sus teorías de relatividad. Todas las leyes de la física tienen igual aplicación, tanto en el marco local como en aquellos semejantes. Este principio, conjuntamente con el principio de la constancia de la velocidad de luz, constituyen los principios medulares de la relatividad especial.

Problema de la cosmología plana

El enigma de por qué el universo está hoy tan cerca del límite entre abierto y cerrado, es decir, por qué es casi plano. De manera similar, ¿por qué debe la densidad de masa promedio estar hoy tan cerca de la densidad de masa crítica, pero no ser exactamente igual a ella? Si omega comienza siendo superior a 1, debiera aumentar cada vez más con el tiempo; si comienza siendo inferior a 1, debiera reducirse cada vez más. Para que omega esté cerca del 0,1 hoy, unos 10 mil millones de años después del, Big Bang, debió haber estado extremadamente cerca de 1 cuando el universo tenía un segundo. Algunos consideran que este equilibrio exquisito es muy poco probable según el modelo estándar del Big Bang, por lo que los desconcierta el que el universo actual sea casi plano.

Problema del horizonte

El enigma planteado por la observación de que regiones del universo muy distantes entre sí comparten las mismas propiedades físicas, como la temperatura, aun cuando estas regiones estaban demasiado alejadas cuando emitieron su radiación como para haber intercambiado calor y haberse homogeneizado en el tiempo que ha pasado desde el principio del universo. Específicamente, detectamos la misma intensidad de ondas de radio cósmicas (radiación del ruido de fondo cósmico) desde todas las direcciones del espacio, lo que sugiere que las regiones que emitieron dicha radiación tenían la misma temperatura en el momento de la emisión. Sin embargo, en ese momento, cuando el universo tenía unos 300 mil años, aquellas regiones estaban separadas por aproximadamente 50 millones de años luz, lo que sobrepasa con mucho la distancia que la luz o el calor podrían haber recorrido desde el Big Bang.

Proceso triple-alfa

Reacción de fusión, característica de las estrellas gigantes rojas y otras estrellas evolucionadas, en la que tres núcleos de helio, también llamados partículas alfa, se fusionan para generar carbono.

Proción

Estrella muy notable de la constelación del Can Menor.

Promedio horario zenital

El número de meteoros visto cada hora bajo condiciones ideales.

Prominencia
prominence

Formación de la atmósfera solar que aparece como una estructura brillante en la corona por encima del limbo solar y como una un filamento oscuro cuando se ve proyectado sobre el disco solar.

Prominencia activa
Active prominence

Prominencia que muestra movimiento de materiales y cambios de apariencia durante varios minutos de tiempo.

Prominencia eruptiva sobre el limbo
Eruptive prominence on limb - EPL

Prominencia solar que se vuelve activa y se ve ascender desde el Sol.

Prominencia, erupción solar

Erupción de gases caliente por encima de la fotosfera del Sol. Las erupciones solar se pueden ver con más facilidad cerca del terminador, pero algunos son visibles incluso como brillantes corriente sobre la fotosfera.

Prominencia eruptiva sobre el limbo
eruptive prominence on limb - EPL

Prominencia solar que se vuelve activa y se ve ascender desde el Sol.

Prominencia tranquila
quiescent prominence

Prominencia prolongada y en forma de lámina, aproximadamente vertical con respecto a la superficie del Sol.

Prominencias

Nubes de plasma solar (gas incandescente) que sobresalen del limbo. Se observan a simple vista durante los eclipses totales de Sol. Las protuberancias tienen una temperatura menor que la de su medio circundante, la alta cromosfera y la corona. Están controladas dinámicamente por su campo magnético.
Ver Protuberancias.

Propio

Movimiento de todo astro en su órbita o en torno a su eje.

Proporción de fotones a bariones

La proporción del número de fotones al número de bariones en cualquier gran volumen típico de espacio.

Proporción de masa de luz - (M/L)

La relación de la masa total de un sistema físico a la cantidad de radiación producida por ese sistema. La masa que no produce radiación de ningún tipo a menudo puede detectarse por medio de sus efectos gravitacionales. Los sistemas con una gran cantidad de esta materia oscura tendrían una alta proporción de masa a luz.

Proporción de materia a antimateria

La relación de la masa en partículas a la masa en antipartículas. Para cada tipo de partícula existe una antipartícula. El positrón, por ejemplo, es la antipartícula del electrón y es idéntico a él, excepto por su carga eléctrica, que es la opuesta. Las abundancias de partículas y antipartículas no deben ser necesariamente equivalentes. Pareciera que nuestro universo se constituye casi totalmente de partículas, y no de antipartículas, aunque no existe una diferencia fundamental entre los dos tipos de materia.

Proporción de partícula a antipartícula

Lo mismo que proporción de materia a antimateria.

Proposición «sin bordes»

Una condición inicial (o condición límite) para el universo propuesta por Stephen Hawking y James Hartle. Estos reformularon las matemáticas de la relatividad general reemplazando el tiempo por una coordenada semejante al espacio, con lo que el universo aparece como si tuviese cuatro dimensiones de espacio en lugar de tres dimensiones de espacio y una de tiempo. (En una formulación de este tipo, el «tiempo» pierde su significado usual.) Hawking y Hartle sugieren que la geometría de esta representación del universo debería ser análoga a la geometría de la superficie de una esfera, es decir, una forma sin bordes. Al traducirla al tiempo y el espacio ordinario, esta condición límite sugerida toma la forma de una condición inicial específica para el universo. La proposición sin bordes se formula mediante un cálculo de la mecánica cuántica del comportamiento del universo primitivo, aunque dichos cálculos están incompletos por la carencia de una teoría intrínsecamente coherente de gravedad cuántica.

Prostaféresis

Diferencia entre la anomalía media y la auténtica de un astro.

Protoestrella

Estadio evolutivo inicial de una estrella en la que aún no han comenzado las reacciones de hidrógeno, y la luminisidad que presenta es a cuenta de su contracción por fuerzas gravitacionales. Una protoestrella se forma cuando una nube de gas y polvo está bajo un colapso gravitacional y la densidad ha alcanzado un valor tal que el calor producto de la compresión no puede ser radiado con la misma rapidez con que se genera. Entonces el núcleo se hace opaco a la radiación y alcanza el equilibrio hidrostático.
En nuestra Galaxia se conocen actualmente varias decenas, y las observaciones en el infrarrojo han permitido detectarlas en la Gran Nube de Magallanes.
Regiones muy densas (o descorazonadas) de nubes moleculares donde existen estrellas en proceso de formación.

Protogalaxia

Nube de hidrógeno aproximadamente redonda a partir de la cual se forma una galaxia; tiene unas treinta veces el tamaño de una galaxia madura.

Protón

El protón es una partícula elemental masiva con carga positiva, es uno de los constituyentes fundamentales del átomo. El átomo de hidrógeno tiene un protón en el núcleo. El protón a su vez está constituido por tres quarks.

Protoplaneta

El precursor de un planeta durante el proceso de acreción que puede finalizar en la formación de un planeta. El polvo que rodea a algunas estrellas tiene todas los atributos necesarios para la formación de un sistema protoplanetario.

Protosol

En teoría, materia gaseosa en el centro de la nebulosa solar, mantenida unida por su propia atracción gravitatoria, que se encogió y comprimió para convertirse en el Sol hará unos 4.500 millones de años.
Masa cósmica que engendró a un sistema planetario.

Protuberancia

Gran esfera de estrellas en el centro de una galaxia espiral.

Protuberancia solar
Solar prominences

Filamentos observables en el contorno solar.

Protuberancias o prominencias

Nubes de plasma solar (gas incandescente) que sobresalen del limbo. Se observan a simple vista durante los eclipses totales de Sol. Las protuberancias tienen una temperatura menor que la de su medio circundante, la alta cromosfera y la corona. Están controladas dinámicamente por su campo magnético.

Puente

Filamento de estrellas que se extiende entre dos galaxias, y que puede ser resultado de la interacción de dichas galaxias.

Puente luminoso
light bridge

Línea brillante observada en luz blanca, que penetra o cruza la zona de sombra de una mancha solar y es una señal inminente de división o disolución en la región.

Puesta de Sol

Momento en que el limbo superior del Sol desaparece bajo el horizonte del observador.

Pulsar

Es una estrella muy densa y en rápida rotación en torno al propio eje que emite un haz de ondas electromagnéticas visible desde la Tierra sólo cuando la emisión se dirige hacia nuestro planeta (como si fuera el haz luminoso de un faro).

Pulsar binario

Un pulsar binario es un par de estrellas pulsares que giran alrededor de su centro de masa, formando un sistema doble. El primer sistema descubierto es PSR1913+16.

Punto antipodal

Es el punto que está directamente en la cara opuesta de un planeta: Son sus antípodas.

Punto Aries

Punto de la órbita terrestre en la que tiene lugar el equinoccio vernal o de primavera.
Ver Equinoccio vernal.

Punto caliente

Centro de un vulcanismo persistente, se cree que es la expresión en superficie de la ascensión de un penacho caliente en el interior del manto terrestre.

Punto estacionario

Posición en la cual la razón de cambio de la ascensión recta de un planeta es, momentáneamente, nula.

Punto Lagrangiano

Una de las soluciones al problema de los tres cuerpos descubierto por el matemático francés Lagrange en el siglo XVIII. Los dos puntos lagrangianos estables, L4 y L5, están en la misma órbita que el cuerpo primario, adelantado y atrasado respectivamente un arco de 60 grados.

Punto Libra

Punto de la órbita terrestre en la que tiene lugar el equinoccio otoñal.
Ver Equinoccio vernal.

Punto radiante

Punto del cielo desde el que parecen diverger los meteoros de una lluvia de estrellas.

Punto vernal

Punto de intersección de la eclíptica y el ecuador celeste, en el que el Sol franquea el equinoccio de primavera.

Puntos conjugados
Conjugated points

Sob dos puntos en la superficie terrestre, en extremos opuestos de una línea de campo magnético.

Puntos de Lagrange

Lagrange mostró que tres cuerpos pueden encontrarse de modo estable en los vértices de un triángulo equilátero que rota en un plano. Si uno de los cuerpos es suficientemente masivo comparado con otros dos, entonces la configuración es aparentemente estable: los cuerpos que se encuentran en esta situación son llamados Troyanos. El vértice delantero del triángulo es conocido como punto de Lagrange L4; el vértice posterior del triángulo se denomina punto de Lagrange L5. Puntos colineales con los otros dos cuerpos se denominan L1, L2 y L3 y son zonas de equilibrio inestable, empleados a veces por sondas espaciales para mantener una posición fija y estable respecto a la Tierra.
Ver Puntos de libración.

Puntos de libración

Puntos invisibles de fuerzas de gravedad equilibradas, o de liberación, dentro de cualquier sistema de dos cuerpos (como la Tierra y la Luna), giran a medida que gira el sistema sobre su centro común de masas. Se reconocen cinco puntos con las siguientes siglas: L1, L2, L3, L4, y L5. El L1 se ubica sobre el lado interior del segundo cuerpo; L2 sobre el lado externo del mismo cuerpo, y L3 se halla sobre el lado ulterior externo del cuerpo primario. L4 y L5, llamados puntos Trojanos, yacen sobre la órbita del cuerpo secundario y alrededor del primero, sesenta grados adelante y detrás del segundo cuerpo respectivamente.
Los puntos L1 a L3 son inestables; cualquier perturbación afectará incluso a una minúscula partícula haciéndola rodar a los pozos del primer o segundo cuerpo. L4 y L5 son los puntos de equilibrio estable, siempre que la masa del cuerpo secundario sea menor en 1/25,96 de la del cuerpo primario.
Ver Puntos de Lagrange.

Puntos equinocciales

Son los dos puntos del mapa de las estrellas donde se cortan el ecuador celeste y la eclíptica. En la figura de la página Mapa de las constelaciones son los puntos donde se cruzan la línea roja y la amarilla.

Puntos Langranianos

Cinco puntos en el plano orbital de dos cuerpos masivos en órbita circular alrededor de un centro de gravedad común, donde un tercer cuerpo puede quedar en equilibrio.


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QB1-1992

Es un cuerpo de 200 km de diámetro que órbita alrededor del Sol más allá de la órbita de Plutón. Podría ser el núcleo de un cometa perteneciente al llamado Cinturón de Kuiper que aloja cientos de núcleos cometarios.

Quásar

Objeto extragaláctico muy distante que se caracteriza por un espectro con líneas anchas de emisión, un alto corrimiento al rojo (por ende grandes distancias) y una apariencia estelar. Se cree que son núcleos de galaxias tremendamente luminosos donde la energía se obtiene por materia que se precipita a un hoyo negro supermasivo.

Quarks

Una de las dos familias (la otra famiilia siendo la de los Leptones) de partículas fundamentales de la materia, comprendiendo seis partículas: u, d, s, c, b, t.

Quásar

Objeto cuyo espectro se caracteriza por una gran desplazamiento hacia el rojo. Suelen ser radiofuentes poderosas y a menudo variables en óptica y en radio. Se piensa que son objetos extragalácticos situados a distancias muy grandes, tal vez, núcleos de galaxias especialmente luminosas.

Quieto
quiet

Palabra usada para denotar niveles de actividad solar con menos de un evento cromosférico por día.
Palabra usada para denotar niveles de actividad magnética tal que Ap < 8 .

Quilla

Constelación austral extensa situada entre las del Camaleón y la Vela, junto al ecuador de la Vía Láctea, con estrellas brillantes.

Quincuagésima

Domínica (domingo) que se precede a la Cuaresma.

Quironte

Quironte es un cuerpo del Sistema Solar que se traslada alrededor del Sol y cuya órbita pasa entre las de Saturno y Urano. Se descubrió en 1977. Su período de translación es de 49 años. Podría ser un asteroide extraviado. Mide unos 200 km de diámetro.


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Rad

Medida suplementaria de unidad angular del SI, definida como el ángulo central de un círculo, cuyo valor del arco es igual al radio del círculo.

Radar

Es un instrumento que determina la distancia, posición y otras características físicas peculiares de un objeto lejano. Su nombre surge de Radio Detection and Ranging (radio-determinación y medida de las distancias).
Está compuesto por una antena direccional que emite un haz de ondas electromagnéticas enviadas contra un determinado objeto, donde este último las refleja hacia atrás. Las ondas de retorno son captadas por un receptor apropiado y entonces analizadas con el fin de obtener la información deseada.
El principio de funcionamiento de un radar es similar al de un reflector óptico que ilumina un objeto distante para permitir fotografiarlo; la diferencia estriba en que el haz de ondas emitidas por el radar está compuesto por radiaciones electromagnéticas invisibles, que tienen la capacidad de atravesar nubes y proporcionarnos la información con cualquier condición meteorológica. Además, puede alcanzar objetivos muy distantes.

Radar de apertura sintética

Sistema de captación de imágenes que usa el efecto Doppler para aumentar la resolución efectiva.

Radiación

Es un flujo de partículas o fotones; estos últimos son paquetes de energía que constituyen la radiación electromagnética y que viajan a la velocidad de la luz.
Podemos conocer las propiedades físicas del universo gracias a las radiaciones que emiten los cuerpos. La radiación se suele producir a través de ondas o partículas.
La radiación de partículas también puede ser ionizante si tiene suficiente energía. Algunos ejemplos de radiación de partículas son los rayos cósmicos, los rayos alfa o los rayos beta.

Radiación antirradiante

Un tipo único de radiación cuyo espectro y otras propiedades se caracterizan en su totalidad en términos de una sola cantidad, la temperatura. La radiación antirradiante se produce después de que un grupo de partículas y fotones llega a un estado de equilibrio térmico entre sí, en el cual cada reacción entre las partículas se compensa por la reacción contraria, de modo que el sistema como un todo ya no sigue cambiando. En esta situación, todas las partes del sistema, incluyendo la radiación, han llegado a la misma temperatura. La radiación antirradiante se produciría, por ejemplo, dentro de un homo que se mantuviera a temperatura constante y cuya puerta permaneciera cerrada durante largo tiempo.

Radiación ciclotrón

Radiación emitida cuando los electrones aceleran en trayectorias en espiral dentro de un campo magnético.

Radiación continua

Radiación electromagnética que es emitida en una distribución suave con la longitud de onda, ya sea por procesos térmicos o no-térmicos. Por definición no posee detalles espectrales como líneas de absorción o emisión.

Radiación cósmica de fondo

radiación descubierta en el espacio en 1965. Su frecuencia oscila en la zona de las microondas de radio entre 3 x 108 a 3 x 1011 Hz. Se cree que corresponde a los fósiles de la radiación cósmica que se generó en los momentos de la gran explosión primigenia y, a causa de la expansión del universo, la radiación de fondo cósmico se ha venido enfriando hasta 3°K. A menudo denominada simplemente radiación de fondo, o radiación cósmica de microondas, es un penetrante baño de ondas de radio que provienen de todas las direcciones del espacio. Según la teoría del Big Bang, esta radiación se produjo por las colisiones de las partículas cuando el universo era mucho más joven y caliente, y llenó el espacio de manera uniforme. Las colisiones entre la radiación y la materia cesaron cuando el universo tenía una edad aproximada de 300 mil años; desde entonces, la radiación cósmica de fondo se ha estado dispersando libremente por el espacio. Hoy tiene la forma de ondas de radio.

Radiación de Cherenkov

Radiación emitida por una partícula que se mueve a través de un medio a casi la velocidad de la luz. Los rayos cósmicos de altas energías producen radiación de Cherenkov, visible como una débil luz azul, cuando golpean la atmósfera de la Tierra.

Radiación de fondo

El "resplandor" latente resultante del Big Bang, la formación del Universo. Este resplandor se manifiesta como una radiación de fondo aproximadamente constante en cualquier zona del Universo, con una temperatura equivalente de unos pocos grados Kelvin. Se aprecia en la banda de microondas, y corresponde a una edad del Universo de unos 300 mil años después del "Big Bang", cuando aún no se habían formado las primeras estrellas y galaxias.
También denominado "Fondo Cósmico de Microondas", CMB.

Radiación de fondo de rayos X
X-ray background

Promedio diario del flujo de radiación de fondo de rayos X en el rango que va de 1 a 8 angstroms. Hay un mínimo de mediodía diseñado para reducir los efectos de las fulguraciones.

Radiación de Hawking

Steven Hawking demostró, en el año 1974, que las partículas cuánticas (la radiación de Hawking) se producen en el horizonte de sucesos como la superficie de un agujero negro.
Pares de partículas-antipartículas virtuales se cree que constantemente están siendo creadas en un vacío del espacio. Ocasionalmente, un par de ellas podría crearse afuera del horizonte de sucesos de un agujero negro. En ello, hay tres escenarios posibles:

  1. ambas partículas sean capturadas por el agujero negro;
  2. ambas escapen de la engullición del agujero;
  3. que escape una de las partículas mientras la otra es capturada.
Los dos primeros casos están sujeto a nuestro conocido principio de incertidumbre; el par virtual de partícula-antipartícula se recombinan y su energía es dispersada por el vacío.
Para los objetivos propuestos, es el tercer caso el que nos interesa. Ha escapado una de las partículas (hacia la infinidad), mientras que la otra ha sido capturada por el agujero. La prófuga llega a ser verdadera y puede ser reconocida su existencia por observadores distantes. Pero la partícula capturada sigue siendo virtual. Esto es explicable de la siguiente manera: El potente campo gravitatorio colindante con la superficie del agujero podría crear espontáneamente una partícula y su antipartícula. Las teorías del campo cuántico de las partículas elementales establecen precisamente similares procesos de creación, comprobados en laboratorio. Una partícula del par creado cae en el agujero (se pierde para siempre), mientras la otra escapa hacia la infinidad y puede aniquilarse con otra partícula en su fuga, convirtiéndose en radiación pura. A la radiación liberada se le denomina «radiación de Hawking».
La demostración sobre la radiación de los agujeros negros es el gran descubrimiento de Hawking y es un tour de force,porque fue la primera vez en que se utilizaron las leyes de la mecánica cuántica en conjunción con la relatividad general para revelar un nuevo fenómeno, quizás el más profundo y misterioso, absolutamente de frontera. Según esta teoría, los agujeros negros no son totalmente negros, sino que emiten algún tipo de radiación. El gran enigma es saber si esa radiación al ser emitida entrega otra vez al espacio exterior información sobre el agujero negro, información que el mismo se había tragado. Para ahondar sobre las características de la información de los agujeros negros.

Radiación de un cuerpo de negro

Resplandores de radiación a frecuencias particulares distribuidas a través del espectro y generadas por cuerpos negros que son eficientes eyectores y absorbedores de calor. Para los físicos, antes de la aparición de la mecánica cuántica, ello le era difícil de entender.

Radiación electromagnética
Electromagnetic radiation

Radiación asociada a campos eléctricos y magnéticos oscilantes que se propaga en el espacio y que lleva energía. La radiación electromagnética comprende todas las longitudes de onda y frecuencias posibles. En particular las ondas de luz corresponden a la radiación visible. El fotón es la partícula asociada a la radiación.

Radiación infrarroja

Radiación electromagnética de longitud de onda mayor que la visible que va desde 7000 Angstrom hasta 1 mm.

Radiación libre-libre

Radiación emitida por un electrón cargado negativamente cuando su movimiento libre a través del espacio se ve frenado por la atracción de un ión cargado positivamente.

Radiación sincrotrón

Radiación electromagnética característica producida por partículas cargadas (tales como electrones) que se mueven a alta velocidad (una fracción apreciable de la velocidad de la luz) en un campo magnético. Cuanto más rápido se mueven los electrones, más corta es la longitud de onda de la radiación. La emisión sincrotrón se observa en las explosiones y remanentes de supernovas, radio galaxias y púlsares.

Radiación sincrotrónica

La radiación electromagnética que se genera en el vacío cuando los electrones de energía muy alta encuentran campos magnéticos.

Radiación térmica

Energía electromagnética producida por los procesos relacionados con el calor.

Radiación ultravioleta
ultraviolet radiation - UV

Radiación de la inmediatamente más corta longitud de onda que la luz visible, entre 5 y 400 nanómetros. La ultravioleta extrema (EUV) y los rayos X tienen longitud de onda más corta de nuevo.

Radiación Ultravioleta extrema
Extremw Ultraviolet Radiation

Radiación electromagnética con una longitud de onda situada en la porción del extremo ultravioleta.

Radiación X

Radiación intermedia en longitud de onda entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma. Puesto que los rayos X son absorbidos por la atmósfera, la astronomía de rayos X se realiza desde el espacio.

Radiactividad

La radiactividad (o radioactividad) es el proceso natural por el cual núcleos de elementos pesados se descomponen en núcleos de otros elementos mas ligeros, partículas subatómicas y rayos gama.
El fenómeno fue descubierto en 1896 por el físico francés Antoine Henri Becquerel al observar que las sales de uranio podían ennegrecer una placa fotográfica aunque estuvieran separadas de la misma, por una lámina de vidrio o un papel negro.

Radial

Movimiento que tienen ciertos astros en la dirección del rayo visual, acercándose o alejándose de la Tierra.

Radiante

Area del cielo de la que "parecen" provenir (por un efecto de perspectiva) los meteoros pertenecientes a una misma lluvia.

Radical hidroxilo

Molécula formada por un átomo de hidrógeno y un átomo de oxígeno. Esta molécula interestelar fue la primera en ser identificada por la radioastronomía en 1963.

Radio

Forma menos energética de la radiación electromagnética, que posee la frecuencia más baja y la longitud de onda más larga, y es producida por las partículas cargadas que se mueven en distintos sentidos; la atmósfera de la Tierra es transparente para transmitir en longitudes de ondas desde unos milímetros a sobre veinte metros.

Radio de Schwarzschild

Radio del horizonte de sucesos en el que la masa de un cuerpo puede llegar a ser comprimida para formar un agujero negro.
La distancia entre la singularidad central y el horizonte de eventos de un agujero negro. La longitud del Radio de Schwarzschild depende de la masa del agujero negro. Nada de lo que está dentro del radio puede escapar del agujero negro.

Radio galaxia

Una radio galaxia es un conglomerado estelar que produce cantidades considerables de ondas de radio. Una de cada millón de galaxias es una radio galaxia. La radio emisión se produce cuando electrones del gas ionizado se mueven en la presencia de campos magnéticos.

Radio gravitacional

Ver Horizonte de sucesos.

Radio lóbulo

Enorme extensión de plasma altamente luminoso a las longitudes de onda de radio y otras y emitida por el núcleo de una radiofuente extragaláctica.

Radio orbital síncrono

Radio orbital con el que el período orbital de un satélite es igual al período rotacional de un planeta. Un satélite síncrono con una inclinación nula (el mismo plano que el ecuador del planeta) permanece fijo en el cielo desde la perspectiva de un observador sobre la superficie del planeta. Estas órbitas se utilizan comúnmente para los satélites de comunicaciones.

Radioaltímetro

Instrumento que determina la altitud enviando ondas de radio desde la superficie inferior y midiendo el intervalo hasta su regreso.

Radioastronomía

Rama de la astronomía que tiene por objeto el estudio de la radiación radioeléctrica de los astros.

Radioestrella

Emisor cósmico de radiaciones que puede ser una galaxia, una nebulosa o una estrella, que se identifica mediante las ondas que difunde.

Radiofuente

Área del cielo emisora de radiación radioeléctrica.

Radiofuente doble

Galaxia activa consistente en dos radiolóbulos que flanquean una galaxia elíptica.

Radiogalaxia

Fuente de emisiones de radio asociadas con una galaxia identificada ópticamente; normalmente una galaxia activa.

Radiointerferómetro

Instrumento para examinar las fuentes de ondas de radio mediante el uso simultáneo de dos o más telescopios separados. Los interferómetros producen esquemas de ondas que se superponen a causa de la radiación; estos esquemas son estudiados para determinar la longitud de onda y el diámetro angular de la fuente emisora.

Radiometría

Técnica de medida de diámetros, y más recientemente incluso de formas, basado en la reflectividad de los asteroides.

Radiómetro

Dispositivo que mide la intensidad de la radiación.

Radioondas

Forma menos energética de radiación electromagnética, con la frecuencia más baja y la longitud de onda más larga.

Radiotelescopio

Aparato receptor utilizado en radioastronomía. Un radiotelescopio es una, o una serie de antenas que se utilizan para detectar emisión de radio proveniente del espacio. Gracias a los radiotelescopios se han detectado innumerables radiofuentes así como la radiación de fondo que permea al universo. La radioantena captura las ondas como un embudo y las enfoca.

Ráfaga

Una ráfaga o fulguración es una erupción violenta de materia de la superficie del Sol o de otra estrella. Las ráfagas son especialmente visibles en la luz roja producida por los iones de hidrógeno.

Ráfaga de Rayos X
X ray Burst

Intensificación temporal de la emisión de rayos X del Sol. El perfil tiempo-intensidad de las ráfagas de rayos X es similar al de la línea H-alpha de una llamarada asociada.

Rayo cósmico
Cosmic ray

Rayos electromagnéticos de extremada alta frecuencia y energía; los rayos cósmica interactúan usualmente con los átomos de la atmósfera antes de alcanzar la superficie terrestre. Algunos rayos cósmico proceden del exterior del sistema solar mientras que otros son emitidos por el Sol y pasan a través de agujeros que se forman en la corona.

Rayo v