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Hilo de astronomia
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HermesM
demiurgo foril
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Registrado: Feb 12, 2004
Mensajes: 13127

MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 5:59 pm    Asunto: Responder citando

..y ya que estamos, vamos a terminar con el Catálogo Messier.

M101, Galaxia del Molinillo, en Osa Mayor:


M102, Otra Galaxia en Osa Mayor:


M103, Cúmulo Abierto en Cassiopea:


M104, la conocidísima Galaxia del Sombrero, en Virgo:


M105, Galaxia Elíptica en Leo:


M106, Galaxia Espiral en Canes Venatici:


M107, Cúmulo globular en Serpentario:


M108, Galaxia espiral en Osa Mayor (Ésta también la ví el martes pasado)


M109, Otra Galaxia espiral en Osa Mayor:


M110, Galaxia Elíptica en Andrómeda:


y con esta serie terminamos el catálogo.
Más adelante colgaré más imágenes, que no termina aqui la cosa.
_________________

http://www.youtube.com/watch?v=CDAWszeZtNg
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HermesM
demiurgo foril
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Registrado: Feb 12, 2004
Mensajes: 13127

MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 6:35 pm    Asunto: Responder citando

Observación de Estrellas Dobles

Un elevado número de estrellas no están aisladas; forman sistemas dobles o -con menor frecuencia- múltiples. La observación de estos astros es gratificante: al observarlas a través del telescopio se pueden notar sutiles diferencias de colores, más que en cualquier otro tipo de observación. Por otra parte, la realización de estudios sistemáticos, para los que no se necesita un instrumental complejo, permite la obtención de datos físicos sobre estos sistemas, como por ejemplo una estimación de las masas de las estrellas que lo forman.

La estrella más brillante de la pareja recibe el nombre de primaria. A la menos brillante se le denomina secundaria.

Tipos de estrellas dobles

Desde el punto de vista de los aficionados, por estrella doble se entiende una pareja de estrellas que están muy próximas en el campo del telescopio. Podemos distinguir entre dos tipos de estrellas dobles:

* Dobles de perspectiva: Se trata de dos estrellas que están muy alejadas entre sí, sin ninguna relación entre ellas. Por casualidad están formando una línea prácticamente recta con la Tierra; dado que al observar con un telescopio no podemos determinar visualmente la distancia a la que están nos parece que están muy próximas, cuando en realidad no es así. A este tipo de sistemas se le denomina también dobles visuales.

* Sistemas físicos: Son dos estrellas muy cercanas entre sí, y que interaccionan gravitatoriamente, orbitando una alrededor de la otra.




Estrellas dobles visibles a simple vista

No todas las estrellas necesitan ser observadas a través de un telescopio. Algunas de ellas son visibles a simple vista. Entre ellas podemos destacar:

Alcor y Mizar: Esta estrella doble forma parte de la constelación de la Osa Mayor. Tal y como se muestra en la figura, es la segunda estrella comenzando por el "mango" del cazo.



Constelación de la Osa Mayor, en la que se muestra la posición de Alcor y Mizar (Esta última es la pequeña estrella justo a la izquierda de Mizar).


Colores de las estrellas

En las estrellas dobles frecuentemente se ven diferencias de color entre la primaria y la secundaria. Por lo general, los colores de las estrellas se deben a su temperatura: las más frías son rojizas, las intermedias amarillentas y las más calientes son azuladas. No obstante, en el caso de las estrellas dobles con frecuencia las diferencias de colores no se deben a diferencias de temperatura, sino que son resultado de la manera en que trabaja el ojo humano: el color de la estrella menos brillante se percibe como el complementario del correspondiente a la compañera más brillante.

Angulo de posición y separación

Los dos parámetros que definen los sistemas binarios son los siguientes:

* Separación: Tal y como su nombre indica, es la separación que hay entre las dos estrellas. Se mide por lo general en segundos de arco.
* Angulo de posición: Es el ángulo que forma la línea imaginaria que une las dos estrellas con respecto al norte.



Esquema de un sistema binario. La separación se muestra de color verde, y el ángulo de posición en naranja.


Material necesario

Telescopio: Tradicionalmente se ha considerado que los refractores son más adecuados que los reflectores para la observación de las estrellas dobles, aunque se puede utilizar cualquier tipo de telescopio. El tamaño del objetivo (lente o espejo) es el factor que determina la separación mínima que se puede observar. Para estrellas de igual magnitud y en ausencia de turbulencia, las separaciones mínimas (en segundos de arco) son las siguientes:



No obstante, la turbulencia atmosférica hace que en pocas ocasiones se pueda llegar a resolver estrellas cuya separación es inferior a un segundo de arco si no se emplean técnicas especiales. Por otra parte, si las estrellas son muy débiles se deben emplear menos aumentos, por lo que no se pueden separar si están muy próximas.

Micrómetros: Se utilizan para medir los ángulos de posición y la separación. Constan de un retículo de lineas muy finas, que se sitúan en el plano focal del objetivo, de manera que aparezca superpuesto a la imagen de las estrellas. Son instrumentos caros, por lo que no son frecuentes entre los aficionados.

Localización de estrellas dobles

Cuando la estrella primaria es visible a simple vista, su localización no plantea ninguna dificultad. De lo contrario se pueden utilizar los circulos graduados o bien los mapas, tal y como se muestra en la sección de cielo profundo. Hay que tener en cuenta que en muchas ocasiones, en los mapas se muestran estrellas dobles que no están al alcance de los telescopios de aficionado.


Cómo observarlas

Por lo general es conveniente comenzar utilizando pocos aumentos, ya que de esta manera son más fáciles de localizar. Si la separación es pequeña, una vez se tiene en el centro del campo hay que cambiar el ocular para disponer de más aumentos. En algunas ocasiones la separación es demasiado pequeña para separar completamente las estrellas, pero la estrella se ve elongada; en estos casos se habla de desdoblamiento parcial, o bien desdoblamiento en ocho; en este último se ven los dos discos de las estrellas unidos por una zona más estrecha, se aquí su nombre.


Algunos ejemplos de estrellas múltiples

A continuación se listan algunos sistemas de estrellas dobles o múltiples que se pueden observar sin excesivos problemas. Para cada una de ellas se indica la posición (ascensión recta y declinación), magnitud de la estrella primaria y secundaria, separación en segundos de arco, y los colores.

Estrellas Dobles:




Una Estrella doble muy vistosa y a la vista en esta época del año es Albireo, en la Constelación de Cygnus:



Y aqui una imagen real de la doble:


_________________

http://www.youtube.com/watch?v=CDAWszeZtNg
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HermesM
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Registrado: Feb 12, 2004
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MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 7:18 pm    Asunto: Responder citando

Glosario de Astronomia: E (I)

Early Bird: Se trata del primer satélite de telecomunicaciones puesto en órbita por una organización internacional denominada Intelsat (International Telecommunications Satellite Corporation).

"Early Bird" (literalmente pájaro tempranero) fue colocado en órbita geoestacionaria, a 36.000 km. de altura, el 6 de abril de 1965. Siendo su periodo orbital idéntico al periodo de rotación de la Tierra (24 horas), el satélite estaba como inmovilizado en una zona del Atlántico, a una longitud de 35 grados Oeste. De este modo pudo actuar como puente de radio entre América y Europa, teniendo una capacidad de 240 canales telefónicos y de un canal de televisión.

Permaneció en fase operativa durante tres años y medio, debiéndose a él las primeras transmisiones televisivas en directo por mundovisión de grandes acontecimientos políticos y sociales.

Eclipses: Del griego antiguo ekleipo, disminuir. Es un fenómeno que se produce cuando el disco del Sol desaparece en parte o completamente, debido a que el de la Luna pasa delante suyo (eclipses de Sol); o bien cuando la Luna se oscurece en parte o completamente, porque la Tierra se interpone entre ella y el Sol cubriéndola con su sombra (eclipses de Luna).

Si las órbitas recorridas por la Tierra y la Luna fueran exactamente coplanarias, se tendrían dos eclipses cada mes: en cada Luna nueva (o Conjunción lunar) tendríamos un eclipse de Sol, y en cada Luna llena (Oposición lunar) tendríamos un eclipse de Luna. Sin embargo, como los planos de las órbitas de la Tierra y de la Luna están inclinados alrededor de 5 grados, en realidad los eclipses se producen cuando la Luna, en el novilunio o en el plenilunio se encuentra en uno de los dos puntos en los cuales su órbita intercepta la de la Tierra.

A causa de estas limitaciones, el número de los eclipses que se puede producir en el curso de un año varía de un mínimo de dos solares y ninguno lunar, a un máximo de cinco solares y dos lunares, o bien de cuatro solares y tres lunares.

Los eclipses se observan sistemáticamente desde la antigüedad. Algunas antiguas observaciones grabadas en tablillas demuestran que los pueblos mesopotámicos, entre el tercer y segundo milenio antes de Cristo ya habían descubierto el denominado ciclo de Saros. Este es un periodo de aproximadamente 18 años, transcurrido el cual la Luna vuelve a ocupar la misma posición en su órbita con respecto al Sol, por lo cual los eclipses se repiten aproximadamente con las mismas modalidades. Cada "ciclo de Saros" comprende un promedio de 71 eclipses, de los cuales 43 son solares y 28 lunares.

Eclíptica: Es la proyección del plano orbital de la Tierra sobre la Esfera celeste. A veces se indica también con el nombre de eclíptica el recorrido aparente que el Sol realiza en un año a través de las estrellas: más precisamente, a través de las doce bien conocidas constelaciones del Zodiaco.

Desde el momento que el plano de la órbita terrestre está inclinado aproximadamente 23,5º con respecto al Ecuador, la eclíptica está inclinada en el mismo valor con respecto al ecuador celeste.

Los antiguos llamaron así a la línea del cielo en la que se producen los eclipses. Coincide, lógicamente, con la línea que marca el plano de la órbita de la Tierra alrededor del sol, que es prácticamente el mismo que el del resto de los planetas y el mismo que el plano de giro de la Luna alrededor de la Tierra.

Ecologia: La ecología es el estudio de la relación entre los organismos y su medio ambiente físico y biológico. El medio ambiente físico incluye la luz y el calor o radiación solar, la humedad, el viento, los gases atmosféricos y los nutrientes del suelo, el agua y la atmósfera. El medio ambiente biológico está formado por los organismos vivos, principalmente plantas y animales.

La ecología se sirve de disciplinas como la climatología, la hidrología, la física, la química, la geología y el análisis de suelos. Para estudiar las relaciones entre organismos, la ecología recurre a ciencias tan dispares como el comportamiento animal, la taxonomía, la fisiología y las matemáticas.

El interés de la opinión pública respecto a los problemas del medio ambiente ha convertido la palabra ecología en un término a menudo mal utilizado. Se confunde con los programas ambientales y la ciencia medioambiental. Aunque se trata de una disciplina científica diferente, la ecología contribuye al estudio y la comprensión de los problemas del medio ambiente.

El término ecología fue acuñado por el biólogo alemán Ernst Heinrich Haeckel en 1869. Deriva del griego oikos, que significa hogar y comparte su raíz con economía. De algún modo, ecología significa el estudio de la economía de la naturaleza.

En parte, la ecología moderna empezó con Charles Darwin. Al desarrollar la teoría de la evolución, Darwin hizo hincapié en la adaptación de los organismos a su medio ambiente por medio de la selección natural.



Ecosfera: Se define como ecosfera, o incluso biosfera, una imaginaria cáscara esférica alrededor de una estrella, en el interior de la cual existen temperaturas tales como para permitir el nacimiento y la evolución de la vida.

Un planeta que se encontrara muy hacia dentro de la ecosfera, tendría temperaturas demasiado altas y por lo tanto incompatibles con el fenómeno de la vida. Del mismo modo un planeta que se encontrara muy hacia fuera de la ecosfera, estaría inmerso en un ambiente demasiado frio.

En el sistema solar, estos dos casos límites están representados por Mercurio, cuyas temperaturau superficiales llegan a la fusión del plomo, y Plutón, en el cual se supone reine una temperatura de -200 grados C. La Tierra, en cambio, se encuentra exactamente en el medio de la envoltura ecosférica.

La extensión de la ecosfera en nuestro sistema solar va aproximadamente desde el nivel de la órbita de Venus hasta una distancia del Sol que está a medio camino entre las órbitas de la Tierra y de Marte. Esto quiere decir que, a excepción de la Tierra y Venus, ningún otro planeta de nuestro sistema recibe la exacta dosis de calor solar compatible con la vida.

Sin embargo, como bien sabemos, la justa dosis de calor solar representa una condición necesaria pero no suficiente, para la presencia de la vida en un planeta. En el caso de Venus, por ejemplo, la atmósfera a base de anhídrido carbónico estropea cualquier cosa, haciendo a aquel planeta tórrido, sofocante e inhóspito.

Admitiendo, como parece probable, que la mayor parte de las estrellas que vemos brillar en el cielo estén acompañadas de un cortejo de planeta similares al nuestro, las dimensiones de la ecosfera de cada estrella varían en función de la clase espectral. Si un sol pertenece a una de las primeras clase espectrales y es muy luminoso, la ecosfera será muy grande; si pertenece a una clase espectral intermedia (como nuestro Sol), tendrá una ecosfera de dimensiones medias; si pertenece a una de las últimas clase espectrales, y tiene por lo tanto una baja luminosidad, la ecosfera será pequeña.

Este hecho implica que sólo las estrellas con elevada luminosidad o media pueden tener planetas en zona de habitalidad. Cuando la luminosidad es pequeña, el planeta para encontrarse dentro de la ecosfera, debe estar en órbita muy cerca del propio sol y, en este caso, tiende a instaurarse una rotación sincrónica, por la cual el planeta muestra a su propio sol siempre la misma cara, con el resultado de tener un hemisferio demasiado caliente y el otro demasiado frío.

Ecuación del tiempo: El Sol, a causa del hecho que la órbita de la Tierra es elíptica, tiene un movimiento aparente sobre el fondo de estrellas con velocidad variable según los períodos del año. Los astrónomos, para simplificar sus cálculos, recurren a un artificio llamado Sol medio, que es un Sol ficticio dotado de velocidad constante correspondiente a la velocidad media que se mide en el movimiento aparente del Sol.

La diferencia de tiempo entre la Culminación del Sol verdadero y la del Sol medio se llama ecuación del tiempo. Esta puede ser positiva, negativa o nula, según si el Sol medio está adelantado, con retraso o en sincronía con el Sol verdadero.

La ecuación del tiempo es nula los días 16 de abril, 14 de junio, 2 de septiembre y 26 de diciembre; alcanza los máximos positivos el 12 de febrero (+ 14' 23") y el 27 de julio (+ 6' 22"); y los máximos negativos el 4 de noviembre (-16' 22") y el 15 de mayo (-3' 47").

En el curso de los años estas fechas pueden también caer en diferentes días de los indicados, ya que al comienzo del año civil no coincide con el del astronómico.

Ecuador: Es la máxima circunferencia de un cuerpo celeste equidistante de los dos polos y conteniendo por definición todos los puntos de latitud cero.

La proyeccion dei Ecuador terrestre sobre la esfera celeste se define ecuador celeste y representa la máxima circunferencia de referencia para la determinación de la declinación.

Como concepto geográfico, el ecuador es el círculo máximo imaginario, equidistante de los polos, que divide la Tierra en dos hemisferios: el hemisferio norte y el hemisferio sur.

La línea del ecuador forma ángulo recto con el eje de la Tierra y, a partir de ella, se miden las latitudes hacia el norte o hacia el sur en grados sexagesimales hasta 90° (latitud en los polos); la latitud en cualquier punto del ecuador es siempre 0 grados.

Ecuatorial (Montura): Es una montura especial para telescopios astronómicos, que tiene un eje paralelo al eje de rotación de la Tierra y un segundo eje normal al primero.

El eje paralelo al terrestre, también llamado eje polar, o eje horario, puede acoplarse a un motoro que, haciéndole dar una vuelta completa en 24 horas. compensa exactamente el movimiento de nuestro planeta, de manera que el telescopio siga el desplazamiento aparente de las estrellas.

El segundo eje es denominado a su vez eje de declinación. La montura ecuatorial es preferida por los astrónomos con respecto a la altacimutal porque, gracias a ella, es posible efectuar fotografías astronómicas de larga exposición.

Ecuatoriales (Coordenadas): Es el sistema de coordenadas más utilizado entre los astrónomos; está definido por la ascensión recta, xorrespondiente a la longitud terrestre, y por la declinación, correspondiente a la latitud terrestre.

El sistema de coordenadas ecuatoriales establece un sistema cuadriculado de puntos y líneas de referencia similar al utilizado en la cartografía terrestre, proyectado de forma que haya una correspondencia del ecuador y los polos de la Tierra con el ecuador y los polos celestes.

Dado que la Tierra se mueve alrededor del Sol, la situación de los objetos celestes de la esfera, como las estrellas, varían diariamente. Por lo tanto, se asigna un momento determinado del año para establecer la cuadrícula celeste. Este momento es el equinoccio vernal, cuando el disco del Sol pasa directamente sobre el ecuador y marca el inicio de la primavera del hemisferio norte.

En este sistema ecuatorial el equivalente de la latitud es la declinación y se mide en grados, y el equivalente de la longitud es la ascensión recta, medida que se realiza siempre hacia el este y se expresa en horas. La trayectoria anual del Sol a través de la esfera celeste forma un gran círculo en la esfera llamado eclíptica. También se emplea algunas veces un sistema de coordenadas que utiliza la eclíptica como plano de referencia en lugar del ecuador.

Echo: Nombre dado a dos famosos satélites americanos, consistentes en una enorme envoltura de plástico inflada como un globo en órbita terrestre.

Lanzados a comienzos de los años 1960, fueron empleados para el estudio de la resistencia producida por las partículas rarificadas de la alta atmósfera sobre el movimiento de los cuerpos artificiales; para el estudio de la presión ejercida por la radiación solar sobre grandes superficies; y también como repetidores pasivos de señales de radio.

"Echo 1" fue lanzado el 12 de agosto de 1960 a una órbita circular, a unos 1.500 km. de altura. Estaba hecho de fibra de poliéster con un grosor de apenas 1/10 de mm. y estaba recubierto exteriormente por una superficie reflectora de aluminio. Inflado en órbita gracias a la liberación de pequeñas cantidades de gas, que en el vacío del espacio se expandían con mucha eficacia, adquirió la forma de una esfera de 30 m. de diámetro. Durante casi 8 años, hasta mayo de 1968, permaneció en órbita, proporcionando informaciones muy útiles.

"Echo II", lanzado el 25 de enero de 1964, estaba hecho con una película plástica aún más delgada, 1/20 de mm. Más grande que el anterior, 41 m., fue el primer satélite que se empleó, en colaboración con la Unión Soviética, para experimentos de reflexión de las ondas de radio. Permaneció en órbita hasta junio de 1969.

Los dos "Echo" se hicieron famosos no sólo por sus investigaciones científicas, sino porque fueron los primeros satélites perfectamente visibles a simple vista incluso para los profanos. Tenían la apariencia de una estrella de primera magnitud que se desplazaba velozmente entre las constelaciones. A veces era posible observarlos en dos pasos consecutivos desde el mismo lugar. Uno de los fenómenos más singulares que ofrecían era, en algunas circunstancias, la desaparición repentina en el centro de la bóveda celeste por efecto de su ingreso en el cono de sombra de la Tierra.

Efemérides: Tablas numéricas que contienen las coordenadas de los astros (planetas, satélites, pequeños planetas, cometas, etc.) y otros elementos referentes a los periodos de tiempo regulares y sucesivos, gracias a los cuales es posible calcular las posiciones de los propios astros en el cielo.

El nombre de efemérides deriva del griego antiguo "efemeris" (cotidiano).

Tanto el tiempo solar como el sidéreo presentan pequeñas imprecisiones debidas a las irregularidades de la rotación de la Tierra en torno a su eje, que muestra variaciones de 1 o 2 segundos anuales. Además, la Tierra se está frenando gradualmente, y el periodo de su órbita aumenta alrededor de una milésima de segundo cada 100 años. Algunas de estas variaciones se pueden tener en cuenta; en otros casos no puede hacerse debido al carácter irregular de las mismas.

En 1940 se eliminaron estas dificultades con la introducción del tiempo de efemérides, empleado sobre todo por los astrónomos cuando necesitan la máxima precisión para calcular las posiciones de planetas y estrellas.

El tiempo de efemérides se basa en la rotación anual de la Tierra alrededor del Sol, y su posición de base, igual que en el tiempo sidéreo, es el equinoccio de primavera. El uso de tablas matemáticas permite convertir el tiempo de efemérides a tiempo solar medio.

Effelsberg (radiotelescopio de): Localidad en la que se encuentra el radiotelescopio más grande del mundo íntegramente móvil (al contrario de otros, como el de Arecibo en Puerto Rico, que son fijos).

Tiene una antena en forma de disco de un diámetro de 100 metros y se encuentra en una zona montañosa de Alemania Occidental, a unos 40 km. al Oeste de Bonn.

El radiotelescopio está a cargo del Max Planck Institute de radioastronomía y se halla en funcionamiento desde 1971.

Eje de rotación: En un cuerpo animado sólo por el movimiento de rotación, es el lugar de los puntos que permanecen inmóviles.

En el caso de la Tierra, el eje de rotación está inclinado 66º 33' 8" con respecto al plano de la órbita, o bien 23º 26' 52" con respecto al eje de la órbita.

El eje de rotación terrestre, también denominado eje celeste o eje horario, determina la dirección Norte-Sur y en el Norte está dirigido hacia la Estrella polar (a Ursae Minoris). Sin embargo está animado por pequeños movimientos que, con el tiempo, le hacen cambiar de dirección.

Elara: Nombre del séptimo satélite de Júpiter en orden de distancia, fue descubiero en el año 1905 por el astrónomo C. D. Perrine.

Está en órbita a una distancia media del planeta de 11.737.000 km., con un período de doscientas cincuenta y nueve días. Tiene un radio de apenas 12 km. Leda, Himalia, Lysithea y Elara podrían ser los restos de un sólo asteroide que habría sido capturado por Júpiter y fragmentado.

Elara y Zeus fueron los padres del gigante Tityus.

Electrón: Pequeña partícula atómica portadora de la carga negativa.

En un átomo estable los electrones están en órbita alrededor del núcleo y su número es igual al de los protones (partículas positivas) contenidos en el propio núcleo.

La masa de un electrón es 1/1.840 con respecto a la de un protón. Su carga negativa, que es la más pe queña jamás determinada en la naturaleza, es tomada, por convención, igual a la unidad.

Los electrones intervienen en una gran variedad de fenómenos físicos y químicos. Se dice que un objeto está cargado eléctricamente si sus átomos tienen un exceso de electrones (posee carga negativa) o un déficit de los mismos (posee carga positiva).

La conducción del calor también se debe fundamentalmente a la actividad electrónica. El estudio de las descargas eléctricas a través de gases enrarecidos en los tubos de vacío fue el origen del descubrimiento del electrón.

Las partículas beta que emiten algunas sustancias radiactivas son electrones.

Elemento Químico: Se define como elemento químico a una sustancia homogénea que no puede dividirse en sustancias más simples.

Los elementos químicos existentes en la naturaleza son 92 y pueden presentarse en estado gaseoso, líquido o sólido. De su unión está formada toda la materia que observamos en el Universo.

Elementos químicos son por ejemplo: el hidrógeno, el helio, el oxígeno, el hierro, el uranio.

Una substancia formada por la unión de dos o más elementos químicos se llama compuesto. El agua, por ejemplo, es un compuesto formado por hidrógeno y oxígeno.

La Astrofisica ha podido determinar que en todo el Universo visible los elementos químicos se presentan con la misma Abundancia relativa.

Elementos (Origen de los): Una de las interrogantes más apremiantes de la astronomía es cómo se han originado los elementos químicos que se encuentran en todo el Universo visible. Hasta hace poco tiempo se consideraba que estos más que ser el producto de reacciones nucleares internas de las estrellas que actualmente observamos, ya estaban presentes en los comienzos del Universo.

Sin embargo, de acuerdo con los estudios más recientes de cosmología y de astrofísica, la formación de los elementos ha sido lenta y gradual, de tal manera que primeramente sólo se han originado los más livianos y en un segundo momento, a través de procesos nucleares que han involucrado a sucesivas generaciones de estrellas, los más pesados.

De acuerdo con ía teoría del Big Bang, que hoy representa el punto de vista más acreditado sobre el origen del Universo, los procesos de fusión nuclear que se llevaron a cabo después de la gran explosión primordial, sólo produjeron hidrógeno y helio. Después, a causa de la expansión, las temperaturas descendieron rápidamente y estos procesos se interrumpieron sin dar vida a elementos más pesados.

Fue necesario esperar el agregado de hidrógeno y helio primordiales en estrellas para ver instaurar, en su interior, nuevos y más duraderos procesos de fusión nuclear y para asistir, por consiguiente, al nacimiento de elementos cada vez más pesados: berilio, carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, hierro, etc.

Se piensa que la producción fue gradual, limitándose cada generación estelar a producir elementos de complejidad creciente y a diseminarlos en el espacio, proporcionando una materia elaborada que, a su vez, constituyó el punto de partida para sucesivos agregados estelares y otras elaboraciones.

Elipse: Es una curva que forma parte de la familia de las Cónicas. Matemáticamente, se trata de una curva cerrada que se obtiene al cortar un cono con un plano inclinado menos de 90º con respecto a la base, sin cortarla.

La elipse tiene la forma de un óvalo más o menos achatado y es la órbita típica de los objetos que giran alrededor de un centro de gravedad como lo hacen, por ejemplo, los planetas con el Sol.

Los planetas del sistema solar tienen órbitas elípticas con una excentricidad muy pequeña, excepto Plutón.


Elongación: Es la distancia angular de un planeta al Sol, o bien el ángulo entre el Sol y el planeta visto desde la Tierra.

Para los planetas internos (Mercurio y Venus) se distingue una elongación oriental, cuando el planeta visto desde la Tierra se encuentra al Este con respecto al Sol, y una occidental cuando se encuentra al Oeste.

Una órbita se describe con seis elementos. Los dos primeros son tamaño y elongación.

Este término también se utiliza en mecánica para indicar estiramiento de un resorte (dispositivo fabricado con un material elástico, que experimenta una deformación significativa pero reversible cuando se le aplica una fuerza). En una báscula de resorte, por ejemplo, este dispositivo suele estar arrollado en forma de hélice, y su elongación es proporcional a la fuerza aplicada, con lo que el resorte puede calibrarse para medir dicha fuerza.

Estaciones: Períodos climáticos debidos a la inclinación del eje terrestre. El hecho de que la distancia de la Tierra al Sol no sea constante sólo tiene un efecto reducido sobre nuestras estaciones.

Por extensión, en astronomía también se llaman estaciones a los cambios periódicos producidos en cualquier otro planeta o cuerpo del espacio.

Otro significado de la palabra se aplica a la astronáutica- Se llama "Estación espacial" a un recinto cerrado habitable para permanecer en el espacio por periodos de tiempo prolongados. Las estaciones espaciales se pueden utilizar para observar la Tierra y el cielo, y para llevar a cabo experimentos científicos y procesos de ingeniería en las condiciones de ingravidez y de alto vacío que existen en el espacio.

Enanas (Estrellas): De acuerdo con sus dimensiones, las estrellas son clasificadas en enanas, gigantes y supergigantes.

Nuestro Sol, por ejemplo, con sus 697.000 km. de radio, es considerado una estrella enana. Antares, una estrella de la constelación de Escorpión, que tiene un diámetro equivalente a 285 veces el del Sol (es tan grande que puesto en su lugar ocuparía el espacio hasta la órbita de Marte), es una supergigante.

Las estrellas como el Sol, en las primeras etapas de su evolución, cuando están aún "frías" y no tienen suficiente energía para emitir, son denominadas enanas rojas; mientras las estrellas como nuestro Sol, que al llegar al final de su existencia estallan y después se contraen emitiendo grandes cantidades de energía, son llamadas enanas blancas.

Encélado: Tercer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta y sexto en orden de tamaño.

Está en órbita alrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km. Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de 500 km.

Su superficie presenta cráteres producidos por impactos de meteoritos, aunque bastante suavizados. La zona que presenta menos cráteres tiene algunos cientos de millones de años.

Posiblemente Encélado sigue soportando una actividad tectónica. Los astrónomos suponen que Encélado suministra partículas al anillo E de Saturno, el cual está muy cerca de la órbita del satélite.

Encke (Cometa de): Es el cometa periódico con el periodo más corto conocido hasta ahora. Realiza un giro alrededor del Sol cada 3,3 años (3 años y 106 días), con un perihelio (punto más próximo al Sol) en torno a 51 millones de km. y un afelio (punto más distante del Sol) de aproximadamente 611 millones de km. Esto significa que el cometa se acerca al Sol casi tanto como Mercurio y se aleja de él casi como Júpiter.

El cometa de Encke pertenece a la llamada "familia de Júpiter": ese numeroso grupo de cometas de corto periodo (alrededor de 1 semana), cuyas órbitas están altamente influidas por el paso cercano a Júpiter. Estos, en épocas pasadas, han experimentado un fenómeno llamado de captura por parte del planeta gigante del sistema solar, que los vincula así arrastrando el afelio a las proximidades de su órbita.

El Encke es un elemento astronómico de gran interés por diversos motivos. En él se ha notado, con el pasar de los años, una progresiva reducción de la capacidad de rodearse de cabellera y cola: signo de que los repetidos pasos junto al Sol lo han ido despojando, poco a poco, de los elementos volátiles, reduciéndolo a un núcleo preponderantemente rocoso e inherte. Por este motivo, algunos astrónomos consideran que el Encke representa el estado final de ese proceso que llevaría a los cometas nuevos a transformarse, con el tiempo, en asteroides del tipo Apolo.

Según el astrónomo checoslovaco Lubor Kresak, un fragmento se separó del Encke y penetró en la atmósfera terrestre el 30 de junio de 1908, cayendo en el altiplano siberiano junto al río Tunguska Medio, provocando la destrucción de 2.000 km. cuadrados de bosque y una explosión comparable a 20.000 toneladas de trilita. Los pequeños fragmentos de polvo que a continuación se separaron del Encke se han considerado como los responsables de la lluvia anual de estrellas fugaces, llamados Táuridas, que alcanza el máximo de intensidad el 13 de noviembre de cada año.

Este importante cometa se conoce desde tiempos relativamente recientes. Fue observado por primera vez por los franceses Mechain y Messier en 1786 y sucesivamente perdido de vista. En 1818 fue observado nuevamente por Pons y entonces Johan Encke calculó sus elementos orbitales, dándose cuenta que se trataba del mismo cometa aparecido anteriormente.

Encke (División de): Con este término se indica un vacío aparente existente en la parte externa del anillo A de Saturno.

Como es sabido, este planeta se caracteriza por una serie de anillos - constituidos por partículas de hielo -, los más evidentes de los cuales, a partir del exterior, son llamados con las letras A, B, C y D. Mientras A y B están separados con una división bien marcada, llamada de Cassini, por el nombre de su descubridor, el A está surcado por una fina división llamada de Encke, del nombre del astronomo alemán que la descubrió en el año 1837; la división, debido a su extrema finura, también es denominada trazo de lápiz.

Las recientes observaciones cercanas del mundo saturniano han demostrado que esta división, como también la de Cassini, está caracterizada por una relativa ausencia de partículas con respecto a otras regiones de los anillos, y no por un vacío absoluto de materia como parecían indicar las primeras e imprecisas observaciones desde la Tierra.

Energía: Es una cantidad fundamental de la física y por consiguiente de la astronomía que se define usualmente como la capacidad de un sistema para desarrollar un trabajo; por ejemplo la capacidad de desplazar un objeto por medio de una fuerza.

La materia posee energía como resultado de su movimiento o de su posición en relación con las fuerzas que actúan sobre ella. La radiación electromagnética posee energía que depende de su frecuencia y, por tanto, de su longitud de onda. Esta energía se comunica a la materia cuando absorbe radiación y se recibe de la materia cuando emite radiación. La energía asociada al movimiento se conoce como energía cinética, mientras que la relacionada con la posición es la energía potencial.

La energía se manifiesta en varias formas, entre ellas la energía mecánica, térmica, química, eléctrica, radiante o atómica. Todas las formas de energía pueden convertirse en otras formas mediante los procesos adecuados. En el proceso de transformación puede perderse o ganarse una forma de energía, pero la suma total permanece constante.

Las observaciones del siglo XIX llevaron a la conclusión de que aunque la energía puede transformarse no se puede crear ni destruir. Este concepto, conocido como principio de conservación de la energía, constituye uno de los principios básicos de la mecánica clásica. Al igual que el principio de conservación de la materia, sólo se cumple en fenómenos que implican velocidades bajas en comparación con la velocidad de la luz. Cuando las velocidades se empiezan a aproximar a la de la luz, como ocurre en las reacciones nucleares, la materia puede transformarse en energía y viceversa. En la física moderna se unifican ambos conceptos, la conservación de la energía y de la masa.

Eólico - eólica (Energía): Eólico es todo aquello que está relacionado con el viento y sus efectos asociados.

La primera utilización de la capacidad energética del viento fue la navegación a vela. En ella, la fuerza del viento se utiliza para impulsar un barco. Barcos con velas aparecían ya en los grabados egipcios más antiguos (3000 a.C.). Los egipcios, los fenicios y más tarde los romanos tenían que utilizar también los remos para contrarrestar una característica esencial de la energía eólica, su discontinuidad, ya que el viento cambia de intensidad y de dirección de manera impredecible, o deja de soplar.

Sobre la superfície de la Tierra se usan los molinos. Un molino es una máquina que transforma el viento en energía aprovechable. Esta energía proviene de la acción de la fuerza del viento sobre unas aspas oblicuas unidas a un eje común. El eje giratorio se puede conectar a varios tipos de maquinaria para moler grano, bombear agua o generar electricidad. Cuando el eje se conecta a una carga, como una bomba, recibe el nombre de molino de viento. Si se usa para producir electricidad se le denomina generador de turbina de viento.

Los molinos movidos por el viento tienen un origen remoto. En el siglo VII d.C. ya se utilizaban molinos elementales en Persia para el riego y para moler el grano. En estos primeros molinos la rueda que sujetaba las aspas era horizontal y estaba soportada sobre un eje vertical. Estas máquinas no resultaban demasiado eficaces, pero aún así se extendieron por China y el Oriente Próximo. En Europa los primeros molinos aparecieron en el siglo XII en Francia e Inglaterra y se distribuyeron por el continente. Eran unas estructuras de madera, conocidas como torres de molino, que se hacían girar a mano alrededor de un poste central para levantar sus aspas al viento.

Hoy, en los parques eólicos, se utilizan los acumuladores para producir electricidad durante un tiempo, cuando el viento no sopla.

Otra característica de la energía producida por el viento es su infinita disponibilidad en función lineal a la superficie expuesta a su incidencia. En los barcos, a mayor superficie vélica mayor velocidad. En los parques eólicos, cuantos más molinos haya, más potencia en bornes de la central. En los veleros, el aumento de superficie vélica tiene limitaciones mecánicas (se rompe el mástil o vuelca el barco). En los parques eólicos las únicas limitaciones al aumento del número de molinos son las urbanísticas.

Epiciclo: Es un elemento, que no tiene ninguna relación con la realidad, al cual recurrían los antiguos astrónomos para explicar los movimientos de los planetas.

Hasta los tiempos en que Kepler descubrió las tres leyes sobre los movimientos planetarios, con el fin de conciliar los datos resultantes de las observaciones con la teoría geocéntrica o tolomeica, se pensaba que cada planeta estaba animado por un doble movimiento: uno alrededor de la Tierra en un gran círculo, llamado deferente, y uno alrededor de un punto móvil sobre el deferente mismo, llamado epiciclo.

De la combinación de estos dos movimientos se lograba, aún con alguna aproximación, explicar los movimientos retrógrados y estacionarios de los planetas.

Con el descubrimiento kepleriano de que los planetas realizan órbitas elípticas, en las cuales el Sol ocupa uno de los dos focos, la astronomía pudo desembarazarse de estos complejos y artificiosos mecanismos.

Epoca (astronomía): Se define como época, o a veces incluso época de las coordenadas, una fecha precisa a la cual hacen referencia las Coordenadas celestes de las estrellas.

A causa de los movimientos de la Tierra conocidos con el nombre de Precesión y Nutación, las coordenadas de las estrellas cambian, aunque imperceptiblemente, de año en año. Por lo tanto resulta oportuno referirse a un preciso instante de tiempo para su cómputo.

La época de las coordenadas más en uso en los actuales atlas celestes y en las Efemérides es el de 1950, pero en algunas publicaciones puestas al día, ya se han introducido las coordenadas que hacen re ferencia al año 2000.

Equinoccio: Es el momento en que el Sol, a lo largo de su movimiento aparente anual, atraviesa el plano del ecuador celeste.

Esto sucede dos veces al año: el 21 de marzo, Equinoccio de primavera y el 23 de septiembre, Equinoccio de otoño en el hemisferio Norte y a la inversa en el Sur. En estas dos fechas, la duración del día es igual al de la noche para todos los lugares de la Tierra.

La situación equinoccial sería perpetua si el plano de la órbita terrestre coincidiera con el del Ecuador; sin embargo, como es conocido, hay un desfase de 23º 27'. El Equinoccio de primavera también es conocido como "primer punto de Aries", y el de otoño "primer punto de Libra" .
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HermesM
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MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 7:30 pm    Asunto: Responder citando

Glosario Astronómico: E (II)

Eros (Astronomía): Singular asteroide del "grupo Amor", que tiene la forma de un cigarro.

Eros realiza una vuelta completa alrededor del Sol en 1,8 años y su órbita está comprendida entre 1,13 y 1,8 UA. Periódicamente se aproxima mucho a la Tierra, pero sin llegar a cruzar su órbita.

Su estructura es la de un cuerpo oblongo, con un eje mayor de aproximadamente 35 km de largo y uno menor que apenas alcanza los 6 km. Se considera que Eros es un fragmento rocoso proveniente de una colisión entre dos asteroides de dimensiones mayores.

Erupción: Una erupción es una emisión de materias sólidas, líquidas o gaseosas por aberturas o grietas de la corteza terrestre. Puede ser de varios tipos:

- Erupción efusiva: Erupción volcánica relativamente silenciosa que expulsa lava basáltica a la velocidad con la que una persona camina. La lava tiene una naturaleza fluída. La erupciones del vocán Kilauea de la isla de Hawaii son de este tipo.

- Erupción explosiva: Dramática erupción volcánica que lanza por el aire material que llega a cientos de millas de distancia. La lava es baja en silicatos y puede ser muy peligrosa para la gente que se acerque. Un ejemplo es el Monte St. Helens en 1980 (EEUU).

- Erupción freática: Erupción volcánica o explosión de vapor, barro u otro material que no está incandescente; esta forma de erupción está motivada por el calentamiento y consiguiente expansión del agua contenida en el suelo debido a la cercanía de un fuente ígnea de calor.

Por analogía, tambien se llama erupción a la emisión de cualquier tipo de matereia en cualquier cuerpo astronómico. Así, las erupciones solares son explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético del Sol.



ESA: Sigla de la European Space Agency, la agencia espacial europea, fundada en 1975 después de la disolución de dos organizaciones espaciales europeas: ESRO y ELDO.

La ESA recoge, en diversas proporciones, las contribuciones de 11 países europeos: Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Inglaterra, Irlanda, Italia, Holanda, Suecia, Suiza y España. Su función primordial es desarrollar investigaciones espaciales, tanto científicas como de aplicación directa, creando los cohetes de lanzamiento necesarios e independizándose de este modo totalmente de la tecnología americana.

Uno de los primeros objetivos de la ESA fue desarrollar el cohete Ariane y encontrar una base de lanzamiento. Con este fin, propuesta por Francia, fue aceptada la situada en Kourou, en la Guayana francesa.

El primer satélite de la ESA fue lanzado el 9 de agosto de 1975, se llamaba Cos B, y sirvió para el estudio de los rayos gamma. Fue seguido de otros satélites, unos científicos como los Geos, otros aplicativos como el Meteosat.

Escudo térmico: Un escudo térmico es un sistema de protección contra las altas temperaturas. Por ejemplo, las naves espaciales deben llevar un escudo térmico que las proteja de los cerca de 1.500 ºC a los que se ven sometidas en su reentrada en la atmósfera terrestre.

Antes de que el cuerpo penetre en la atmósfera conviene orientar el aparato propulsor de modo que disminuya la velocidad y pueda acceder de forma adecuada al corredor de entrada. Sigue después la fase de atravesar las capas más altas de la atmósfera, durante la cual se produce un gran calentamiento.

La principal función del escudo térmico consiste en disipar por evaporación gran parte del calor producido por el rozamiento, para así proteger la estructura.

Un vehículo espacial, además de estar dotado del escudo térmico, tiene forma aerodinámica, lo que le permite utilizar la atmósfera para su sustentación, al igual que lo que hacen las alas de los aviones. De este modo la trayectoria de regreso resulta más larga y el calentamiento por rozamiento es menos intenso.

En el límite, si las características aerodinámicas estuviesen suficientemente desarrolladas, se podría conseguir un regreso piloteado o teledirigido, que evitaría la fase del black-out, en la cual las comunicaciones por radio entre el vehículo y la tierra quedan anuladas por efecto de los gases muy calientes generados por el escudo térmico vaporizado por el calor. Esto permitiría reducir sustancialmente las necesidades térmicas y mecánicas en la estructura del vehículo.

Esfera Celeste: Es una esfera imaginaria sobre cuya superficie se proyectan los astros visibles a simple vista.

El concepto de esfera celeste fue introducido en las épocas de la astronomía antigua y puede comprenderse perfectamente cuando uno se encuentra dispuesto a observar, en una noche serena, el cielo en un lugar con el horizonte libre. Entonces parece que los astros se encuentran todos sobre una superficie esférica de radio infinito que, con el paso de las horas, gira de Este a Oeste.

Se trata obviamente de una mera apariencia: en realidad los cuerpos celestes ocupan distancias diferentes con respecto al observador; mientras que el movimiento de la esfera celeste no es otro que el de la Tierra, que gira alrededor de su propio eje de Oeste a Este.

Una rotación completa de la esfera celeste, es decir, un retorno de la misma estrella al mismo punto, se realiza en 23h 56m 04s (día sideral). Un observador situado en uno de los dos polos, vería rotar la esfera celeste alrededor del eje vertical, que en este caso coincide con el polar; un observador situado en cualquier otro punto de la Tierra lo ve rotar alrededor del eje polar, que está inclinado con respecto al horizonte en un ángulo equivalente a la latitud del lugar.


ESO (observatorio): Sigla del "European Southern Observatory", el observatorio europeo del Sur que se levanta en Cerro La Silla, en los Andes chilenos, unos 100 km al Nordeste de la ciudad de La Serena.

La cúpula del observatorio se encuentra a 2.500 metros de altura y alberga un reflector con un espejo de 3,6 metros de diámetro. Sin embargo existen numerosos instrumentos menores, entre los cuales hay un Schmidt de 1,5 m para realizar espectrografía.

El observatorio del ESO fue puesto en funcionamiento en 1969 por iniciativa de un consorcio de países europeos al cual se han adherido Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Holanda y Suecia. Posteriormente, otros paises europeos han entrado a formar parte del consorcio.

Espectro: Si se hace pasar la luz del Sol a través de un prisma ésta se descompone en una gama de colores similares a los que pueden observarse en un arco iris (rojo anaranjado, amarillo, verde, azul, añil y violeta).

A esta gama de colores se le da el nombre de espectro de la luz visible. El arco iris es un espectro natural producido por fenómenos meteorológicos.

La primera explicación correcta de este fenómeno la dio en 1666 el matemático y físico británico Isaac Newton.

Pero, en términos generales, el espectro es toda la gama de radiaciones electromagnéticas, que va desde los rayos gamma a las ondas radio.

Espectroscopía: En astronomía, la espectroscopía es el estudio de los espectros emitidos por los cuerpos celestes.

Cuando por medio del espectroscopio se descompone la luz proveniente de un cuerpo celeste, se obtienen tres tipos fundamentales de espectros:

1.- El espectro continuo, típico de los sólidos, los líquidos y los gases llevados a la incandescencia y a altas temperaturas y presiones. Está caracterizado por una emisión continua en todas las longitudes de onda y no presenta líneas.

2.- El espectro de emisión, típico de los gases luminosos a baja presión y temperatura. Está constituido por líneas de longitud de onda definida, característica de cada especie atómica y molecular.

3.- El espectro de absorción, que es una combinación de los dos primeros tipos. Se obtiene cuando se hace pasar a través de un gas la luz de un cuerpo llevado a la incandescencia y está caracterizado por líneas negras, llamadas líneas de absorción, que acompañan al espectro en la misma posición en la que el propio gas habría producido las líneas de emisión.

El Sol y las estrellas presentan espectros de absorción y por la posición de las líneas se pueden establecer cuáles son los elementos presentes en el astro. Por ejemplo el Sol, en la parte amarilla del espectro, presenta dos líneas que ocupan la misma posición de las que aparecerían en el espectro producido por vapores de sodio llevados a la incandescencia. De esta manera se puede establecer que el sodio es uno de los elementos presentes en nuestra estrella.

Los planetas y los cuerpos opacos en general, no emiten luz propia sino que reflejan la del Sol, presentando un espectro de absorción idéntico al solar, que no nos da informaciones particulares sobre la naturaleza del planeta. Sin embargo, en los planetas con envolturas gaseosas consistentes, el análisis espectroscópico puede proporcionar informaciones acerca de su composición química.

Espectroscopio: Es un instrumento adecuado para descomponer la luz en su espectro, por medio de un retículo de difracción o de un prisma. Antes el análisis con el espectroscopio, esto se hacía a simple vista, pero con la invención de la fotografía los espectros se captan sobre una emulsión fotográfica.

La dispersión se puede realizar por refracción (espectroscopio de prisma) o por difracción (espectroscopio de red).

El espectroscopio de prisma está formado por una rendija por la que penetra la luz, un conjunto de lentes, un prisma y una lente ocular. La luz que va a ser analizada pasa primero por una lente colimadora, que produce un haz de luz estrecho y paralelo, y después por el prisma, que separa este haz en las distintas radiaciones monocromáticas (colores) que lo componen. Con la lente ocular se enfoca la imagen de la rendija. Las líneas espectrales que constituyen el espectro no son en realidad sino una serie de imágenes de la rendija.

El espectroscopio de red dispersa la luz utilizando una red de difracción en lugar de un prisma. Una red de difracción es una superficie especular de metal o vidrio sobre la que se han dibujado con un diamante muchas líneas paralelas muy finas. Tiene mayor poder de dispersión que un prisma, por lo que permite una observación más detallada de los espectros.

Espejo: Se trata de un dispositivo óptico, generalmente de vidrio, con una superficie lisa y pulida, que forma imágenes mediante la reflexión de los rayos de luz.

En la Biblia ya se mencionan espejos hechos de latón, y los antiguos egipcios, griegos y romanos empleaban habitualmente espejos de bronce. Los griegos y romanos también utilizaban plata pulida para producir reflexión. Los primeros espejos de vidrio rudimentarios comenzaron a fabricarse en Venecia alrededor de 1300. A finales del siglo XVII ya se hacían espejos en Gran Bretaña, y posteriormente su fabricación se convirtió en una industria importante en otros países europeos y americanos.

Además de su uso habitual en el hogar, los espejos se emplean en aparatos científicos; por ejemplo, son componentes importantes de los microscopios y los telescopios.

Antiguamente los espejos para telescopios se hacían de metal pulido, pero hoy en día se emplea el vidrio plateado o aluminizado. El físico y matemático inglés Isaac Newton construyó el primer telescopio reflector en 1668.

Espículas: Son chorros de gas de la cromosfera solar que ascienden miles de kilómetros por encima del limbo, para caer después de un intervalo corto de tiempo.

La turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos.

Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las moléculas supergranulares.



ESRO: Sigla de la European Space Research Organisation, que puede considerarse como el primer esbozo de cooperación entre los países europeos en el campo espacial.

Fundada en el año 1964 con el fin de desarrollar investigaciones en el espacio que rodea a la Tierra, el ESRO realizó en el periodo de un decenio siete satélites científicos que fueron lanzados con cohetes y desde bases americanas; lanzó también alrededor de doscientos pequeños cohetes sonda para el estudio de la alta atmósfera.

Los países que formaban parte de este organismo eran Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Inglaterra, Italia, Holanda, España, Suecia y Suiza. En 1975, la ESRO y otra organización europea similar que se ocupaba de la realización de un cohete de lanzamiento, ELDO, se fusionaron dando vida a la European Space Agency (ESA), que representa la actual agencia espacial.

ESSA: Sigla de la Environmental Science Service Administration, organización creada a comienzos de los años sesenta en los Estados Unidos para realizar los primeros satélites artificiales meteorológicos.

Los satélites ESSA recorrían órbitas polares de tal manera que podían tener bajo control a toda la Tierra. Llevaban a bordo telecámaras y sensores multiespectrales para el estudio de los fenómenos meteorológicos en varias longitudes de onda.

En 1970 las funciones de la "ESSA" fueron transferidas a la National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA).

Estacionamiento (órbita de): Es una técnica utilizada en los vuelos espaciales muy largos para mejorar la precisión en el alcance del objetivo. Habitualmente se aplica para las sondas destinadas a los planetas.

En un primer momento la carga útil, comprendida la última sección del misil, es colocada en una órbita alrededor de la Tierra, cuyo perigeo está comprendido entre 150 y 200 km. Más tarde, cuando el vehículo llega a un punto preciso de la órbita, son encendidos los motores de la última sección y se le imprime el empuje necesario para el vuelo interplanetario.

La órbita de estacionamiento ha sido utilizada también como escalón intermedio antes de que un satélite artificial fuese puesto en órbita geoestacionaria a 36.000 km. de altura. También para las misiones lunares de la serie Apolo, la órbita de estacionamiento alrededor de la Tierra era un paso obligado antes del salto hacia nuestro satélite natural.

Estaciones espaciales: Grandes construcciones espaciales colocados en órbita alrededor de la Tierra con el fin de desarrollar actividades de investigaciones por parte de tripulaciones humanas permanentes o semipermanentes.

En el vacío del espacio que rodea a la Tierra es posible efectuar observaciones de nuestro planeta, de los otros planetas y de las estrellas, de gran valor geológico, geofísico y cosmológico; por otra parte, en ausencia de peso y en vacío absoluto, pueden experimentarse tanto trabajos industriales como químico-farmacéuticos imposibles de llevar a cabo en suelo terrestre.

Estado estacionario (teoría del): Es una teoría cosmológica formulada en 1948 por Hermann Bondi y Thomas Gold, y sucesivamente ampliada por Fred Hoyle, según la cual el Universo siempre ha existito y siempre existirá.

Punto básico de esta teoría es el hecho de que el Universo, a pesar de su proceso de expansión. siempre mantiene la misma densidad gracias a la creación continua de nueva materia.

Esta teoría, que estuvo en auge durante los años 50, ha sido sucesivamente rechazada por la mayoría de los astrónomos quienes apoyan ahora la teoría del Big Bang.

Estratosfera: Es la capa de la atmósfera terrestre situada encima de la troposfera y por debajo de la mesosfera. Empieza a una altitud entre los 12,9 y 19,3 km y que se extiende 50 km hacia arriba.

En su parte inferior, la temperatura permanece casi invariable con la altitud, pero a medida que se asciende aumenta muy deprisa porque el ozono absorbe la luz solar. La estratosfera carece casi por completo de nubes u otras formaciones meteorológicas.

Por debajo de la estratosfera se sitúa la troposfera, de la que está separada por una zona denominada tropopausa. Por encima, la estratosfera termina en la estratopausa.

Estrella: Es un cuerpo celeste que brilla emitiendo luz propia.

En términos generales, una estrella está formada por una esfera de gas que se mantiene a elevadísimas temperaturas en virtud de los procesos termonucleares que se desarrollan en su interior. Nuestro Sol es una típica estrella de medianas dimensiones.

Observando a simple vista, en una noche serena, podemos distinguir alrededor de tres mil estrellas. Sin embargo, ya en uno de los más gigantescos catálogos estelares, el Palomar Sky Suzuey realizado con el telescopio Schmidt de 122 cm. de Monte Palomar, pueden contarse más de 800 millones de estrellas. El número de estrellas existente en el Universo es enorme: sólo en nuestra Galaxia se encuentran 100 mil millones.

Las estrellas se forman como consecuencia de la condensación de grandes nubes de gases y polvos existentes en el Universo. Acontecimientos como una colisión entre dos de estas nubes o variaciones de temperatura y presión en el interior de una de ellas, inducidas por la actividad de estrellas cercanas, provocan fenómenos de colapso gravitacional: las partículas de gas polvo, entonces, caen hacia un centro de gravedad.

Una gran nube puede fragmentarse en muchos pedazos, cada uno de los cuales entra en colapso hacia un centro propio: en este caso, cada parte de la nube puede darle vida a una estrella. Por efecto del colapso la temperatura de la nube aumenta gradualmente, hasta alcanzar valores de una decena de millones de grados: en este punto se desencadenan esas reacciones nucleares que dan vida a una estrella y le proporcionan energía durante toda su existencia.



Estrella Doble: Si observamos las estrellas en una noche serena, muchas de ellas se nos aparecerán aisladas, pero próximas a otra estrella. Este hecho puede estar determinado simplemente por un efecto de perspectiva, por el cual dos estrellas, en realidad muy alejadas entre sí, y que sin embargo se encuentran en nuestra línea visual, se nos muestran una al lado de la otra. En este caso se habla de dobles ópticas.

En cambio, cuando las dos estrellas están unidas físicamente, en el sentido que rotan la una alrededor de la otra, se habla de dobles físicas. En muchos casos las estrellas mantenidas juntas por fuerzas gravitacionales son más de dos, y entonces se llaman sistemas múltiples.

Un típico sistema múltiple es el de Ursae Maioris, estrella del Gran Carro conocido también con el nombre de Mizar. En este caso junto a Mizar es posible ver a simple vista otra pequeña estrella denominada Alcor. Una tercera compañera, aproximadamente de la misma luminosidad de Alcor, pero mucho más próxima, es apreciable sólo a través de un binocular o un telescopio.

Las dobles físicas no son en absoluto una rareza, ya que representan la gran mayoría de las estrellas. Según recientes estadísticas, el 46 por 100 de las estrellas está constituido por dos componentes unidas gravitacionalmente; el 39 por 100 por sistemas múltiples y el 15 por 100 por estrellas simples como nuestro Sol.

Según las modalidades de observación, las estrellas dobles físicas se subdividen en varios tipos:

1.- Dobles visuales, cuando las componentes pueden observarse directamente con un instrumento óptico.

2.- Dobles astrométricas, cuando una componente es demasiado débil para ser vista directamente y su presencia se presume por medidas astrométricas, es decir por pequeños movimientos que la estrella principal, apreciable a simple vista, realiza como consecuencia de su unión gravitacional con la compañera a su vez invisible.

3.- Dobles espectroscópicas, cuando por la presencia de dos o más componentes rotantes se determinan desplazamientos periódicos de las longitudes de onda de las bandas espectrales, a causa del efecto Doppler.

4.- Dobles de eclipse, cuando la duplicidad se revela por las variaciones regulares de luminosidad de una estrella a causa del paso periódico de la compañera delante de ella. En este caso, se habla también de variable a eclipse. El ejemplo más famoso de una estrella de este tipo es Algol.

Las estrellas dobles tienen una notable importancia astrofísica, porque del análisis de sus órbitas se puede determinar la masa, las dimensiones y, por lo tanto, profundizar en los estudios sobre la evolución estelar. En otros casos, a causa de la proximidad de las dos componentes, se observa un fluir del gas atmosférico de una estrella hacia la otra, acompanado por fenómenos de emisión electromagnética muy llamativos.

Las estrellas dobles son uno de los objetos más observados por los astrónomos, tanto por su belleza como por representar una óptima prueba para establecer la calidad de su equipo óptico. En muchos textos de astronomía se ha difundido el uso de referirse a las estrellas dobles con el término de "estrellas binarias": las dos maneras son perfectamente equivalentes.

Éter: Hacia finales del siglo XVIII, con el descubrimiento de la naturaleza ondulatoria de la luz, se pensó que así como las ondas sonoras necesitan de un medio, el aire, para propagarse, también las ondas luminosas se transmitirían gracias a un medio que fue denominado "eter cósmico".

Como nadie había logrado demostrar su existencia, se le atribuía propiedades excepcionales: llena todo el espacio, es absolutamente transparente a la vista, carente de peso y de roce, condición esta última necesaria porque, de lo contrario, los cuerpos celestes habrían sufrido impedimentos al moverse a través del eter.

Correspondió al genio de Einstein "tirar por la ventana al viejo y superado éter", como escribió el físico George Gamow, y sustituirlo con el concepto más amplio de campo electromagnético, al cual atribuyó una realidad física. La luz, como las otras radiaciones del espectro, no es otra cosa que una vibración del campo electromagnético y no hay necesidad de recurrir a ningún medio para explicar su propagación.

La palabra éter ha permanecido, sin embargo, en uso. Aún hoy se suele leer, por ejemplo, transmisiones por cable y transmisiones por éter: se trata de un uso inadecuado, útil sólo para distinguir dos tipos diferentes de canalización de una señal.

Europa (satélite): Es el más pequeño de los cuatro principales satélites de Júpiter, llamados también galileanos porque fueron descubiertos por el gran científico italiano en el año 1610, inmediatamente después de haber inventado el telescopio.

Está en órbita a una distancia media de 671.000 km del planeta, con un periodo de 3,5 días; tiene un diámetro de 3.125 km, una masa de aproximadamente 2/3 con respecto a la de la Luna y una densidad tres veces la del agua. Fue explorado por primera vez en 1979 por el Voyager 1, y presenta una costra helada con una red de evidentes surcos.

Evolución estelar: Ningún astrónomo ha podido seguir nunca la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Los tiempos en los que se desarrolla este ciclo son del orden de miles de millones de años. Sin embargo, observando en el cielo estrellas recién nacidas, jóvenes, en edad madura y próximas a su fin, ha sido posible tener una idea de las diversas etapas de la evolución estelar.

De este modo, se han formulado diversas teorías a este propósito y ha sido posible trazar un cuadro del ciclo existencial de las estrellas.

Toda estrella tiene su origen en la materia estelar, bajo forma de gases y polvos, el cual se encuentra esparcido un poco por todo el Universo. Cuando se producen fenómenos físicos que afectan la dinámica de esta materia, se puede condensar bajo forma de glóbulos, que constituyen el embrión de una estrella.

Un fenómeno de este tipo se habría producido en uno de los brazos en espiral de nuestra Galaxia, donde una gran nube interestelar se fraccionó en tantos glóbulos que dieron vida a otras tantas estrellas: una de ellas es el Sol. En cada glóbulo se forma un núcleo de atracción central, que actúa como reclamo sobre la materia que está alrededor. La progresiva concentración genera calor y el núcleo pasa de una temperatura de algunac decenas de grados Kelvin (alrededor de -250 grados C a 1.000 grados Kelvin.

En esta fase la protoestrella comienza a irradiar en el infrarrojo y puede percibirse instrumentalmente. Fenómenos de este tipo se observan en algunas nebulosas lejanas Infancia. Esta fase de la vida de una estrella, como toda la duración de su ciclo evolutivo, se desarrolla en tiempos que dependen de la cantidad del material en el que el astro tiene su origen: cuanto mayor es la masa de la nebulosa protoestelar, más rápida es la vida de la estrella. La infancia de una estrella es un periodo caracterizado por gran turbulencia e inestabilidad.

Continuando el proceso de agregado de la materia en torno al centro de atracción, la temperatura crece. Cuando alcanza valores de algunos millones de grados Kelvin, se inician las primeras reacciones de fusión nuclear y comienza la emisión de radiaciones luminosas: la estrella se enciende. Sin embargo, la condición para que las reacciones nucleares tengan lugar es que la masa de la protoestrella no sea inferior en un décimo con respecto a la del Sol.

En las estrellas de mediana magnitud el ciclo nuclear fundamental que se instaura es el llamado protón-protón, que lleva a la transformación de hidrógeno en helio, con la liberación de grandes cantidades de energía con temperaturas que no superan los 15 millones de grados K.

En las estrellas más sólidas, más macizas, se llevan a cabo reacciones termonucleares más eficientes: el llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, con temperaturas superiores a los 15 millones de grados K.

Después viene la madurez. También esta fase es diferente según se tomen en consideración estrellas de peso medio como el Sol, o bien más macizas que él. En el primer caso la madurez es un periodo largo, de aproximadamente diez mil millones de años, en el que la estrella emite energía de manera estable a través de la reacción nuclear protón-protón. En el caso de estrellas má macizas, por ejemplo una decena de veces más que el Sol, la fase de madurez apenas dura 10 millones de años, en el curso de los cuales el astro tiene una luminosidad diez mil veces mayor que el Sol.

El fin del combustible nuclear marca también la conclusión del periodo de estabilidad de una estrella y el comienzo de periodos más complejos, que llevan al astro a cambiar radicalmente sus características físicas. El núcleo se contrae, la temperatura central sigue aumentando, las capas externas se expanden desmesuradamente y la estrella se convierte en una de las llamadas gigantes rojas. En el caso del Sol, se prevé que experimentará una dilatación hasta tragarse la Tierra. En cuanto a los procesos de fusión nuclear, estos continuarán afectando progresivamente a elementos cada vez más pesados.

Llegada a la etapa de gigante roja, una estrella continúa tomando energía a través de sucesivas contracciones del núcleo. Sin embargo las elevadas temperaturas que se desarrollan determinan destructoras expulsiones de las capas más externas; la estrella disipa hacia el espacio su materia, dando origen a una nebulosa planetaria como aquella, típica, que se observa en la constelación de la Lira.

Después de estos fenómenos, no queda del astro más que un pequeño núcleo inerte en progresivo enfriamiento. El Sol terminará su existencia convirtiéndose en una enana blanca. Diferente es, una vez más, la agonía de las estrellas más macizas que el Sol. Ponen fin a su vida con una gran explosión, convirtiéndose en eso que los astrónomos llaman supernova, son los astros que por un breve tiempo emiten enormes cantidades de luz y radiaciones, para después apagarse definitivamente.

En algunos casos el núcleo residual de estas estrellas es involucrado en un proceso de colapso de la materia, que transforma los despojos cósmicos en un objeto paradójico: de él nacen astros superdensos como las estrellas de neutrones, en las cuales un solo cm de materia pesa tanto como la Tierra, o incluso astros tan macizos que la fuerza de atracción gravitacional no deja escapar ni siquiera la luz. Se trata de los llamados agujeros negros.

Las principales evoluciones físicas que acompañan el ciclo vital de una estrella, es decir las variaciones de temperatura y luminosidad del astro en las diversas edades, son representadas por los astrónomos en un gráfico muy famoso llamado diagrama Hertzsprung-Russel del nombre de los dos estudiosos que, independientemente el uno del otro, lo construyeron a comienzos del siglo XX.
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HermesM
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MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 7:35 pm    Asunto: Responder citando

Glosario Astronómico: E (III)

Excentricidad: La excentricidad es una medida del aplanamiento de una Cónica.

Cuanto más se separa la órbita de un cuerpo celeste de la circunferencia para adquirir la forma ovalada, mayor es su excentricidad.

En el Sistema Solar, Plutón tiene la órbita más excéntrica de entre todos los planetas, aunque todavía es mucho menor que la excentricidad de los cometas.

Se mide con un número comprendido entre 0 y 1, tanto mayor cuanto más alargada sea la cónica.

Exosfera: Es la parte más exterior de la atmósfera terrestre que se extiende por encima de los 600 km de altura.

Se halla muy rarificada y no tiene un límite superior definido ya que, simplemente, la densidad disminuye de forma gradual hasta la desaparción total de la atmósfera. Algunos científicos, sin embargo, han intentado definir el límite superior de la exosfera situándolo a unos 9.000 km de altura.

Expansión del Universo: Con este término se indica la fuga aparente de las lejanas galaxias, determinada gracias al efecto Doppler desde finales de los años 20.

Fue en 1929 cuando el astrónomo E. Hubble (1889-1953) se dio cuenta que las velocidades de alejamiento o recesión, como se dice con el vocablo más apropiado, de las galaxias aumentaban con el crecimiento de sus distancias. Este descubrimiento da origen a la teoría cosmológica del Big Bang.

La hipótesis de que toda la materia del Universo estaba concentrada en una esfera y que, como consecuencia de la explosión de ésta, comenzó a expandirse. La expansión continuaría actualmente y es la que los astrónomos miden bajo la forma de desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales de las lejanas fuentes galácticas.

Explorer: Larga serie de satélites científicos americanos lanzados para el estudio del espacio interplanetario, para investigaciones geofísicas y astronómicas.

El Explorer 1, puesto en órbita el 1 de febrero de 1958, fue también el primer satélite lanzado por los Estados Unidos, después de que los soviéticos hubieran ya lanzado dos Sputnik, el segundo de los cuales llevaba a bordo una perra de nombre Laika. Sin embargo, el primer Explorer americano obtuvo un importante logro científico con el descubrimiento de los cinturones de Van Allen que rodean la Tierra.

Otros notables resultados obtenidos por los sucesivos Explorer fueron los siguientes: el análisis de la ionosfera terrestre (Explorer 20, 24, 27); medida de la composición, densidad, presión y otras propiedades de la alta atmósfera (Explorer 32); medida del campo magnético terrestre (Explorer 33, 34, 35); investigación readioastronómica de la órbita terrestre (Explorer 38, 49); análisis de las partículas meteóricas (Explorer 46); medida de los rayos cósmicos (Explorer 48 ).

A partir de 1965, la serie de satélites científicos es continuada, pero se empiezan a denominar los satélites con una sigla particular que indica la función específica desarrollada por el propio satélite: por ejemplo ISEE (International Sun-Earth Explorer).

Extraterrestre: Esta palabra puede tener dos significados: referido a un objeto indica cualquier cuerpo o situación física que se encuentra fuera de nuestro planeta; referida a la biología, cualquier forma vital (o uno de sus elementos de base) desarrollada fuera de nuestro planeta.

Uno de los problemas más debatidos por la Astrobiologia es la existencia de seres vivos y de formas inteligentes en otros planetas. La Astrofísica ha contribuido a la resolución de este problema demostrando que en todo el Universo explorado predominan las mismas leyes naturales y la misma química. Por lo tanto, la mayor parte de los astrónomos actuales cree que la repetición de condiciones análogas a las que se verifican en la joven Tierra pueda haber llevado, en eventuales planetas de otras estrellas, al desarrollo de formas vivas similares a las de nuestro planeta.

Los extraterrestres, en el sentido de seres inteligentes que podrían vivir en otros sitios, se han convertido así, de personajes exclusivos de novelas de ciencia ficción, en una hipótesis formulada sobre bases científicas.

Extra-vehicular (actividad): Es el trabajo que realizan los astronautas saliendo al exterior de la cabina presurizada con la finalidad de realizar experimentos científicos, o bien de construir estructuras en el espacio.

Para desarrollar la actividad extra-vehicular se han estudiado y fabricado trajes especiales que aseguran al cuerpo del astronauta la atmósfera y la presión necesarias para vivir y protección contra las radiaciones nocivas, así como sistemas de propulsión, que permiten al astronauta realizar movimientos en las condiciones de ausencia de peso y de fricción en que se encuentra.

El primer hombre en realizar una actividad extravehicular, allanando así el camino para sucesivos experimentos, fue el astronauta soviético Aleksei Leonov. El 18 de marzo de 1965, durante el vuelo a bordo de la Voskhod 2, salió de la astronave y permaneció fuera, sujeto con un cordón umbilical, durante diez minutos.

Sucesivos intentos fueron llevados a buen fin por los astronautas americanos del proyecto Géminis. Larga y fructífera ha sido la actividad extra-vehicular llevada a cabo por los astronautas del Apolo sobre la superficie lunar. Hoy en dia se ha convertido casi en rutina.
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HermesM
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MensajePublicado: Fri Jun 08, 2007 8:11 pm    Asunto: Responder citando

Más imágenes del Universo.

Nebulosas (II)


Nebulosa Roseta

La nebulosa Roseta es una nebulosa de emisión localizada a unos 3000 años luz de distancia. La gran abundancia de hidrógeno le da a NGC 2237 el color rojo con el cual aparece en la mayor parte de las fotografías . El viento que proviene del cúmulo abierto conocido como NGC 2244 ha hecho un agujero en el centro de la nebulosa. Esta fotografía fue tomada en luz emitida por tres elementos de gas ionizado por las energéticas estrellas centrales. La luz verde se origina por el oxígeno y la luz azul a partir del sulfuro , el rojo del hidrógeno. Filamentos de polvo se enlazan en la nebulosa. El origen de los nudos moleculares que se mueven rápidamente y que fueron recientemente observados en esta nebulosa aún están bajo investigación.

Nebulosa Roseta (II)

¿Podría la Nebulosa Roseta tener cualquier otro nombre que luzca así de dulce? La sosa designación por parte del Nuevo Catálogo General de NGC 2237 no aparece disminuir la aparencia de esta floreada nebulosa de emisión.

Dentro de la nebulosa yace un cúmulo abierto de brillantes estrellas jóvenes designada como NGC 2244 Estas estrellas, formadas hace cuatro millones de años a partir de material nebular y vientos estelares, son claramente visibles en un agujero en el centro de la nebulosa, aislada por una capa de polvo y gas caliente. La luz ultravioleta que viene del cúmulo caliente causa en la nebulosa que lo rodea el brillo de ésta.

La Nebulosa Roseta se espande 100 años luz y queda a alrededor de 5000 años luz de nosotros , puede ser vista a través de pequeños telescopios hacia la constelación de Monoceros.


Nebulosa Burbuja

¿Qué creó esta gigante burbuja espacial? Lo hizo una estrella masiva que no solamente es brillante y azul sino que también emite viento estelar de gas ionizado. La nebulosa Burbuja es ahora la más pequeña de las tres burbujas que rodean a la estrella masiva BD+602522 y es parte de del circuito de burbuja gigante S162 creada con la ayuda de otras estrellas masivas. Como el gas abandona tan rápidamente BD+602522 empuja y esparce el gas hacia la coraza. La luz energética ioniza la coraza haciendo que ésta brille. Esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble y dada a conocer durante la semana pasada muestra muchos detalles de la nebulosa Burbuja nunca antes vistos y aún no entendidos. La nebulosa también es conocida como NGC 7635 , se extiende 6 años luz y es visible por pequeños telescopios hacia la constelación de Casiopea.


La nebulosa Trífida

Una increible belleza y un algarabio inimaginable se nos presenta en la Nebulosa Trífida. También conocida como M20, esta fotogénica nebulosa es visible con unos buenos prismáticos en la constelación de Sagitario.

Los energéticos procesos de formación de estrellas crean no sólo los colores sino también el caos. El gas rojo brillante es resultado de la luz estelar de alta energía chocando con el gas hidrógeno interestelar. Los oscuros dust filamentos que dibuja M20 se crearon en las atmósferas frias de estrellas gigantes y en los desechos de la explosión de supernovas.

Todavía se está investigando que estrellas jóvenes y brillantes están iluminando de azul la nebulosa de reflexión. La luz de M20 que vemos hoy dejó la nebulosa hace 3.000 años, aunque la distancia exacta todavía es desconocida. La luz tarda unos 50 años en recorrer la propia M20 .


Nebulosa Omega

En las profundidades de la nube oscura de polvo y gas molecular de M17, las estrellas continúan formándose. Visibles en esta representativa fotografía a color de M17 tomada por el Telescopio New Technology están las nubes oscuras que aparecen como vacíos en luz infrarroja.

La oscuridad de estas nubes moleculares resulta de la luz de las estrellas del fondo que es absorbida por el polvo delgado a base de carbono. Como se producen estrellas masivas y brillantes se produce una luz intensa y energética que lentamente deja el manto oscuro.

La inusual apariencia de M17 ha acumulado sobrenombres como: Nebulosa Omega, Nebulosa del Cisne o Nebulosa Herradura. M17 es visible con binoculares hacia la constelación de Sagitario, yace a 5000 años luz y se extiende unos 20 años luz.


Nebulosa esférica

Una de las mayores esferas de nuestra Galaxia proporciona valiosas pistas sobre la composición química de las estrellas por su propia forma. La nebulosa planetaria Abell 39, en la actualidad de seis años luz de ancho, fue una vez la atmósfera exterior de una estrella del tipo del Sol expulsada hace miles de años.

La naturaleza esférica casi perfecta de Abell 39 permite a los astrónomos estimar con precisión cuanto material relativo está absorbiendo y emitiendo luz actualmente. Las observaxiones indican que Abell 39 contiene sólo alrededor de la mitad del oxígeno encontrado en el Sol, una confirmación intrigante pero no sorprendente de las diferencias químicas entre las estrellas.

La razón por la cual la estrella central está ligeramente desplazada del centro 0,1 años luz, es desconocida hasta la fecha. Abell 39 está aproximadamente a 7.000 años luz de distancia, aunque se pueden ver a través y alrededor de la nebulosa varias galaxias a millones de años luz de distancia.


Nebulosa Araña Roja

La nebulosa planetaria Araña roja muestra la compleja estructura que se puede formar cuando una estrella normal expulsa su gas exterior y se convierte en una estrella del tipo enana blanca.

Llamada oficialmente NGC6537, esta nebulosa planetaria de dos lóbulos simétricos contiene la enana blanca más caliente que se ha obsevado, probablemente formaba parte de un sistema binario.

Los vientos internos que emanan de las estrellas centrales, visibles en el centro, tienen una velocidad de más de 1000 kilómetros por segundo. Estos vientos expanden la nebulosa, que fluye por las capas de la nebulosa, formando ondas de gas caliente y polvo a su paso. Los átomos capturados en estas colisiones emiten la luz mostrada en esta fotografía en colores reales.

La nebulosa Araña roja está situada en la constelación de Sagitario. Su distancia no se conoce con precisión pero se estima en unos 4000 años luz.


Nebulosa de la hormiga

La nebulosa planetaria Mz3 está siendo vaciada por una estrella similar a nuestro Sol que es, con seguridad, redonda. ¿Porqué entonces el gas que está fluyendo fuera debería crear una nebulosa con forma de hormiga, que claramente no es redonda?

Entre las distintas claves figuran la alta velocidad de 1.000 kilómetros por segundo del gas expelido, la larga estructura de 1 año luz de longitud y el magnetismo de la estrella visible arriba en el centro de la nebulosa.

Una posible respuesta es que Mz3 está escondiendo una segunda estrella más tenue que orbita cerca de la estrella brillante. Una hipótesis competente sostiene que el propio ´spin´ y campo magnético de la estrella central están canalizando el gas.

Debido a que la estrella central parece ser similar a nuestro propio Sol, los astrónomos esperan que el conocimiento creciente de la historia de esta hormiga espacial gigante, pueda proporcionar una percepción útil del posible futuro de nuestro propio Sol y la Tierra .


Trompa del Elefante

La nebulosa Trompa de elefante comprende la nebulosa de emisión y el cluster de estrellas jóvenes IC 1396, en la alta y lejana constelación de Cefeo.

Brillantes ondulaciones componen la sujestiva forma, contorneando bolsas de polvo y gas interestelar. Este tipo de nubes oscuras con forma de cometa contienen el material básico para la formación de estrellas. A unos 3.000 años luz de distancia, el conjunto relativamente tenue de IC1396 abarca una región mucho más larga del cielo que la mostrada aquí, con una amplitud aparente de más de 10 lunas.

Este primer plano es un exquisito mosaico a color de dos imagenes digitales tomadas para abarcar la trompa cósmica de curiosidad insaciable.


Nebulosa espirográfica

¿Qué está creándose en esta extraña textura de IC 418? Bautizada como Nebulosa del Espirógrafo por su parecido con los dibujos de esa herramienta de dibujo cíclico, la nebulosa planetaria IC 418 muestra algunos patrones que no entendemos bien. Quizás tengan que ver con los vientos caóticos de la estrella variable central, la cual cambia de brillo de forma impredecible en sólo unas horas.

Por el contrario, las pruebas indican que sólo unos pocos millones de años atrás IC 418 era probablemente una estrella común, similar al Sol. Hace algunos miles de años, IC 418 debió ser una estrella giagante roja normal. Pero cuando se le terminó el combustible nuclear, su envoltura exterior comenzó a expandirse hacia fuera, dejando un núcleo residual caliente que iba a convertirse en la enana blanca que puede verse en el centro de la foto. La luz del núcleo central excita los átomos de la nebulosa, haciendo que resplandezcan.

La nebulosa IC 418 se encuentra a unos 2000 años luz de distancia, y mide 0,3 años luz. Esta imagen en color falso, tomada por el Telescopio Espacial Hubble, revela unos detalles poco corrientes.


Anillo de nebulosas

¿Cómo se formó esta inmensa nebulosa tan poco corriente? Ésta, que es una de las mayores nebulosas detectadas hasta ahora, es en realidad un complejo anillo de nebulosas de emisión conectadas por filamentos brillantes.

Esta extraña red, conocida como N11, se extiende a lo largo de 1.000 años luz y es una estructura destacada de la Gran Nube de Magallanes, la mayor galaxia satélite de la Vía Láctea.

En el centro de la fotografía vemos el cúmulo estelar abierto LH9, también denominado NGC 1760, que se compone de unas 50 estrellas azules muy brillantes que emiten una radiación que ha desgastado todo lo que hay a su alrededor.

Una de las principales hipótesis para explicar la formación de N11 dice que serían las capas de las sucesivas generaciones de estrellas que se van formando a partir del centro. La zona brillante que se ve por encima del centro es N11B , una región explosiva donde incluso hoy se están formando estrellas.


Nebulosa Tarantula

La nebulosa Tarantula tiene más de 1,000 años luz de extensión, una nebulosa de emisión gigante en nuestrra galaxia vecina la Gran nube de Magallanes. Dentro de este arácnido cósmico se encuentra un joven cúmulo de estrellas gigantes, catalogado como R136, cuya intensa radiación y fuertes vientos han ayudado a energizar el brillo nebular y la forma de filamentos de araña.

En este impresionante mosaico de fotografías tomadas con la cámara Wide-Field Imager del telescopio de 2.2 metros del ESO en el observatorio de La Silla (Chile), se pueden ver también otros cúmulos de jovenes estrellas en el radio de acción de la nebulosa. Notables también entre los habitantes de la zona de la Tarantula son varias nubes oscuras invadiendo los límites exteriores, así como el denso cúmulo de estrellas NGC 2100 en el borde izquierdo de la imagen.

Pequeño pero expandiendose el remanente de la supernova 1987a, la supernova más cercana de la historia moderna, se encuentra junto al extremo inferior derecho de la imagen. Este interesante mosaico cubre un área de cielo del tamaño de la luna llena en la constelación austral Dorado.


Disfrutadlas!
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felixcat
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 1:24 am    Asunto: Responder citando

¡¡ Grande !!

Las imágenes de las nebulosas superan en espectacularidad a casi todos los messiers que has puesto hasta ahora , son ... bellísimas
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The last survivors
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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 1:35 pm    Asunto: Responder citando

Gracias Felix, hoy seguramente pondré más.

Por de pronto, esta es la única imagen que conseguí salvar de ayer:


M13....en Hercules.

Os cuento.

Ayer habia quedado con unos cuantos más del club de astronomía para hacer observación con CCD (Cámaras).

La imagen que teneis ahí es a lo burro, sin limpiar ni nada. Pero estoy orgulloso porque es la primera que saco yo, con mis manitas.

Tenia como veinte imágenes, y no sé porqué puñetas hoy no consigo ver nada de nada. Aunque tampoco verifiqué ayer que estaban bien guardadas, craso error.

Estuvimos observando algunos messiers, como M27, la nebulosa del buho (espectacular), M13, M92, y muchas otras cosas. Y todas las imagenes que iba haciendo las iba guardando en el USB.

Hasta esta mañana, que lo he abierto....y ni una imagen. Bueno, si, una. La de arriba.

Podeis imaginaros mi cabreo.

En fin, me dí de bruces con la tecnologia. Al menos ya tengo excusa para volver al Observatorio.

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Ubicación: Sailing to Philadelphia

MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 2:03 pm    Asunto: Responder citando

No es por nada, pero se ve mucho ruido en tu foto, deja la fotografia anda.
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Los ochenta fueron la caña tío, hasta que aquel mierda de Cobain llegó y lo jodió todo.

¡¡¡Joder¡¡¡ me encanta divertirme.
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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 3:02 pm    Asunto: Responder citando

si, ya se que tiene mucho ruido de fondo.
Normalmente este tipo de imagenes se tienen que hacer con un flat y un dark, amén de hacer un mínimo de diez, limpiarlas y agruparlas. Así te quedan las imágenes muchísimo más nítidas.
Pero era mi primera vez...y nos conformamos con poco, la verdad es esa.
De todas maneras, voy a seguir intentándolo.

Desoiré tus consejos, pequeño saltamontes...
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