Eclipse
Es la ocultación de un astro por otro, visto desde un tercero. Hay eclipse solar cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, que se ve total o parcialmente cubierto. No sucede cada Luna nueva porque las órbitas lunar y terrestre están inclinadas cinco grados una respecto a otra. La Luna es cuatrocientas veces menor que el Sol, pero está en promedio cuatrocientas veces más cerca de la Tierra. Cuando coinciden los tamaños aparentes solar y lunar se produce un eclipse total de Sol: el disco brillante es reemplazado por la silueta oscura de la Luna y a su alrededor se aprecia la tenue corona solar. Si, en perfecta alineación, la Luna queda algo más lejos de la Tierra, el eclipse será anular. Un eclipse anular o total sólo es visible desde la estrecha banda de totalidad, proyección de la sombra lunar sobre la superficie terrestre. A ambos lados se proyecta la penumbra, y en esas zonas el eclipse será parcial, igual que cuando Sol, Luna y Tierra no quedan exactamente alineados, y la sombra lunar no intersecta la superficie del planeta. Un eclipse lunar total se produce cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, en fase de llena. Nuestra atmósfera refracta la luz solar hacia el cono de sombra terrestre, causando el color rojizo de la Luna durante sus eclipses. Éstos pueden ser también penumbrales, cuando la Luna atraviesa la penumbra terrestre, o parciales, cuando sólo una parte de la Luna pasa por la sombra de la Tierra.
Eclíptica
Camino aparente seguido por el Sol sobre la esfera celeste a lo largo de un año, visto desde la Tierra. Esta trayectoria traza un círculo máximo sobre el firmamento. El plano de ese círculo se conoce como plano de la eclíptica. Los planetas del Sistema Solar siguen órbitas que están contenidas en ese plano de manera muy aproximada. Por eso todos los planetas aparecen proyectados sobre el cielo en las cercanías de la eclíptica.
Efecto Doppler
Se conoce por este nombre al cambio en la frecuencia de una onda como consecuencia del movimiento del emisor respecto del receptor. Observamos este efecto numerosas veces en la vida diaria. Cuando un coche se nos acerca a gran velocidad, percibimos que el sonido del motor es más agudo que cuando se aleja de nosotros. Esta percepción se debe al hecho de que cuando el coche se acerca, las ondas sonoras emitidas parecen juntarse y aumenta su frecuencia; al contrario, cuando el coche se aleja, las ondas parecen separarse, lo que hace que la frecuencia disminuya. Éste efecto es muy importante en Astrofísica, donde el efecto se produce en ondas de luz. Cuando un objeto que emite luz, como una estrella o una galaxia, se acerca a nosotros, vemos sus ondas de luz con mayor frecuencia de la que fueron emitidas: las vemos desplazadas al azul. Si se aleja de nosotros, vemos que su luz se desplaza al rojo. Es el famoso desplazamiento al rojo de la luz. Como además el efecto es tanto mayor cuanto mayor sea la velocidad entre el emisor y el receptor, podemos usar el efecto Doppler para calcular la velocidad de las estrellas y galaxias respecto de nosotros. El efecto recibe su nombre del físico austriaco Christian Doppler, y fue clave en el descubrimiento de la expansión del universo por Edwin Hubble.
Efemérides
Conjunto de tablas o grupo de datos que indican las posiciones calculadas para ciertos objetos celestes móviles en una serie de instantes determinados a lo largo de un intervalo de tiempo, normalmente un año. También se usa este término para los conjuntos de datos que especifican el instante en el que se ha calculado que se van a producir determinados eventos significativos (posiciones especiales de planetas, fases lunares, eclipses).
Enana blanca
Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura, unos 10.000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar. Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos estudiar en nuestros laboratorios, lo que convierte las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de supernova que la destruirá por completo.
Enana marrón
Objeto de masa intermedia entre las estrellas más ligeras y los planetas gaseosos más masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). Las enanas marrones, junto con los planetas, son objetos subestelares. Técnicamente, en el interior de un objeto subestelar no se consume hidrógeno de forma estable, al contrario de lo que ocurre en las estrellas de la secuencia principal. Sin embargo, las enanas marrones sí que consumen deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno), al contrario de lo que ocurre en los planetas. El espectro de las enanas marrones más frías descubiertas se parece más al de Júpiter que al de las estrellas frías. La primera enana marrón, Teide 1, fue descubierta en las Pléyades por un grupo español en 1995.
Energía oscura
Observaciones recientes sugieren que cerca del 95% de la energía del universo está en el sector "oscuro". Este sector está constituido por materia oscura (una forma de materia no luminosa) y energía oscura, cuyo origen y composición son desconocidos. La energía oscura constituye alrededor del 73% del universo y es responsable de una misteriosa fuerza repulsiva que parece estar acelerando la expansión del cosmos.
Epiciclo
Modelo geométrico ideado para explicar las variaciones en los movimientos aparentes de los planetas. Fue diseñado por Apolonio de Pérgamo a finales del siglo III a.C. basándose en la teoría geocéntrica. De esta forma, el planeta se movía en una órbita circular (epiciclo) cuyo centro se movía, a su vez, en otra órbita, también circular alrededor de la Tierra, que era el centro de todo el sistema. Con esta combinación de movimientos se explicaba, con alguna aproximación, los movimientos retrógrados y estacionarios de los planetas. Con el paso del tiempo y la mejora en la calidad de las observaciones, fue necesario ir añadiendo cada vez más círculos al modelo para explicar los nuevos datos; haciéndolo impracticable. Con el desarrollo del modelo heliocéntrico y la explicación del movimiento planetario mediante órbitas elípticas, la antigua concepción de los epiciclos quedó obsoleta.
Esfera celeste
Esfera imaginaria de radio arbitrario centrada en la posición del observador, y sobre la cual se proyectan todos los cuerpos celestes y sus movimientos. Para especificar la posición de los astros sobre esta esfera se emplean las coordenadas celestes. La esfera celeste abarca todas las direcciones en torno al observador, pero normalmente sólo se divisa la mitad, porque la otra mitad queda oculta bajo el suelo. La frontera entre la parte observable y la inobservable corresponde al horizonte del lugar.
Espacio-tiempo
El sentido común parece indicarnos que vivimos en un espacio de tres dimensiones -ancho, largo, alto-, donde se desarrollan todos los eventos físicos del universo, siendo el tiempo un parámetro independiente que fija los acontecimientos a lo largo de la flecha temporal. Esta idea intuitiva del tiempo y el espacio constituye el marco donde se desarrolla la física de Newton y en este contexto newtoniano el tiempo es invariante para cualquier observador, mientras que las coordenadas espaciales de un determinado suceso se rigen por las ecuaciones de la relatividad de Galileo. Sin embargo a comienzos del siglo XX una serie de experimentos, de los cuales el más conocido es sin duda el diseñado por Michelson y Morley para medir la velocidad de la Tierra respecto a un supuesto sistema de referencia universal, cambiaron completamente nuestra visión del marco dónde tienen lugar los fenómenos físicos. La primera consecuencia fue el establecimiento de la constancia de la velocidad de la luz para cualquier observador en reposo o en movimiento y de ahí la necesidad de unir las coordenadas espaciales y temporal en un mismo espacio matemático de cuatro dimensiones, denominado espacio-tiempo. Ahora el tiempo no es el mismo para cualquier observador, independiente de su posición y velocidad, sino que varía con la velocidad de observador, existiendo tantas reglas temporales diferentes como observadores diferentes tengamos. El concepto de espacio-tiempo fue introducido por Einstein en 1905 en su famoso artículo Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento donde se sientan los principios de la relatividad restringida.
Espectro electromagnético
Conjunto continuo e infinito de ondas electromagnéticas (ondas de luz) ordenadas en zonas en función de su longitud de onda y, por tanto, de la energía que transportan. De mayor a menor longitud de onda (de menor a mayor energía) hay: ondas de radio, microondas, infrarrojos, luz visible, luz ultravioleta, rayos X y rayos gamma. En astronomía, el análisis de la luz emitida o reflejada por los objetos en el espacio en relación a sus diferentes longitudes de onda o energías, es de gran importancia puesto que constituye la única y mayor fuente de información sobre el universo. Esto ha permitido la aparición de diferentes ramas de la astronomía en función de la zona del espectro electromagnético que se analiza, como son, por ejemplo, la astronomía de altas energías (rayos X y gamma), la astronomía ultravioleta, la astronomía óptica (luz visible), la radio-astronomía y la astronomía infrarroja.
Espectroscopia
Técnica observacional orientada al análisis de la composición espectral de la luz que se recibe de los astros. La luz (o de manera más general la radiación electromagnética) que emiten los cuerpos celestes contiene multitud de "colores" distintos. La espectroscopia permite analizar la composición de esa luz y deducir cuánta energía se recibe de un astro para cada "color" concreto (para cada longitud de onda, o para cada frecuencia). El gráfico que representa la intensidad de la luz en función del "color" (longitud de onda, o frecuencia) recibe el nombre de espectro.
Estallidos de rayos gamma
También denominados GRB (del inglés, gamma ray bursts) son las explosiones más energéticas observadas en el universo. Estas explosiones suelen ir seguidas de una emisión en el resto del rango electromagnético, que es conocida como posluminiscencia. Según su duración, se clasifican en GRB largos (desde dos segundos a varios minutos) y cortos (entre unos pocos milisegundos y dos segundos). Se cree que el mecanismo físico que los produce es diferente en cada caso. Así, parece que los primeros están asociados a un tipo especial de supernovas, las hipernovas, que son producidas por la muerte de estrellas extraordinariamente masivas. Sin embargo, el origen de los GRB de corta duración no está tan claro, siendo una de las hipótesis barajadas la colisión de dos objetos supermasivos (estrellas de neutrones o agujeros negros).
Estrella
Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas ‘exóticas’) y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2.000 ºC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50.000 ºC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes. El Sol tiene una temperatura en su superficie (el disco que observamos) de 6.000 ºC y en su núcleo se alcanzan los 15 millones de grados.
Estrella binaria
Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que se encuentran girando una alrededor de la otra. La primera estrella binaria fue descubierta por Herschel. Éste detectó el movimiento relativo entre las dos componentes de Cástor, en la constelación de Géminis. Aunque en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se considera que entre un tercio y la mitad de las estrellas que observamos son sistemas binarios.
Estrella de neutrones
Última etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, ésta sufre una explosión de supernova. Después de la explosión el núcleo de la estrella colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso continúa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo debido al principio de exclusión de Pauli. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones menor es su diámetro pero si sobrepasa las dos masas solares seguiría colapsando hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos 10 kilómetros de radio. Además, a causa del principio de conservación del momento angular la contracción de la estrella hace que ésta gire más rápido y también hace que su campo magnético se vuelva más intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que son comprimidas por el campo magnético dentro de un haz que gira con la estrella con períodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este caso son conocidas como púlsares. Las estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como objetos aislados o en sistemas binarios.
Estrella doble (o múltiple)
Dos (o más) estrellas aparentemente muy cercanas entre sí. Según si se encuentran o no ligadas gravitatoriamente, las estrellas dobles se clasifican en parejas ópticas, si su proximidad es producto de la perspectiva visual o estrellas binarias, si su movimiento relativo indica que se encuentran girando una alrededor de la otra.
Estrella polar
La estrella Polar (alfa de la Osa Menor) es el astro más brillante de la constelación de la Osa Menor. A pesar de eso, no se trata de una estrella especialmente destacada, se clasifica como de segunda magnitud y desde los cielos contaminados de las ciudades cuesta incluso encontrarla. Por lo tanto, es falso el mito tan extendido que afirma que la estrella Polar es la más brillante de todo el cielo; nada más lejos de la realidad. Lo que hace especial a esta estrella es el hecho fortuito de que el eje de rotación de la Tierra apunta casi exactamente hacia ella por su lado norte. Por lo tanto, a medida que la Tierra gira esta estrella se mantiene siempre quieta en un mismo punto del cielo y no comparte el movimiento diurno de salida y puesta que afecta al Sol, la Luna y el resto de estrellas del fimamento. Eso hace que la estrella Polar sea muy útil como recurso de orientación en la noche y conocerla resulta fundamental para excursionistas, exploradores y navegantes. El eje de la Tierra no mantiene siempre la misma orientación en el espacio, sino que se va desplazando lentamente en un ciclo que dura unos 26.000 años. Así que la estrella Polar no ocupará siempre en el futuro, ni ha ocupado siempre en el pasado, el lugar privilegiado que hoy tiene. En el Egipto faraónico hacía el papel de estrella Polar la estrella Thuban, alfa del Dragón.
Estrella variable
La variación del brillo de las estrellas puede ser debido a una causa intríseca o extrínseca, es decir que la estrella tenga una variabilidad real o que su luz se vea interrumpida por una factor externo que puede ser otra estrella o una nube de gas interestelar. Según la causa de su variabilidad, las estrellas variables intrínsecas se dividen en: pulsantes, con variaciones del radio de la estrella; variables eruptivas, con cambios en su superficie, como llamaradas o eyecciones de materia, y variables cataclísmicas que experimentan un cambio enorme de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. Las novas deben su variación a la acumulación de materia recibida de su estrella compañera. Las estrellas pulsantes características son las cefeidas, para las que Henrietta S. Leavitt en 1912 descubrió que su período de variabilidad era proporcional a su luminosidad, con lo cual la determinación del período nos da una indicación muy fiable de su distancia. Las variables extrínsecas más frecuentes son las estrellas eclipsantes, que son estrellas binarias en las que la dirección de observación coincide con el plano de su órbita y vemos entonces una estrella pasar por delante de la otra, eclipsándola periódicamente. Las más abundantes son las de tipo Algol o tipo beta Lirae.
Estructura del universo a gran escala
El universo está poblado por objetos celestes de todos los tamaños, desde lo submicroscópico (partículas de los rayos cósmicos) hasta lo más grande (supercúmulos de galaxias). Cada escala espacial posee una estructura característica, constituida por objetos celestes concretos. Así, la escala interestelar o galáctica culmina cuando se consideran distancias del orden de cien mil años-luz, cuando se pasa a la escala intergaláctica, en la que los objetos característicos ya no son las estrellas y las agrupaciones estelares, sino las galaxias. A partir de unos treinta millones de años-luz se entra en el ámbito de la estructura del universo a gran escala. En este orden de tamaños, las piezas básicas son los grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias. Los grupos tienen una decenas de galaxias, mientras que los cúmulos albergan centenares, hasta miles de ellas. Los supercúmulos de galaxias contienen decenas de cúmulos y alcanzan extensiones de cientos de millones de años-luz. A escalas mayores aún, los supercúmulos se organizan en estructuras filamentosas, alargadas o planas, que dejan grandes huecos vacíos. Esta estructura esponjosa adquiere carácter homogéneo e isótropo considerada a escalas superiores a los 500 millones de años-luz.
Evolución estelar
Es el proceso por el cual las estrellas cambian su apariencia exterior y su estructura interna con el paso del tiempo. Podemos pensar en la evolución estelar de igual forma que en los seres vivos, que a medida que envejecen sufren cambios en su organismo y su aspecto. El motor de los cambios de una estrella es la nucleosíntesis, la transformación de unos elementos químicos en otros mediante reacciones nucleares. Así, tras nacer, las estrellas pasan la mayor parte de la vida en una fase tranquila, mientras queman hidrógeno en el interior, y lo transforman en helio. Ésta es la fase de mayor duración, la secuencia principal, que abarca el 90% de la vida de la estrella, y durante ella sufre pocos cambios. Pero apenas se agota el hidrógeno, la estrella acelera su evolución y sufre cambios notables, mientras va creando nuevos elementos químicos en el interior, cada vez más rápidamente. Los cambios de apariencia nos llevarán a clasificar las estrellas en diferentes clases: enanas, gigantes, supergigantes... Las fases concretas por las que pasa una estrella dependen fundamentalmente de su masa. Cuanto mayor es ésta, más rápida es su evolución y más corta su vida. Su destino final es también diferente, dependiendo de la masa: las estrellas de mayor masa se convertirán en supernovas y dejarán tras de sí un agujero negro o una estrella de neutrones, mientras que las de menor masa se convertirán en enanas blancas, estrellas pequeñas y calientes, que irán enfriándose eternamente.
Exoplaneta o planeta extrasolar
La Unión Astronómica Internacional (UAI), en 2003, definió de manera provisional el concepto de exoplaneta. Así, los planetas fuera del Sistema Solar deben orbitar alrededor de una estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 14 masas de Júpiter. Debido a su reducida masa, no alcanzan temperaturas ni densidades en sus interiores lo suficientemente altas como para fusionar deuterio o cualquier otro elemento químico. Por lo tanto, no producen energía a partir de este tipo de fuente. Según la misma resolución de la UAI, los objetos subestelares, con masas superiores a los anteriores, pero que no fusionan hidrógeno, se deben denominar enanas marrones. Por otra parte, los objetos aislados de masa planetaria, con masa por debajo del límite de las 14 masas de Júpiter, se deben denominar sub-enanas marrones o cualquier otro nombre, salvo planeta. Estas definiciones podrían modificarse. De hecho, es probable que se cambien en la próxima reunión de la UAI, en agosto de 2009, ya que la expresión sub-enana marrón no es muy acertada, siendo más adecuados otros términos como planemos, oriones, o xebarcos.
Expansión del universo
Se ha observado que las distancias entre las grandes estructuras del universo (los cúmulos y supercúmulos de galaxias) se incrementan de manera progresiva. Este hecho observacional se denomina expansión del universo y fue descubierto por Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason en 1929. Si se toman dos cúmulos de galaxias cualesquiera, la distancia entre ellos crece sin cesar, y lo hace no porque las galaxias o los cúmulos se desplacen, sino porque crece el espacio que media entre ellos. Es más, cuanto más distantes entre sí se encuentren los cúmulos considerados, más veloz es el incremento de la distancia. La intensidad de la expansión del universo en cualquier instante de su historia se valora por medio del parámetro de Hubble, H. El valor actual del parámetro de Hubble recibe el nombre de constante de Hubble y se simboliza como H0. La expansión del universo no afecta a sistemas ligados gravitatoriamente, es decir, el proceso no altera las distancias entre los átomos de nuestros cuerpos, entre la Tierra y el Sol o incluso entre las estrellas de la galaxia o entre galaxias pertenecientes a un mismo cúmulo. Las observaciones indican que la expansión del universo se está acelerando cada vez más, por motivos que aún no están claros.
