Detectores de rayos cósmicos
Los rayos cósmicos que inciden sobre la Tierra no alcanzan el suelo, sino que se desintegran en su interacción con la atmósfera. Para estudiar los rayos cósmicos en su estado original es necesario, por tanto, ascender hasta las capas superiores de la atmósfera o mejor salir al espacio exterior. Para detectarlos se induce la interacción de las partículas de los rayos cósmicos con algún material de comportamiento conocido, y luego se estudian los productos resultantes del choque. Un método muy usado en el pasado consistía en registrar el proceso en emulsiones fotográficas. Hoy día se emplean dispositivos más sofisticados que suelen basarse en el destello que se produce cuando un rayo cósmico atraviesa el material que conforma el núcleo del detector. El estudio del destello permite deducir parámetros como la velocidad, energía y dirección del rayo cósmico. Desde el suelo también se pueden detectar los rayos cósmicos, aunque en este caso no de manera directa, sino a través del análisis de los fenómenos que se producen durante la desintegración del rayo cósmico en la atmósfera. Podríamos decir que en este caso el aire actúa como núcleo del detector, y los aparatos analizan los productos de la desintegración. Hay detectores de radiación Cherenkov (telescopios Cherenkov) que analizan el destello de luz ultravioleta que surge en la desintegración. Otros aparatos (matrices de detectores de centelleo) captan los electrones o incluso los muones generados en cascada cuando el rayo cósmico incide sobre el aire. Se deduce de este modo, de manera aproximada, la dirección de procedencia del rayo y su energía. Los detectores de rayos cósmicos basados en el suelo permiten captar y estudiar más eventos y efectuar por tanto estadísticas significativas.
Disco circunestelar
Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad (lo que se denomina secuencia principal). En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y colapsa y da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de material. Con posterioridad, la conservación del momento angular (una cantidad física relacionada con la masa y la rotación) hace que se forme un disco alrededor del objeto central, que proporciona material a la estrella (mediante acrecimiento). Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero un sistema protoplanetario se puede formar durante esta última etapa. La fase de acrecimiento corresponde a los objetos de tipo T Tauri. Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida de la estrella, pero de importancia crucial tanto para ella como para la posible formación de planetas a su alrededor.
Desplazamiento al rojo
Fenómeno que afecta a las ondas electromagnéticas provenientes de un objeto emisor y que consiste en un enrojecimiento de la luz, o sea, las radiaciones emitidas experimentan un corrimiento hacia la parte menos energética (más roja) del espectro. Este cambio se puede deber a tres procesos físicos diferentes: a que el emisor y el receptor se alejen entre sí (efecto Doppler), a que el emisor se encuentre sometido a un campo gravitatorio más intenso que el receptor (desplazamiento al rojo gravitatorio) o a la expansión del universo (desplazamiento al rojo cosmológico). Cuando emisor y receptor se acercan, cuando el receptor experimenta un campo gravitatorio más intenso o cuando el universo se contrae, entonces se produce el efecto contrario, el desplazamiento al azul. El desplazamiento al rojo se representa con la letra z. La variable z adopta valores positivos cuando se trata de un desplazamiento al rojo y negativos si se trata de un desplazamiento al azul.
Deuterio
Uno de los tres isótopos del hidrógeno: hidrógeno-1(o protio; sólo un protón en su núcleo), hidrógeno-2 (o deuterio; un protón y un neutrón) e hidrógeno-3 (o tritio; un protón y dos neutrones). Como uno de cada 6.500 átomos de hidrógeno es de deuterio, y el hidrógeno es el átomo más abundante del universo, entonces el deuterio representa una fracción importante de la masa las estrellas. El deuterio, como el hidrógeno, se quema (en reacciones nucleares de fusión) en el interior de las estrellas. Los objetos más livianos que las estrellas, a los que llamamos enanas marrones, sólo consumen deuterio. Aproximadamente 21 g de nuestro cuerpo es deuterio.
Disco circunestelar
Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad, fase que se denomina secuencia principal. En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y colapsa y da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de material. Con posterioridad, la conservación del momento angular (una cantidad física relacionada con la masa y la rotación) hace que se forme un disco alrededor del objeto central, que proporciona material a la estrella (mediante acrecimiento). Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero un sistema protoplanetario se puede formar durante esta última etapa. La fase de acrecimiento corresponde a los objetos de tipo TTauri clásica o de clase II. Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida total de la estrella, pero de importancia crucial tanto para la estrella como para la posible formación de planetas alrededor de la misma.
Distancia focal
Imaginemos una lente convergente. Si incide sobre ella un haz de luz formado por rayos paralelos, estos rayos se desvían y tras atravesar el material se concentran en un punto determinado, el foco. La distancia focal no es más que la separación que media entre la lente y el foco. Se puede definir el mismo concepto no para una lente convergente, sino para un espejo cóncavo. Éste concentra en un foco los haces de luz paralelos que inciden sobre él y por tanto la distancia focal corresponde al espacio que media entre el foco y el centro del espejo. Si se trata de elementos divergentes, como una lente divergente o un espejo convexo, el haz de rayos paralelos se separa después de incidir sobre ellos. En este caso se considera un foco virtual, el punto del que parecen irradiar los rayos divergentes que surgen de la lente o espejo. Por tanto también en estos casos se puede hablar de distancia focal, aunque se suele dar en números negativos para especificar el carácter divergente de los elementos ópticos implicados. Las lupas normales que se venden en las papelerías suelen tener una distancia focal de 25 cm, o sea, 0,25 metros. Otra manera de dar la distancia focal de una lente consiste en transformarla en la potencia de la lente. Se trata de tomar la distancia focal expresada en metros f y calcular su inverso, 1/f. El resultado es la potencia en dioptrías. Así, las lupas habituales tienen 1/0.25 = 4 dioptrías.
