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Radiación de fondo de microondas
Radiación electromagnética procedente del universo primigenio, generada durante la Gran Explosión (también conocida como Big Bang). Descubierta en 1965 y motivo de un Premio Nobel a los ingenieros Arno Penzias y Robert Wilson en 1978, corresponde a la emisión de un cuerpo negro a una temperatura de 2,7 K (-270,5º C). Dada su gran uniformidad en todo el cielo, es considerada la prueba más evidente del modelo cosmológico asociado a la Gran Explosión.

Radiación de Hawking
Es un tipo de radiación producida en el horizonte de sucesos de un agujero negro debida a efectos cuánticos denominados fluctuaciones cuánticas del vacío. El vacío cuántico está formado por partículas virtuales. Cerca del horizonte, éstas pueden absorber energía del intenso campo gravitatorio presente y convertirse en partículas reales, creándose pares partícula-antipartícula a partir del vacío. Tales pares se aniquilan inmediatamente entre sí, pero puede ocurrir que una de las partículas se forme en el interior del horizonte y la otra pueda escapar del agujero negro. Este proceso produce la emisión neta de radiación por parte del agujero negro y la disminución de masa de éste. Esta pérdida gradual de masa y, por tanto, de energía se conoce como evaporación de un agujero negro. Para un observador lejano esta emisión corresponde a la de un cuerpo negro cuya temperatura es inversamente proporcional a la masa del agujero negro.

Radiación electromagnética
Se entiende por radiación electromagnética a las ondas producidas por la emisión de energía debida a la oscilación o aceleración de las cargas eléctricas. Las ondas así originadas tienen componentes eléctricas y magnéticas oscilantes, que se propagan por el espacio transportando energía en forma de paquetes denominados fotones. A diferencia de otros tipos de onda como el sonido, las electromagnéticas no necesitan medio material para propagarse; pudiendo hacerlo en el vacío, donde alcanzan su máxima velocidad: c=300.000 km/s. En función de su longitud de onda, las ondas electromagnéticas pueden dividirse en diversos rangos espectrales; desde las de longitud de onda larga, como las de radio o microondas, hasta las de longitud de onda corta, como los rayos X o los gamma. La luz visible constituye una pequeña porción de este espectro electromagnético.

Radiación infrarroja
Radiación electromagnética situada entre el visible y las microondas, de longitud de onda comprendida entre 700 nanómetros y 1 nanómetro aproximadamente. Los cuerpos emiten el máximo de su energía en una longitud de onda que es inversamente proporcional a su temperatura (Ley de Wien), por tanto los cuerpos que emiten en el infrarrojo tienen temperaturas inferiores a los que emiten en el visible y en el ultravioleta. En astronomía son fundamentalmente las estrellas frías de baja masa, las protoestrellas y nubes interestelares y las galaxias más distantes. Los granos de polvo del medio interestelar absorben y esparcen la radiación infrarroja en una proporción mucho menor de lo que lo hacen para la radiación visible y ultravioleta, por lo que observando en el infrarrojo se puede ver a través de nubes de polvo del medio interestelar en direcciones de alta densidad como el centro de la galaxia y descubrir las estrellas y planetas que se están formando dentro de densas nubes de gas y polvo. Otra faceta interesante del infrarrojo es que en este rango los elementos químicos emiten una gran cantidad de líneas espectrales, por lo que estudiando su espectro infrarrojo se pueden conocer sus abundancias y condiciones de formación de esas líneas. Sin olvidar el desplazamiento al rojo que se produce por la expansión del universo, que es mayor para objetos más distantes y por lo tanto más jóvenes, lo que hace que la radiación óptica y ultravioleta de los objetos más distantes nosotros la veamos ahora en el infrarrojo. Por tanto, es el rango del espectro ideal para estudiar objetos muy jóvenes formados en los primeros momentos del universo.

Radiación ultravioleta
Radiación electromagnética situada entre el visible y los rayos X, de longitud de onda comprendida entre 400 y 10 nanómetros aproximadamente, porque la separación entre los diferentes tipos de radiación electromagnética no tiene límites exactos, es simplemente una nomenclatura. Aunque parezca raro dar los límites de mayor a menor longitud de onda, en astrofísica se acostumbra a decir primero el límite que está más cerca del visible. Dentro del ultravioleta se puede distinguir el ultravioleta cercano, desde 400 a 200 nanómetros, el ultravioleta lejano, desde 91.2 a 200 nanómetros y el ultravioleta extremo, de 91.2 a 10 nanómetros. La atmósfera terrestre, en buenas condiciones deja pasar el ultravioleta cercano hasta unos 300 nanómetros, más allá solo es posible detectarla con instrumentos a bordo de satélites. El primer satélite científico español, MINISAT-01, llevaba dos espectrógrafos diseñados para detectar radiación ultravioleta lejana y extrema y operó desde 1997 a 2004. Con las observaciones en el ultravioleta se descubrió que muchos tipos de estrellas, entre ellas el Sol, experimentan a lo largo de su vida una pérdida de masa por medio de los llamados vientos estelares, se descubrieron elementos altamente ionizados en el medio interestelar que indicaban una alta temperatura en un medio tradicionalmente considerado como frío, se profundizó en el conocimiento de las novas y binarias de rayos X, y sobre todo se pudo aumentar el conocimiento de las estrellas calientes que emiten la mayor parte de su energía en este rango del espectro.

Radiación visible
Radiación electromagnética con longitudes de onda comprendidas entre 400 nanómetros y 700 nanómetros (entre el ultravioleta y el infrarrojo). Se trata del intervalo del espectro electromagnético en el que el Sol presenta su máxima emisión. Además, la atmósfera terrestre es especialmente transparente en este rango de longitudes de onda. El sistema visual humano, y el de la mayoría de los seres vivos, está optimizado para detectar luz visible. Durante mucho tiempo esta ventana del espectro ha sido la única accesible al estudio de la astronomía, y el análisis de la radiación emitida o reflejada por los cuerpos celestes en este rango ha conducido a multitud de descubrimientos muy significativos. La astronomía actual sigue trabajando sobre todo con la luz visible, y con el paso del tiempo se han ido diseñando detectores e instrumentos cada vez más sensibles para esta radiación. No obstante, desde el siglo XX el ámbito de estudio de la astronomía se ha extendido a las demás regiones del espectro electromagnético, bien por medio de aparatos instalados en el suelo o de instrumentos embarcados en vehículos espaciales.

Radioastronomía
Disciplina astronómica que estudia y mide la emisión electromagnética en el rango radioeléctrico o de radiofrecuencias de todos los objetos celestes, tanto en su emisión en continuo como en líneas espectrales. Las fuentes astronómicas normalmente estudiadas corresponden al gas y polvo interestelar, aunque también hay algunas estrellas, galaxias y cuásares que emiten en radiofrecuencias.

Radiofrecuencias
Región del espectro electromagnético correspondiente a las mayores longitudes de onda (o menores frecuencias). La disciplina astronómica que trabaja en esta región es la radioastronomía, utilizando radiotelescopios. Las longitudes de onda van desde décimas de milímetro hasta varios metros (frecuencias de cientos de gigahercios a pocos kilohercios).

Radiotelescopio
Instrumento utilizado en radioastronomía. Debido a la debilidad de las señales de radio, junto a las grandes longitudes de onda, los radiotelescopios tienen decenas (o centenares) de metros de diámetro. Son capaces de analizar la emisión en continuo y de líneas espectrales, mediante un complejo sistema de receptores de bajo ruido y analizadores digitales.

Radio de Schwarzschild
Distancia desde el centro de un agujero negro a la cual la velocidad necesaria para escapar del mismo es igual a la velocidad de la luz. Para un cuerpo cualquiera, se calcula en metros, multiplicando su masa en kilos por un número muy pequeño: 15x10-28 (15 por 10 elevado a -28) un cero y una coma seguidos de veintiséis ceros y un quince). Cualquier cuerpo cuya masa quede comprimida en ese espacio tan pequeño se convierte automáticamente en agujero negro.

Rayos cósmicos
Partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el universo con velocidades cercanas a la de la luz. Entre esas partículas se cuentan algunos electrones, pero sobre todo se trata de corpúsculos de carga positiva, es decir, núcleos atómicos completos, cuyas abundancias se corresponden a grandes rasgos con la composición química promedio del universo; predominan, pues, los protones o núcleos de hidrógeno. Los rayos cósmicos en estado primario no alcanzan la superficie terrestre, sino que se desintegran al chocar con la atmósfera. Sin embargo, se pueden estudiar de manera directa desde globos, aeroplanos o satélites artificiales. También se pueden analizar a partir de los fenómenos que provoca su desintegración en el aire. Aún no está claro el origen de los rayos cósmicos, aunque las hipótesis más firmes apuntan hacia las partículas emitidas en fenómenos violentos como las explosiones de supernovas o los procesos que suceden en el núcleo galáctico. Los rayos cósmicos de menos energía tienen su origen en el Sol.

Rayos gamma
La radiación electromagnética más energética, con longitudes de onda inferiores a 0,1 nanómetros. Este tipo de radiación está involucrado en fenómenos muy energéticos, característicos de los núcleos atómicos o de los fenómenos de aniquilación entre materia y antimateria. Los rayos gamma producidos en contextos astrofísicos no alcanzan la superficie terrestre porque quedan bloqueados por la atmósfera. Sí cabe estudiar desde el suelo algunos de los efectos inducidos por el choque de los fotones gamma con el aire, pero los mejores resultados se obtienen por medio de satélites artificiales. Los objetos astrofísicos más llamativos productores de este tipo de radiación son las fuentes explosivas de rayos gamma (estallidos de rayos gamma o GRB), relacionados con explosiones de hipernovas o con colisiones de objetos muy compactos.

Rayos X
Los rayos X son una radiación electromagnética de longitud de onda entre 0,1 y 10 nanómetros. En el espectro electromagnético se encuentran entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma. Son capaces de atravesar objetos opacos y de impresionar las placas fotográficas. Se encuentran en la región del espectro no visible por el ojo humano y los rayos X de procedencia extraterrestre son bloqueados por la atmósfera, por lo que la astronomía de rayos X se desarrolla desde satélites y cohetes. Ricardo Giaconni obtuvo el Premio Nobel de Física en 2002 por el descubrimiento de la primera fuente de rayos X astronómica, Escorpio X-1, en la constelación de Escorpión en la dirección del centro galáctico. También se detectó en las primeras observaciones una radiación de fondo de rayos X, proveniente de todas las direcciones en que se mirase (de ahí su nombre, de fondo). Se pensó que esa radiación provenía de la Gran Explosión (Big Bang) pero hoy se cree que es debida a la radiación procedente de muchas fuentes discretas vistas en conjunto, en su mayor parte cuásares. Los procesos de emisión de rayos X en el universo son debidos principalmente a: gases ionizados a temperaturas de millones de grados (plasmas), electrones muy energéticos en campos magnéticos intensos y acreción sobre objetos compactos (agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas blancas). La materia que cae sobre un agujero negro forma un disco de acreción. Este disco se calienta a temperaturas superiores a los cien mil grados, emitiendo luz ultravioleta y rayos X.

Relatividad especial
Teoría propuesta por Albert Einstein en 1905 en la que se describen los efectos derivados del hecho de que la velocidad de la luz no sea infinita sobre la descripción del movimiento de un cuerpo o de una onda realizada por diferentes observadores que se muevan unos respecto a otros con velocidad constante (observadores inerciales). Algunas de sus consecuencias poco intuitivas son la contracción de longitudes o la dilatación de tiempos para ciertos observadores, derivadas del hecho de que dos sucesos pueden ser simultáneos para uno y no para otro. Para la definición inequívoca de un suceso se requieren tanto sus coordenadas espaciales como temporales, unificadas en el llamado espacio-tiempo.

Relatividad general
Teoría de la gravedad, propuesta por Albert Einstein en 1916, según la cual los fenómenos gravitatorios son consecuencia de la distorsión geométrica del espacio-tiempo. Unifica la ley de gravitación universal de Newton con la relatividad especial proponiendo una influencia mutua entre la materia y el espacio que la rodea: la presencia de materia curva el espacio y éste determina el camino natural (la órbita) que debe seguir aquella. Hasta ahora ha superado numerosas pruebas tanto en nuestro Sistema Solar (curvatura de rayos de luz, desplazamiento al rojo gravitatorio) como en ambientes de gravedad más intensa, como las estrellas de neutrones o galaxias (lente gravitatoria).

Resolución angular
Instrumento para realizar interferometría. Los más numerosos y conocidos se componen de radiotelescopios, que trabajan en un único observatorio (con líneas de base de algunos kilómetros) o de manera coordinada a escala continental o incluso mundial (con líneas de base de miles de kilómetros). Las grandes líneas de base permiten disponer, en algunos casos, de resoluciones angulares de fracciones de milésimas de segundos de arco.

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