Enciclopedia y Glosario de Astronomía. Departamento de Astronomía. Facultas de Ciencias Físicas y Matemáticas de la Universidad de Chile. Compilación de José L. López Lubián (marzo 2006, uso personal)
  
EL AGUA, SOLVENTE UNIVERSAL 

Nuestro origen marino es evidente: el agua es el componente principal de los organismos vivos. La llevamos con nosotros hasta los lugares más inhóspitos: una lagartija o una rata del desierto poseen la misma proporción (entre 60 y 90 %) de su peso corporal que un pez o una ballena.
Es tal la dependencia de la vida terrestre respecto del agua que los científicos interesados en descubrir espectroscópicamente huellas de una posible actividad exobiológica concentran sus observaciones y esperanzas en la llamada "zona habitable", es decir el rango de distancias a una estrella en que el agua superficial pueda encontrarse en su fase líquida.
Cuando se habla de vida, se habla de un ser capaz de reproducirse y evolucionar en un medio dentro del cual muchas reacciones químicas puedan ocurrir. Las macromoléculas, fundamentos de la vida, reaccionan rápidamente sólo si están en solución. En estado sólido, las reacciones son demasiado lentas. En estado gaseoso, en tanto, muchas macromoléculas, demasiado pesadas en presencia de gravedad, tenderían a caer y no quedarían disponibles para más reacciones. Por esto último, las especulaciones de vida en un planeta gaseoso son válidas, pero muy remotas.

Un solvente especial entre todos

Entre los diferentes solventes posibles, el agua líquida es uno muy especial: tiene la mayor constante dieléctrica (e = 80).
Para entender éste concepto, es necesario saber como es la molécula: dos átomos de hidrógeno están ligados a uno de oxígeno. Mientras los primeros tienen un sólo electrón, el segundo posee ocho. Pero el átomo de oxígeno ejerce una atracción mucho más fuerte hacia los electrones, por lo tanto todos éstos, incluyendo los de los átomos de hidrógeno, pasan la mayor parte de su tiempo con el oxígeno. Así, la carga eléctrica parcial es negativa del lado de éste último y positiva del lado de los hidrógenos. Por ello, el agua es llamada una molécula “polar”.
Ésta propiedad le permite al agua crear lazos con cualquier soluto (molécula en solución) que sea también bipolar. Si es una sal, se dice que está ionizada.

Vida y agua

Ésta última propiedad es importantísima para la biología: permite que se formen macromoléculas gracias a la atracción del solvente hacia sus grupos hidrófilos (OH, CO, COOH) y su repulsión hacia los hidrófobos (CH, CH3, cadenas alifáticas).
Las configuraciones de las macromoléculas permiten reacciones químicas muy específicas (llamadas “llave-cerradura”), que son valiosas para construir estructuras complejas con un alto contenido de información. Es el caso, muy interesante, de las enzimas: estas están hechas de pequeñas moléculas (aminoácidos) ligados entre sí, las cuales tienen grupos laterales de átomos que pueden ser polares o no polares. El resultado es que los distintos aminoácidos de la cadena serán desplazados alrededor de un soluto de acuerdo a su carga por las moléculas de agua que están alrededor. Esto obliga a las enzimas a adoptar una forma tridimensional específica, lo que asegura su efectividad y rapidez para catalizar determinadas reacciones químicas.
Otros solventes, como los hidrocarburos, los alcoholes o el amoníaco líquido (NH3) serían mucho menos favorables para una bioquímica como la nuestra a causa de la ausencia o escasez de puentes de hidrógeno. Es más: con su actividad química, el NH3 ataca esencialmente cualquier compuesto orgánico. Habría impedido el nacimiento de la vida como la conocemos. Además, no es líquido a las temperaturas terrestres, sino gaseoso: en mundos más fríos, el NH3 quizás sería un solvente más adecuado para la química de una vida muy distinta a la de aquí. Sin embargo, no olvidemos que la velocidad de las reacciones químicas disminuye exponencialmente con la velocidad...
Otra ventaja del agua: el oxígeno molecular (O2), producto de la disociación del agua a manos de la radiación solar ultravioleta, es a su vez disociado por ésta misma radiación en la alta atmósfera. Ello da como resultado el ozono (O3), cuya capa nos protege (y al resto del agua también) de los peligrosos UV.

En el Sistema Solar, un planeta azul

Europa, el más pequeño de los satélites galileanos de Júpiter, es un serio candidato para albergar vida en su interior: hay fuertes sospechas que debajo de su superficie cubierta de icebergs, se esconde un océano de agua. Bien podría haber formas de vida como las bacterias de los fondos marinos, aquí en la Tierra. La futura sonda Europa Orbiter usará un radar y un láser, que medirán las variaciones de altura del hielo a causa de la atracción gravitatoria de Júpiter, para aclarar este intrigante caso. El sistema ya fue probado al descubrir un lago bajo de 5 km. de hielo en la Antártida.
Titán, el mayor satélite de Saturno, tiene grandes cantidades de hidrocarburos, muy ligados a la química orgánica, quizás en estado líquido. Pero éstos no poseen bipolaridad. La sonda Cassini-Huyghens, que llegará a su superficie cerca del 2004, dirá la última (o recién la primera) palabra.
Ahora, si observamos la Tierra a gran escala, con la visión más global que nos da, por ejemplo, una vista desde el espacio, vemos como el agua tiene propiedades físico-químicas fundamentales para la estabilidad de las actuales, con variaciones mínimas.
La fase líquida del agua (el hielo) es menos densa que la fase líquida. El resultado es que el hielo flota sobre el agua en vez de hundirse, contrariamente a lo que ocurre con casi todas las demás substancias, incluyendo el NH3, cuando experimentan dichas fases simultáneamente.
Si los lagos y mares de la Tierra se congelaran a la manera del NH3, el hielo se hundiría y se acumularía en el fondo año tras año, donde quedaría aislado del calor del verano que pudiera derretirlo. No existirían por tanto los deshielos primaverales que conocemos y, al cabo de un tiempo, todas las extensiones de agua se congelarían.
Por último, el agua tiene uno de los mayores calores específicos de todas las substancias conocidas: se necesita una gran cantidad de energía para elevar un poco su temperatura. Como consecuencia, los océanos son, gracias a esa gran inercia térmica, unos excelentes reguladores de la temperatura y climas terrestres.

IONIZACION 

Es la pérdida o la adquisición de electrones por parte de un átomo o una molécula. El resultado es un desbalance en la carga eléctrica que necesita ser restablecido.

ANDRÓMEDA - LA PRINCESA ENCANTADA

Al ser una de las primeras constelaciones en recibir nombre, se ha dado tiempo para crear una rica mitología en su entorno, sumándosele las leyendas asociadas a otros grupos estelares de posterior bautizo.
Andrómeda es hija de Cefeo y Casiopea, reyes de la antigua Etiopía. Casiopea presumió de superar la belleza de las Nereidas, 50 hermosas hijas del dios marino Nereo. Poseidón, casado con una de ellas, montó en cólera y mandó al monstruo Cetus (la Ballena) a castigar el reino de los etíopes. El juicio del oráculo de Ammón fue que la única manera de calmar a Poseidón era la entrega de Andrómeda a Cetus, por lo que los gobernantes encadenaron a su hija a una roca frente al mar. Perseo, hijo de Zeus, la libera montando a Pegaso, el caballo alado, y se la lleva consigo como su mujer.
La constelación es conocida por contener a la galaxia Andrómeda, miembro del grupo local de galaxias al que pertenece nuestra Vía Láctea. Situada a 2,2 millones de años luz es la galaxia espiral más cercana y el objeto más distante que se puede ver a simple vista. Está inserta al sur de Casiopea, al oeste de Perseo y fuera de un extremo de la Gran Escuadra de Pegaso. Muchos consideran que la estrella ubicada al nordeste de la escuadra de Pegaso pertenece a Andrómeda.
La más importante de las galaxias que nos rodea, en un principio fue confundida con una nebulosa. Es muy parecida a la Vía Láctea, un remolino con 200 billones de soles y un torbellino de nubes de polvo y gas. Tiene la luminosidad necesaria para ser vista con prismáticos desde una ciudad y a simple vista con cielo oscuro.

ANTLIA - LA MÁQUINA NEUMÁTICA

Esta constelación meridional debe su nombre a Nicolás-Louis de Lacaille, astrónomo que estuvo en el observatorio del Cabo de Buena Esperanza, al suroeste de Sudáfrica, cerca de Ciudad del Cabo, entre 1750 y 1754. En ese período, luego de revisar unas 10 mil estrellas meridionales, el investigador realizó una división del cielo sur con 14 nuevas constelaciones, entre las que está Antlia.
El nombre hace alusión a la Máquina Neumática -Antlia Pneumatica- inventada por Robert Boyle, científico británico del siglo 17, precursor de la química moderna y uno de los primeros defensores de los métodos científicos.
Es una constelación débil y pequeña, en los alrededores de la Vía Láctea meridional y cercana a la Vela y la Popa. Su estrella alpha es el elemento más brillante de la constelación y carece de nombre. Su color es rojo y su magnitud es variable, posiblemente.
Contiene una galaxia espiral grande y débil (NGC2997), con un núcleo estelar. Para su observación se requiere un telescopio potente.

APOLONIO DE PERGA

Matemático griego, llamado el “Gran Geómetra”, que vivió durante los últimos años del siglo III y principios del siglo II a.C. Nació en Perga, Panfilia (hoy Turquía). Escribió sobre cálculos aritméticos y estadística y colocó los cimientos de la geometría de posición con su Tratado de las cónicas, que en un principio estaba compuesto por ocho libros. Apolonio hizo también importantes contribuciones a la astronomía griega, en especial con la aplicación de modelos geométricos al movimiento de los planetas.

APUS - EL AVE DEL PARAÍSO

Esta constelación está bajo el Triángulo Austral -Triangulum Austral-, cerca del Polo Sur y no es visible desde las latitudes más septentrionales. 
Debe su nombre a un antiguo vocablo griego que significa "sin pies" y proviene de Apus Indica, nombre del Ave del Paraíso de la India. Los primero ejemplares de la especie que se encontraron muertos en Europa en el siglo 16 carecían de patas, por lo que se creyó que pasaban toda su vida volando. En 1758, el naturalista sueco Carl von Linneo llamó esta especie con el calificativo ápoda, que significa sin pies.
Tiene a S Apodis, que es una nova "tardía", cuya luminosidad supera la magnitud 10, por lo que se puede observar con un telescopio mediano, aunque a períodos irregulares se entorpece su visibilidad pues entra en erupción y emite un material oscuro, similar al hollín, en su atmósfera.
También está Theta Apodis, cuya magnitud oscila entre 6,4 hasta menos de 8 en ciclos irregulares de alrededor de 100 años.

AQUARIUS - EL ACUARIO

Esta constelación viene desde la época de Babilonia y, haciendo honor a su denominación, está ubicada en el cielo cerca de un delfín, un río, un pez y una serpiente marina. En ocasiones se le asocia con Zeus derramando el agua de la vida desde los cielos.

Posee un atractivo racimo globular, M 2, que se ve como una borrosa mancha de luz con prismáticos o telescopios pequeños. Ya con instrumento de 100 mm se observa la figura jaspeada del conjunto estelar y uno de 150 mm ya nos mostrará a las estrellas.
Dignas de atención son un par de nebulosas: Saturno y Helix. La primera (NGC 7009) es pequeña y debe su nombre al hecho de que en las primeras observaciones mostraba una apariencia similar al planeta de los anillos. La segunda es la más grande y cercana de las nebulosas planetarias, usando la mitad del diámetro angular de la Luna, ocupando su luminosidad una vasta área y, por eso, se observa fácil con un telescopio de baja potencia o prismáticos en un cielo oscuro.
A simple vista se ve una lluvia de meteoros cuyo cenit se logra el 28 de julio de cada año y se denomina Delta Acuarios.

AQUILA - EL AGUILA

Asociada a un águila por los astrónomos de la cuenca del Éufrates, en la antigua Babilonia, toma su nombre del ave perteneciente a Zeus. La tarea principal de Aquila era transportar a Ganímedes, joven y hermoso príncipe troyano, al cielo para servir como copero de la divinidad.
Acá han aparecido dos novas importantes. El año 389 la primera alcanzó la intensidad de Venus y la segunda, en 1918, superaba el brillo de Altair, la estrella más esplendorosa de la constelación. 
Altair es uno de los astros más importantes del cielo y destaca en la Vía Láctea entre Sagitario y el Cisne.
A simple vista llama la atención Eta Aquilae, astro gigantesco que está considerado como una variable Cepheid brillante con magnitud variable de 3,5 a 4,4, en alrededor de una semana. En su momento más luminoso alcanza el brillo de Delta Aquilae y en el más bajo se topa con Iota Aquilae.
Cabe nombrar a R Aquilae, visible con prismáticos en cielo oscuro, con magnitud oscilante entre 6 y 11, 5 para un período de 284 años.
Por último, está NGC 6709 que es un grupo de puntos de estrellas que aparecen en racimo sobre un fondo lleno de cuerpos celestes, también visible con prismáticos en cielo oscuro.

ARA - EL ALTAR

Esta constelación está al sur de Escorpio y su nombre original -Ari Centauri- hace alusión al altar del centauro Quirón. Mitad hombre y mitad caballo, a diferencia de sus pares, destacó por su bondad y sabiduría. Estuvo a cargo de la educación de varios héroes griegos, tales como Aquiles y Jasón. Otras asociaciones de Ara han sido el altar de Dionisio, hecho por Noé después del diluvio, el altar de Moisés y también el del Templo de Salomón.
Tenemos acá a U Arae, estrella variable tipo Mira, con el brillo suficiente para permitir ser avistada con un telescopio pequeño cuando alcanza su magnitud máxima de 8, después de lo cual cae en 5 magnitudes, para volver a aparecer en un período de 7 meses.
NGC 6397 es seguramente la agrupación globular más cercana y está entre Beta Arae y Theta Arae. Su estado es de mediana dispersión, por lo que con prismáticos potentes se puede detectar sin dificultad. Se supone que tiene 50 años luz de ancho.

ARIES - EL CARNERO

Cuenta una leyenda de la antigua Grecia, que el rey de Tesalia tuvo dos hijos, Frixo y Hele, quienes fueron maltratados por su madrastra. Hermes, dios protector de comerciantes y pastores, mandó a Crisomalo, un carnero alado cuyo vellocino era de oro. El carnero tomó a los niños y los montó en su lomo, volando hacia el Este, pero cuando cruzaba el estrecho que separa Europa de Asia, Hele resbaló cayendo al agua y ahogándose. A ese lugar los griegos le llamaron Helesponto o mar de Hele. Frixo llegó sano y salvo a Cólquide, en las costas del mar Negro, donde sacrificó al carnero y ofreció el vellocino de oro al rey Eetes, quien lo puso bajo la custodia de un dragón insomne. Años después, los argonautas comandados por Jasón, primo de Frixo, recuperaron el preciado vellocino con la ayuda de Medea, quien hizo que el dragón se durmiera.
Esta constelación es la primera del zodíaco, ya que el Sol, en cierta época entró en ella el día del equinoccio de primavera. Actualmente, a causa de la precesión de la tierra, el Sol está en Piscis para ese equinoccio.
Esta constelación es muy conocida y fácil de ubicar, aunque hay consenso en que tiene pocos objetos interesantes. Digna de mención es Gamma Arietis, bella estrella doble, descubierta en 1664 por Robert Hooke, con una separación de 8 segundos de arco, fácil de encontrar y observar.

Aristarco de Samos (310-230 a.C.) 

Fue un matemático y astrónomo griego que vivió y estudió en Alejandría por el año 270 antes de JC.
Con su discípulo Hiparco, logró grandes adelantos en la ciencia astronómica: fue el primero en intuir que la Tierra gira alrededor del Sol. Sin embargo, como es común con las obras de los antiguos griegos, sólo tenemos un fragmento de su tratado sobre el tamaño del Sol y de la Luna y sus respectivas distancias a la Tierra. Sabemos de su obra través de otro sabio, Arquímedes.
Aunque su método para calcular las distancias era pertinente, sus cálculos fallaron por falta de instrumentos precisos.

Aristóteles (384-322 a.C.) 

Fue un filósofo y científico griego que comparte junto a Platón y Sócrates la distinción de ser uno de los más destacados de la antigüedad.
Nacido en Estagira (Macedonia), hijo de un médico de la corte real, Aristóteles se trasladó a Atenas a los 17 años para estudiar en la Academia de Platón. Permaneció en esta ciudad unos 20 años, primero como estudiante y más tarde como maestro.
A la muerte de Platón, acaecida en el año 347 a.C., Aristóteles partió para Assos, ciudad de Asia Menor en la que gobernaba un amigo suyo, Hermias, al que Aristóteles sirvió de asesor, casándose además con su sobrina e hija adoptiva, Pitia. Tras ser capturado y ejecutado Hermias a manos de los persas en el 345 a.C., Aristóteles se trasladó a Pella, capital de Macedonia, donde se convirtió en tutor del hijo menor del rey, Alejandro, más conocido como Alejandro III el Magno.
En el año 335 a.C., al acceder Alejandro al trono, Aristóteles regresó a Atenas y estableció su propia escuela: el Liceo. Debido a que gran parte de las discusiones y debates se desarrollaban mientras maestros y estudiantes paseaban por el Liceo, este centro llegó a ser conocido como escuela peripatética. A raíz de la muerte de Alejandro en el año 323 a.C. creció en Atenas un fuerte sentimiento antimacedonio, con lo que Aristóteles se retiró a una propiedad familiar en Calcis, en la isla de Eubea, donde moriría al año siguiente.

El sabio

La obra científica de Aristóteles pueden clasificarse de acuerdo a su contenido puesto que tratan de lógica, metafísica, ciencia natural o ética. Los escritos sobre ciencia natural están encabezados por: la Física, en ocho libros, tratando de los fundamentos generales y de las relaciones de la naturaleza como un todo. Siguen cuatro libros sobre los cielos o universo. Hay, además de todo esto, una enorme cantidad de obras, de las cuales se conservan menos de la mitad. Aristóteles originó y señaló muchas líneas de estudio hasta entonces desconocidas, como la lógica, gramática, y retórica en su aspecto científico y también la crítica literaria, la historia natural y la psicología. Fue el primero en ensayar una historia de la psicología, así como las formas de gobierno existentes en esa época.
E todos los casos arranca de los hechos que selecciona y logra puntos de vista generales para llegar a un orden sistemático; a la causa misma de los hechos.

LA ASISTENCIA GRAVITACIONAL

Hace mucho tiempo que los astrónomos saben que las órbitas de los cometas se alteran al pasar cerca de los planetas. Sin embargo, fue recién en los años '60 que a Michael Minovitch, un estudiante del JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA (National Aeronautics and Space Administration), se le ocurrió usar ese principio para las trayectorias de las naves espaciales.
Ésta técnica de vuelo espacial, que permite ahorrar grandes cantidades de combustible, fue usada por primera vez el 5 febrero 1974, cuando la sonda Mariner X se aprovechó de la gravedad de Venus para luego dirigirse a Mercurio. 

En el espacio, sin roces

Cuando vamos pedaleando cuesta abajo en un valle, aceleramos hasta que una subida nos frene nuevamente, a causa del roce con el pavimento y el aire. La aceleración es también llamada "ganar momento". Ese momento se pierde, pues, al llegar cuesta arriba.
Ahora bien, en el espacio no hay roce, ya que es vacío.
Ahora imaginemos que hacemos girar una bolita atada al extremo de una cuerda de 50 cm. de largo: nuestra mano es el Sol y la bolita, la Tierra. Resulta fácil detenerla. Si ahora atamos una pelota al extremo de una cuerda de varios metros de largo y la hacemos girar, notaremos que es bastante más difícil. Esa pelota podría ser Júpiter, el más masivo de los planetas del Sistema Solar. Como vemos, Júpiter es una gran reserva de momento. 
Finalmente imaginemos un partido de Base-Ball. Cuando el bate, que la fuerza del bateador ha provisto de un gran momento, golpea la pelota, ésta acelera enormemente mientras que el bate es frenado. Lo mismo le sucede a los planetas que son "aprovechados" por las sondas: pierden una ínfima parte de su velocidad mientras que las sondas aumentan la suya. El bate, al igual que los planetas, se mueve. 
Esta técnica se emplea con éxito desde la primicia de Mariner X. Eso sí, las sondas no emplean la fuerza mecánica, como el bate, sino la gravitacional.
El más espectacular uso de la asistencia gravitacional es sin duda el que hizo la sonda Voyager 2: al salir de la Tierra, su velocidad era inferior a la de escape solar. Tras beneficiarse del enorme momento de Júpiter y, gracias a la extraordinaria conjunción de todos los planetas externos menos Plutón, los visitó a todos, aprovechando cada vez el paso cerca de un planeta para seguir.
La asistencia gravitacional puede servir también para disminuir la velocidad: el Voyager 2, al llegar a Neptuno, no se acercó en el sentido del desplazamiento del planeta, sino en "contra". Esto le permitió visitar Tritón, el gran satélite neptuniano. La sonda Galileo, cuya delicada misión era colocarse en órbita joviana e introducir una sonda en la atmósfera del gigante gaseoso, también disminuyó su velocidad, llegando a Júpiter contra su movimiento alrededor del Sol.

LOS ASTEROIDES

En 1980 se publicó un descubrimiento geológico que cambiaría la visión de la prehistoria. Luis y Walter Álvarez y sus colegas hallaron evidencia de una delgada capa de arcilla en el límite del Cretáceo y del Terciario. Esa arcilla, presente en todo el mundo, contiene una proporción anormalmente elevada del elemento iridio y otros elementos trazas, comunes en los meteoritos pero muy escasos en la corteza terrestre. Estas características sugieren que los efectos climáticos de un gran cuerpo que impactó a la Tierra en la península del Yucatán (México) se hicieron sentir en todo el mundo, causando la muerte del 75 % de las especies, incluyendo todos los dinosaurios.

Un cinturón de asteroides

Al mirar la Luna con un telescopio, o una fotografía de Mercurio, el rasgo que más sobresale son los numerosos cráteres de impacto, algunos de los cuales son muy grandes. ¿Cuál es su origen?
Si nos fijamos en la distribución de los planetas, podemos notar que el de más afuera se halla siempre entre 1,3 y 2 veces más lejos del Sol que el inmediatamente anterior. La única excepción es Júpiter, el cual se halla 3,4 veces más lejos del Sol que Marte. Este vacío intrigó desde muy temprano a los astrónomos.
A fines del siglo XVIII, William Herschel había descubierto Urano, por lo que había mucho entusiasmo en descubrir el astro que faltaba. Casualmente, fue el 1 enero 1800 que el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi descubrió un objeto muy pequeño y poco luminoso, cuya velocidad indicaba que se encontraba entre Marte y Júpiter. El cuerpo fue llamado Ceres, en honor a la diosa del trigo, muy ligada a la isla de Sicilia donde había trabajado Piazzi. Hoy en día se sabe que Ceres, el más grande de los asteroides, tiene 1000 Km de diámetro y su masa es una quinta parte la de la Luna. La búsqueda continuó y en 1807 ya se habían descubierto 3 nuevos cuerpos: Pallas, Vesta y Juno (Fig: masa y tamaños a escala asteroides). Como los telescopios de la época los mostraban como puntos de luz, igual que estrellas, Herschel propuso llamarles asteroides (de latín aster: estrella).

Un planeta imposible

Hasta hoy, se han contabilizado más de cuatro mil asteroides. Todos juntos formarían un cuerpo de 1500 Km de diámetro, cuya masa sería un 5 % de la Luna, o una 3300ava parte de la Tierra.
Los asteroides tienen composiciones químicas muy variadas, ligadas estrechamente a la distancia del Sol a la cual se formaron, hace unos 4.500 mil millones de años. Como lo explica la secuencia de formación del Sistema Solar, los fragmentos de materia del disco de acreción se cohesionaron en "planetesimales" de cerca de 500 Km de diámetro cuyo calor interno, producido por la radioactividad natural y la energía resultante de las violentas colisiones, permitió que se diferenciaran químicamente (lo que influyó, como veremos, en su clasificación): los metales más densos se hundieron hacia el centro, mientras que los silicatos y los compuestos a base de carbono, más livianos, eran llevados hacia la superficie. Ahí estaban a merced del violento flujo de partículas y radiación del joven Sol. Por ello, mientras más cercanos a éste, los asteroides tienen una mayor cantidad de metales, los cuales, más densos, no eran tan sensibles a dicho flujo; mientras más lejos, en cambio, más elementos volátiles contienen (como carbono, nitrógeno, sodio, potasio). 
Sin embargo, los planetesimales no pudieron seguir aglomerándose hasta formar un planeta a causa de las fuertes mareas gravitacionales que generaba, desde muy temprano en la historia del Sistema Solar, el gigante Júpiter. Éste, además de impedir la formación de un quinto planeta interno, provocó la dispersión por "difusión caótica" de muchos asteroides. Algunos tienen por ello órbitas más cercanas al Sol, que cruzan las de los planetas internos, cayendo a veces sobre ellos, originando cráteres. Otros asteroides fueron simplemente expulsados del Sistema Solar.
La clasificación de los asteroides, consecuencia de lo anterior, está dada por una letra según los elementos que predominan en ellos: los hay de tipo M (metales), S (silicato), C (carbono) y U (unknown, desconocido). 

Colisiones con planetas

El cinturón de asteroides no es, como podría imaginarse, un lugar peligroso para la navegación espacial a causa de miles de cuerpos juntos en un pequeño volumen. En realidad, cientos de miles de Km separan los asteroides unos de otros y las colisiones entre ellos son muy poco frecuentes. Éstas, cuando ocurren, producen una gran cantidad de polvo en el Sistema Solar interior. Ese polvo es el que vemos como estrellas fugaces cuando caen a gran velocidad (entre 20 y 40 km./s) en la atmósfera terrestre, sublimándose por el calor del roce con el aire. 
Hay tres familias de asteroides según el tipo de órbitas que recorren. La primera la forman los más cercanos al Sol: los Atenas, un centenar del tipo M y cuyas órbitas no llegan a la Tierra; los Apolo, cerca de mil, son los que cruzan la órbita de la Tierra. Son del tipo M y S; los Amor, unos dos mil, cruzan la órbita de Marte sin alcanzar la Tierra.
La segunda familia es el Cinturón Principal, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Son del tipo S y C.
La tercera familia es conocida como los Troyanos y cruzan la órbita de Júpiter. Son del tipo C.
Hasta hace poco, el estudio de los asteroides, conocidos como la “materia prima” del Sistema Solar, se llevaba a cabo principalmente con el análisis de los meteoritos que caían a la Tierra. Sin embargo, como vimos, éstos últimos son fragmentos producidos por colisiones: es difícil llegar a conclusiones generales a partir de pedazos aislados.
Por ello, los planetólogos quieren examinar de cerca un asteroide, con la ayuda de sondas. El proyecto norteamericano NEAR (Near Earth Asteroid Rendez-vous), tras algunos problemas de falta de combustible que fueron salvados gracias a la asistencia gravitacional, sigue su curso. En febrero del 2000 se colocará en órbita alrededor del asteroide del tipo S perteneciente la familia Amor, llamado Eros (eso sí que se llama "rendez-vous" para los astrónomos). Es una tarea difícil ya que no se conoce con exactitud la masa de Eros: no se sabe la velocidad exacta a la cual llegar para quedar en órbita.
Seis experimentos están previstos para conocer la superficie y el interior de Eros: el primero de ellos es un examen de cambios de frecuencia de radio para ver el efecto Doppler de Eros. Se podrá calcular así su atracción gravitacional, clave para colocarse en órbita. Luego, una cartografía integral en colores con detalle de un metro (!!). Un cálculo de la densidad para conocer la composición química; un espectrómetro infrarrojo permitirá saber cuanta luz solar refleja Eros producto de su composición superficial; un espectrómetro de rayos X y de rayos Gama permitirá medir la actividad de elementos radiactivos así como la fluorescencia causada por la radiación de alta energía proveniente del Sol y del espacio; un radar-láser, capaz de medir con mucha precisión los desniveles, el cual, combinado con el densitómetro, evidenciará si Eros es un cuerpo homogéneo o un agregado caótico; finalmente, un magnetómetro para saber si hay presencia de hierro y níquel. Las interpretaciones y conclusiones de estos experimentos aportarán importantes respuestas a origen del Sistema Solar.
Radioactividad :

LA ASTROLOGÍA

Para nuestros antepasados, el cielo debe haber sido un verdadero teatro en el que intervenían grandiosos fenómenos meteorológicos y astronómicos.
Deben haber sentido grandes emociones cuando, desde lo alto, azotaban las tormentas, se ocultaba el Sol durante un eclipse o aparecía un cometa amenazante.
A la variedad de fuerzas cósmicas, la imaginación de los antiguos hizo corresponder un conjunto de figuras míticas y pobló el cielo de héroes o gigantes más o menos jerarquizados, de animales familiares o de monstruos legendarios, de los cuales el Zoológico de las constelaciones trae hasta nosotros algunos vestigios. Incluso los fenómenos regulares, pero sorprendentes, como la salida y puesta del Sol y de la Luna (y las fases de esta última) dependen de divinidades que son el astro o que lo dirigen permanentemente. Cada astro es viviente y es objeto de culto. Se adoran las piedras caídas del cielo.
Así, es probable que, desde hace miles de años, la práctica de la astronomía haya sido muy estimulada por la idea de que las posiciones de los astros ejercían una influencia sobre las personas.
Es así como algunas personas sintieron que podían interpretar y predecir las “señales de los cielos”.
¿Cómo se pudo llegar a creer en algo así?
Si un eclipse, una lluvia de meteoros o el paso de un cometa ocurrían junto a la muerte de un jefe o durante una catástrofe natural, aquellos fenómenos celestes sin duda han de ser vistos como los causantes. Además de estos eventos puntuales, resultó evidente que el movimiento anual del Sol y de los planetas en el cielo tenía grandes consecuencias en las plantas y los animales. Las configuraciones de las estrellas y los planetas en el momento de ocurrir los mencionados eventos fueron recordados por las personas encargadas de velar por la posición de los astros a lo largo de las estaciones; cada vez que dichas configuraciones se volvían a presentar, la expectación y la angustia debían apoderarse de las mentes de aquellos primeros astrónomos.
Hoy en día, la astrología es vista como la predicción que se puede hacer del destino de una persona en base a la configuración del Sol, la Luna y los planetas en el momento de su nacimiento. 
Conviene distinguir entre la que ha sido llamada astrología “judicial” y la “Horoscópica”. La primera es más antigua y corresponde a predicciones generales sobre el futuro de un país o gobierno, de las cosechas, inundaciones o tormentas en base a los planetas, los eclipses, los halos lunares, etc. 
La segunda, más reciente, se inició cuando fue posible determinar la posición de los cuerpos con mayor precisión, con la ayuda de gnomones y varillas, por ejemplo. Es la que se usa ordinariamente para predecir el “día a día” de cada persona.

LA ASTROLOGÍA

Para nuestros antepasados, el cielo debe haber sido un verdadero teatro en el que intervenían grandiosos fenómenos meteorológicos y astronómicos.
Deben haber sentido grandes emociones cuando, desde lo alto, azotaban las tormentas, se ocultaba el Sol durante un eclipse o aparecía un cometa amenazante.
A la variedad de fuerzas cósmicas, la imaginación de los antiguos hizo corresponder un conjunto de figuras míticas y pobló el cielo de héroes o gigantes más o menos jerarquizados, de animales familiares o de monstruos legendarios, de los cuales el Zoológico de las constelaciones trae hasta nosotros algunos vestigios. Incluso los fenómenos regulares, pero sorprendentes, como la salida y puesta del Sol y de la Luna (y las fases de esta última) dependen de divinidades que son el astro o que lo dirigen permanentemente. Cada astro es viviente y es objeto de culto. Se adoran las piedras caídas del cielo.
Así, es probable que, desde hace miles de años, la práctica de la astronomía haya sido muy estimulada por la idea de que las posiciones de los astros ejercían una influencia sobre las personas.
Es así como algunas personas sintieron que podían interpretar y predecir las “señales de los cielos”.
¿Cómo se pudo llegar a creer en algo así?
Si un eclipse, una lluvia de meteoros o el paso de un cometa ocurrían junto a la muerte de un jefe o durante una catástrofe natural, aquellos fenómenos celestes sin duda han de ser vistos como los causantes. Además de estos eventos puntuales, resultó evidente que el movimiento anual del Sol y de los planetas en el cielo tenía grandes consecuencias en las plantas y los animales. Las configuraciones de las estrellas y los planetas en el momento de ocurrir los mencionados eventos fueron recordados por las personas encargadas de velar por la posición de los astros a lo largo de las estaciones; cada vez que dichas configuraciones se volvían a presentar, la expectación y la angustia debían apoderarse de las mentes de aquellos primeros astrónomos.
Hoy en día, la astrología es vista como la predicción que se puede hacer del destino de una persona en base a la configuración del Sol, la Luna y los planetas en el momento de su nacimiento.
Conviene distinguir entre la que ha sido llamada astrología “judicial” y la “Horoscópica”. La primera es más antigua y corresponde a predicciones generales sobre el futuro de un país o gobierno, de las cosechas, inundaciones o tormentas en base a los planetas, los eclipses, los halos lunares, etc.
La segunda, más reciente, se inició cuando fue posible determinar la posición de los cuerpos con mayor precisión, con la ayuda de gnomones y varillas, por ejemplo. Es la que se usa ordinariamente para predecir el “día a día” de cada persona.

ASTRONOMÍA EN EL INFRARROJO

La opacidad del polvo a las longitudes de onda de la luz visible dificulta la observación de las estrellas jóvenes. Observar espectroscópicamente las longitudes de onda infrarrojas es una excelente alternativa: el polvo es excitado por las radiaciones de la estrella central y emite luz en ese rango de longitudes de onda. De hecho, el Telescopio Espacial de Nueva Generación (NGST), sucesor del HST (Hubble Space Telescope), tendrá visión infrarroja. La radioastronomía, con sus enormes antenas, aporta también grandes conocimientos sobre las protoestrellas.

LAS ATMÓSFERAS Y EL EFECTO INVERNADERO EN EL SISTEMA SOLAR

No sólo la Tierra posee un efecto invernadero. Marte, Venus y Titán (un satélite de Saturno) también tienen una temperatura superior a la que la radiación solar por sí sola les otorgaría.
Desde hace más de veinte años, los científicos recogen datos sobre los parámetros fundamentales que gobiernan este efecto: el flujo de energía solar o la densidad y composición de la atmósfera. Además, el estudio comparativo de los planetas perfecciona los complejos mecanismos de cambio de temperatura y evolución, desde el nacimiento del Sistema Solar, hace 4,5 mil millones de años.
Se trata de comprender las estabilizaciones y las desregulaciones catastróficas de los climas en el pasado y de modelar su comportamiento futuro.

Cómo aumenta la temperatura superficial

El efecto invernadero se explica grosso modo así: la atmósfera debe ser transparente a las longitudes de onda visible e infrarrojo cercano. Eso permite a una fracción de la luz solar (la que no ha rebotado irremediablemente al espacio a causa de los factores descritos más adelante en “anti invernaderos”) impactar la superficie del planeta, siendo re-emitida por ésta como rayos infrarrojos. Las capas bajas de la atmósfera absorben el infrarrojo, el cual es "re-irradiado" hacia la superficie, calentándola.
Algunos componentes moleculares pueden absorber fuertemente la radiación térmica del suelo, en el infrarrojo lejano. En la Tierra, los principales gases involucrados son el vapor de agua (H2O) y el dióxido de carbono (CO2), los cuales, debido a su estructura molecular, poseen un "espectro de absorción" muy rico: absorben muchas longitudes de onda del infrarrojo.
La amplitud del efecto invernadero está determinada por la extensión del espectro infrarrojo en el cual la atmósfera absorbe eficazmente la radiación térmica de la superficie. La densidad atmosférica juega un papel importante, ya que la absorción infrarroja aumenta con la presión. Así, la enorme diferencia entre los efectos terrestre y venusino es atribuida a la presión atmosférica cien veces superior que hay en la superficie de Venus.

Ventanas del invernadero

Los constituyentes atmosféricos tienen "ventanas", que actúan como las puertas de un invernadero: en un planeta, la radiación comprendida en esas ventanas es reenviada al espacio, contribuyendo negativamente al balance energético. En la Tierra, esta ventana está comprendida entre los 8 y los 12 micrómetros. En Titán, entre 16 y 25 micrómetros. Venus tiene una ventana en una longitud de onda mayor, cerca de los 2,3 micrómetros. Las ventanas juegan un papel muy importante en la temperatura a nivel del suelo. Si se agrega en la atmósfera un componente que las obtura total o parcialmente, ocurre un aumento sustancial de la temperatura superficial. Es así como el progresivo enriquecimiento en metano (CH4) y en clorofluorocarbonos (CFC), que absorben fuertemente en la ventana 8-12 micrómetros, es una de las causas del recalentamiento global.

Mares y nubes de agua y metano

Los componentes atmosféricos condensables, como el agua y el metano (en Titán) amplifican o estabilizan el efecto invernadero. En la Tierra, a causa de las grandes reservas de agua líquida que son los océanos, mares y los lagos, la concentración del vapor de agua está determinada por su presión de vapor saturante en la baja atmósfera. Por ello, depende fuertemente de la temperatura. Un leve calentamiento inicial de la temperatura a nivel del suelo provocará un incremento de la concentración de vapor de agua, el cual a su vez inducirá más efecto y, por ende, calor. Este ciclo combina la interacción entre el ciclo del agua y el del CO2: el calentamiento inducido por un incremento de la concentración de CO2 es duplicado por el efecto retroactivo del vapor de agua. Los modelos atmosféricos actuales estiman que el factor de multiplicación de este efecto puede ser de 10 en Titán, donde el metano, presente en la atmósfera y en la superficie (probablemente en lagos), cumple el rol del agua en la Tierra. En Marte, al contrario, la energía solar 2,3 veces más débil que en la Tierra; el consecuente frío limita enormemente la concentración de agua en la atmósfera, impidiendo que ésta participe del efecto invernadero.

Anti-invernaderos

La condensación de constituyentes atmosféricos, la acción fotoquímica de la radiación solar ultravioleta, el polvo y las cenizas volcánicas en suspensión pueden absorber o difundir en el espacio la radiación solar visible. El aporte de energía solar disminuye y, si la capa de partículas está a gran altura, no puede contribuir al efecto invernadero a baja altura. De ahí un enfriamiento de la superficie. Mientras más intenso es el efecto invernadero, más fácil crear un "anti efecto invernadero". Éste fenómeno, tan comentado en caso de conflicto nuclear global (partículas generadas por las explosiones), es seguramente la causa de la extinción masiva de los dinosaurios, hace 65 millones de años, cuando presumiblemente nos impactó un enorme asteroide, un acontecimiento que se repite, para objetos de gran tamaño, con una frecuencia de varios millones de años.

AURIGA - EL COCHERO

Esta constelación es muy fácil de encontrar, especialmente a causa de la luminosa Capella, la estrella cabra, y a su séquito de tres cabritos. Las antiguas leyendas muestran a Auriga como un cochero con una cabra en el hombro y dos o tres crías en el brazo. Otras versiones hacen aparecer al cochero como Erecteo, hijo de Hefesto, quien inventó un carro para mover su cuerpo lisiado.
Desde la época de los romanos, Capella ha sido considerada la estrella cabra. Está a casi 50 años luz de distancia, aunque es parecida a nuestro, su tamaño es mayor.
Destaca acá Epsilon Aurigae, estrella supergigante que forma un especial sistema variable, apagándose cuando su compañera cada 27 años pasa por delante. En un eclipse, su brillo baja dos tercios de magnitud. La fase más profunda del eclipse demora un año, lo que señala que la compañera se rodea de un gran disco de gas y polvo.
Mencionemos tres racimos interesantes: M36 está a unos 5 grados al sudoeste de Theta Aurigae y contiene unas 60 estrellas más débiles de octava magnitud; M 37 es un racimo abierto, del tamaño de la Luna, visible con prismáticos, aunque un telescopio pequeño recién nos mostrará su cantidad de estrellas; M 38, más pequeño y se asemeja a la letra griega pi cuando se observa con un telescopio de baja potencia.

Problemas con el Big Bang

El Big Bang logra dar una explicación satisfactoria para la relación entre la velocidad de alejamiento y la distancia de las galaxias, la radiación cósmica de fondo (RCF) y la proporción cósmica del elemento helio (25 %). Sin embargo, hay otras cosas que no logra explicar. Mencionemos dos de ellas.
La primera es la uniformidad del universo: en cualquier dirección que miremos, la RCF es siempre la misma.
Ahora, sabiendo que la velocidad de la luz es la más rápida forma posible de propagación de información y de procesos físicos, hay una distancia máxima que la luz pudo recorrer desde que nació el universo.
Esa distancia es conocida como la “distancia horizonte”: dos objetos separados por ella no han estado nunca en contacto físico.
Dicho de otra forma, una región del espacio separada de otra por más que la distancia horizonte, está más allá del horizonte.
Ahora, si miramos en dos direcciones opuestas del espacio, veremos zonas separadas por casi 100 veces la distancia horizonte.
¿Cómo es posible, entonces, que su radiación cósmica sea idéntica?
La única respuesta posible es que el universo se inició de manera totalmente uniforme, lo que es muy difícil, para los cosmólogos y los físicos, de demostrar.
La segunda duda respecto del Big Bang es que no explica porqué la densidad (masa y energía) del universo es tan cercana a la densidad crítica: los modelos actuales del universo no son capaces de decir si la expansión continuará para siempre (universo “abierto”) o bien, a causa de la gravedad, se detendrá y el universo colapsará en un llamado “Big Crunch” (universo “cerrado”).
La respuesta a esta crucial interrogante para conocer el futuro del universo está en el mejor conocimiento posible que tengamos de las propiedades de las fuerzas (las interacciones) de la naturaleza.
En cuanto a las otras preguntas, si hay una respuesta, será en la primera década del siglo XX, cuando los grandes telescopios, con el VLT del norte de chile a la cabeza, apunten sus enormes espejos hacia los remotos orígenes del cosmos.
cosmología: estudio de la arquitectura y evolución del universo considerado en su conjunto

BOÖTES - EL BOYERO

El nombre de esta constelación tiene su origen en la palabra griega boyero y que perteneció al hijo de Deméter. La leyenda señala que alcanzó un lugar en el cielo a causa de haber inventado el arado. Otra leyenda lo muestra como hijo de Zeus y Calisto, con el nombre de Árcade y Arcturus. Su madre fue convertida en osa por Hera, esposa de Zeus, en un ataque de celos, y estuvo a punto de morir en manos de su propio hijo cuando estaba cazando. Fue salvada por Zeus quien la llevó al cielo, donde se convirtió en la Osa Mayor o Ursa Major.
La estrella más brillante de esta constelación se llama Arcturus y significa "guardián del Oso". En ocasiones aparece guiando a los perros de caza de Canes Venatici y moviendo a los osos de Ursa Maior y ursa Minor. Al unir las tres estrellas del mango de la Osa mayor y se "arquea hasta Arcturus", se ubica esta constelación.
Este astro está situada a 37 años luz y es una de las estrellas más luminosas dentro de las más cercanas, con colores entre amarillo y naranjo. La actual ubicación de Arcturus en el cielo ha cambiado unas dos veces el diámetro aparente de la Luna en los últimos 2 mil años.

CAELUM - EL BURIL

Es una de las constelaciones menos interesantes. Corresponde a una de las muchas regiones del cielo del hemisferio meridional en que fueron divididas y nombradas por Nicola-Louis de Lacaille, astrónomo del siglo 18. Incluye la zona que está entre las constelaciones la Paloma -Columba- y Erídano - la fluvial Eridanus. La carencia de interés estriba en que es una región en gran parte vacía.
A ella pertenece R Caeli, una estrella variable tipo Mira, cuya magnitud cambia de 6,7 a 13,7 durante un período de alrededor de 13 meses.

CAMELOPARDALIS - LA JIRAFA

Esta constelación fue bautizada por Bartsch en 1624, ya que le pareció que representaba al camello que transportó a Rebeca hasta donde Isaac. Cabe recordar que "Camello-leopardo" era el nombre que los griegos asignaron a la jirafa, pues creían que tenía cabeza de camello y las manchas del leopardo. Se sitúa en un gran zona entre el Cochero y las Osas.
La estrella Z Camelopardalis es del tipo variable y cataclísmica, entrando en erupción desde una mínima magnitud de 13 a la máxima de 9,6, lo que es muy débil, cada 2 o 3 semanas. Sin embargo, al apagarse deja de cambiar y permanece estancada en una magnitud intermedia. Ello puede durar muchos meses, incluso a finales de los años 70, esta estrella permaneció en la magnitud 11,7 durante varios años.
VZ Camelopardalis es una estrella que oscila entre las magnitudes 4,8 y 5,2 y se ubica cerca de Polaris, pudiendo verse cada noche del año desde las latitudes más septentrionales.

CANCER - EL CANGREJO O CÁNCER

Según la mitología de la antigua Grecia, Cáncer tuvo la misión de distraer a Hércules en su combate contra el monstruo de las 9 cabezas Hidra. El cangrejo fue aplastado por el pie de Hércules, sin embargo, y como recompensa, Hera lo puso entre las estrellas. El símbolo del zodíaco representa las pinzas del cangrejo.
Miles de años atrás, el Sol alcanzaba el solsticio de verano cuando estaba delante de esta constelación. En ese entonces, encima nuestro había, en una latitud norte, lo que conocemos como el Trópico de Cáncer. A causa de la precesión, la posición más septentrional del sol se ha movido en dirección este, hacia la frontera entre Géminis y Tauro.
La constelación no posee ninguna estrella con luminosidad superior a 4, se ubica entre Géminis y Leo, y su renombre lo debe al zodíaco y a su hermoso racimo M 44, llamado La Praesepe o Colmena.
La Praesepe o Colmena (M 44) es uno de los racimos más notables del cielo, fácil de ver con prismáticos desde una ciudad y visible a simple vista con cielo oscuro. Tiene unas 200 estrellas, las que esparcidas abarcan 1,5 grados.
También cuenta con M 67, racimo de unas 500 estrellas débiles, que abarcan 1,5 grados. Se pueden ver con un telescopio de baja potencia.
R Cancri es una estrella variable brillante de período largo, que es visible con prismáticos cuando alcanza su máxima magnitud de 6,2, luego baja a 11,2 y sube al cabo de casi un año.

CANES VENATICI - LOS PERROS DE CAZA

Fue ideada por Johannes Hevelius, astrónomo polaco, en 1687. Se esconde al sur del brazo de la Osa Mayor y contiene una gran cantidad de objetos celestes. Los perros de caza son los lebreles Asterión y Chara, guiados por el Boyero cuando recorre el cielo del norte en busca de Ursa Maior y Ursa Minor.
El corazón de Carlos, Cor Caroli, Alpha Canum Venaticorum, es una estrella doble ancha, con 20 segundos de arco de separación, visible con un telescopio pequeño. Fue nombrada así por Edmund Halley en honor a su mecenas Carlos II, rey de Inglaterra.
El racimo M 3 es una joya extraña en el cielo norte, a medio camino entre Cor Caroli y Arcturus, a unos 35 mil años luz, con 200 de ancho. Sus estrellas son visibles con un telescopio de baja potencia.
Otra estrella interesante es Y Canum Venaticorum (E-B 364), llamada también La Superba, es de quinta magnitud, con un colorido rojo. Su magnitud oscila entre 5,2 a 6,6 durante 157 días.
También integra esta constelación la famosa Galaxia Molinillo (M 51), la que aparece como un resplandor redondo de octava magnitud con un núcleo brillante. Veremos su estructura espiral con un telescopio de 300 mm.

CANIS MAIOR - EL CAN MAYOR

Es una de las constelaciones más impresionantes, tiene en Sirius, la Estrella del Perro, su elemento más luminoso. Dice la leyenda que Sirius se levanta a la misma hora que el Sol a finales del verano en el hemisferio norte, por lo que sus luminosidades se unen produciendo los calurosos "días de perro".
El Can Mayor y el Can Menor, constelación vecina, son parte de muchas leyendas. En la antigua Grecia decían que el Can Mayor podía correr a muchísima velocidad. En una ocasión le ganó una carrera a un zorro, considerada la criatura más veloz del mundo. En premio, Zeus colocó al perro en el cielo. Otra dice que ambos perros ayudan a Orión mientras practica la caza. Con el ojo puesto en Lepus, la Liebre, agachado debajo de Orión, el Can Mayor parece dispuesto a saltar. Otras versiones muestran a Sirius como el perro de caza de Orión.
Sirius es la estrella más importante de nuestro cielo. Está apenas a 8,7 años luz de distancia. Agrega a ello que es unas 40 veces más brillante que el Sol, lo que explica su gran luminosidad.
En las notas de los antiguos griegos y romanos, Sirius aparece descrita como una estrella "rojiza". Actualmente eso está en duda, ya que otras estrellas brillantes también han sido descritas como rojas. Posiblemente ese tono se explique por los matices de estos cuerpos celestes cuando centellean.
M 41 es un hermoso racimo abierto rodeado por un lienzo cuajado de estrellas. Si observamos bien, detectaremos una estrella roja cerca del centro del racimo.

CANIS MINOR - EL CAN MENOR

Esta constelación, la compañera pequeña de Canis Maior, sólo posee dos estrellas de luminosidad superior a 5 magnitudes: Procyon y Gomeisa. Además de ser uno de los perros de caza de Orión, se cuenta que el Can Menor era también uno de los podencos de Acteón. En una ocasión Acteón vio a Ártemis, diosa de la caza y los bosques, mientras se bañaba con sus amigas. Atraído por su extraordinaria belleza se detuvo a mirar y ella lo sorprendió. Enojada porque un mortal la había visto desnuda lo convirtió en venado, a continuación lanzó su jauría de podencos tras él y fue devorado.
Procyon, Alpha Canis Minoris, es una bella estrella amarilla que sigue la senda de Orión por el cielo. Está apenas a11,3 años luz y está acompañada de una enana blanca muy débil. Es visible a simple vista.
Con prismáticos es visible Beta Canis Minoris, una estrella que está en un campo que contiene otro astro de intenso color rojo.

CAPRICORNUS - EL CAPRICORNIO

Desde los tiempos de los caldeos y los babilonios, Capricornus ha recibido el nombre de "cabra". En ocasiones se muestra como una cabra, pero casi siempre se le pone la cola de un pez. Está asociado a la leyenda sobre el dios Pan, quien cuando escapaba de Tifón, el monstruo, se tiró al Nilo. La parte sumergida se transformó en cola de pez, mientras que su parte superior siguió siendo de cabra.
Hace miles de años, el Sol alcanzó su posición más meridional en el cielo, el solsticio de invierno, cuando estaba delante de Capricornio. Durante ese tiempo se hallaba el Trópico de Capricornio en latitud sur. Aún se llama así, aunque el Sol, a causa de la precesión, ahora se ubica en Sagitario para ese solsticio. Capricornio es la constelación menos visible del zodiaco.
Alpha Capricorni es una doble estrella que tiene una separación de 6 minutos de arco perceptible a simple vista en una noche clara y estable. Es un doble por casualidad, pero cada estrella en sí misma es una doble binaria.
A unos 40 mil años luz esta M 30, un racimo globular con un centro muy denso. Para ser apreciado se requiere un telescopio de mediana potencia.

CARINA - LA QUILLA

En medio de uno de los yacimientos más ricos de la Vía Láctea está esta constelación del hemisferio sur. Con prismáticos son visibles en su interior una media docena de brillantes racimos abiertos.
La Quilla es parte de una constelación antes conocida como el Barco de Argo (Argo Navis), la nave en la que Jasón y los Argonautas viajaron para buscar el Vellocino de Oro. Esta constelación abarcaba una zona tan grande del cielo que fue dividida en cuatro constelaciones separadas: Brújula, Popa, Vela y Quilla.
Su estrella más importante es Canopus: Alpha Carinae, supergigante amarilla es la segunda estrella más luminosa del cielo y está a unos 74 años luz.
Otra estrella importante es Eta Carinae. En 1827 alcanzó la primera magnitud y durante unas semanas de 1843 fue, junto a Sirius, el astro más brillante del cielo. Sin embargo, en los últimos años Eta ha sido demasiado débil para ser vista con prismáticos.

La circunda Eta Carinae Nebula (NGC 3372), la nebulosa más delicada de la Vía Láctea. tiene dos grados de ancho, con grietas que parecen romperla. Superpuesta en la parte más brillante de la nebulosa está lo oscura nebulosa Ojo de la Cerradura (NGC 3324).

Un brillante racimo abierto, NGC 3532, está a unos tres grados de Eta Carinae, y es el más elegante de los que integran la Quilla, con unas 159 estrellas visibles en un telescopio de poca potencia.

CASSIOPEIA - CASIOPEA

Llama la atención su figura en forma de W, ubicada en la cara opuesta de Polaris vista desde la Osa Mayor. Casiopea puede verse todo el año desde las latitudes medio septentrionales. 
Para la mitología griega era la reina de la antigua Etiopía, esposa de Cefeo y madre de nuestra conocida Andrómeda, causante de la ira de Poseidón.
Para los romanos, en castigo por su presunción Casiopea estaba encadenada, lo que provocó el castigo y rescate de su hija, y está ubicada en el cielo al revés. Los árabes mostraban a esta constelación como un camello arrodillado.
En el centro de la W de Casiopea está Gamma Cassiopeiae, que es la estrella cuya luminosidad es la tercera de la constelación.
M 52 es un grupo de unas cien estrellas que es uno de los más prolíficos en la mitad septentrional del cielo, pero es sólo uno de los diversos racimos abiertos que integran Casiopea.
NGC 663 es un pequeño racimo abierto de estrellas débiles, muy atrayente si se observa con un telescopio pequeño.

CENTAURUS - EL CENTAURO

El centauro Quirón es un personaje habitual de la mitología griega, híbrido de hombre y caballo. A diferencia de sus pares, monstruosos y brutales, Quirón era bondadoso y sabio y enseñó a humanos como Aquiles, Jasón y Hércules. Este último le hirió accidentalmente y el centauro, entre grandes sufrimientos y paradojal víctima de su inmortalidad, suplicó a los dioses que pusieran fin a sus padecimientos. Zeus accedió a sus súplicas, permitió su muerte y le ubicó entre las estrellas.
Esta gran constelación abarca la luminosa Vía Láctea, en las fronteras de la Cruz del Sur.
A los pies del Centauro, está Alpha Centauri, a una distancia de 4,3 años luz, lo que la hace la vecina más cercana al Sol. Es una de las estrellas binarias más hermosas, donde cada uno de sus componentes gira alrededor del otro cada 80 años. La separación es de unos 20 segundos de arco. Alpha y Beta Centauri son los faros luminosos que indican la Cruz del Sur.
Omega Centauri es un racimo globular frecuentemente citado como el ejemplo más elegante del cielo. Tiene una colonia de cerca de un millón de miembros. A simple vista parece una estrella borrosa de cuarta magnitud. Situada a 17 mil años luz, es uno de los racimos más cercanos a la Tierra, sólo superado por NGC 6397 en el Altar.

CEPHEUS - CEFEO

Esta constelación lleva el nombre del rey del antiguo reino de Etiopía, Cefeo, esposo de Casiopea y padre de Andrómeda. Cada uno de ellos está representado en el cielo con sendas constelaciones. En la presentación de Andrómeda conocemos la leyenda que protagoniza esta especial familia.
Cefeo es una constelación mediana, con cinco estrellas luminosas fáciles de ubicar, pues están frente a Casiopea, conformando la imagen de una casa con tejado en punta.
Está Delta Cephei, una de las más conocidas dentro de las variables, pues es prototipo de las Cephei. Su variación fue descubierta en 1784 por un joven sordomudo. Su magnitud más alta es 3,5, tan brillante como su vecina Zeta Cephei y decrece hasta 4,4, que es la luminosidad de Epsilon Cephei. Completa un ciclo cada 5,4 días.
Mu Cephei es un astro tan rojo que ha sido llamado la Estrella Granate.

CETUS - LA BALLENA, EL MONSTRUO MARINO

En la antigua Grecia se le mencionaba como el monstruo que amenazó a Andrómeda, antes de ser destrozado por Perseo. Sin embargo, con posterioridad se le asoció a la ballena que tragó a Jonás. Esta constelación posee astros débiles, pero abarca una amplia zona del cielo. Su cabeza la conforman un grupo estelar cercano a Tauro y Aries, mientras que cuerpo y cola apuntan hacia Acuario.
La estrella Mira: Omicron Ceti da nombre a una clase de estrellas y es la variable de período largo más conocida. Observada en 1596, desapareció para volver en 1609. El astrónomo polaco Johannes Hevelius la bautizó como la estrella Maravillosa, Mira Stella, en 1662.
Se le ve a simple vista, con cielo oscuro.
La más luminosa de las galaxias en Cetus es M 77, con una espiral de novena magnitud de núcleo brillante, a cuyo alrededor se puede observar un débil disco circular con un telescopio de 100 mm.

CIRCINUS - EL COMPÁS

Nicolas-Louis de Lacaille, astrónomo francés, adscrito al Observatorio del Cabo de Buena Esperanza, al sur de Africa, entre los años 1750 y 1754, clasificó más de 10 mil estrellas. El Compás es una de las constelaciones que este científico compiló. Debe su nombre al hecho de que los primeros exploradores de los mares del sur, tenían más interés en los instrumentos modernos que le auxiliaban en la navegación que en la mitología, inagotable fuente de nombres para la población estelar.
Destaca Alpha Circini, estrella de tercera magnitud, la más luminosa de esta constelación, ubicada en la cercanía de Alpha Centauri. Está a unos 65 años luz y tiene una compañera de novena magnitud.

COLUMBA - LA PALOMA

Esta es una constelación moderna y rinde homenaje a la paloma que Noé envió desde el arca cuando finalizaron las lluvias del diluvio universal para constatar si podía encontrar tierra seca. Su nombre se lo debe al holándés Petrus Plancius, teólogo y cartógrafo, que vivió en el siglo 16. Se ubica al sur del Can Mayor.
Destaca la estrella T Columbae, que es una variable Mira, que tiene una magnitud máxima de 6,7. Desciende hasta una magnitud de 12,6 y luego vuelve a subir durante un período de siete meses y medio.
También tenemos a NGC 1851, un gran y brillante racimo globular de 7ª magnitud, que con prismáticos y buen cielo se verá como una mancha tenue. Premunidos de un telescopio de 150 mm se distinguirán las estrellas más brillantes.

COMA BERENICES - LA CABELLERA DE BERENICE

Esta constelación carece de estrellas brillantes, lo que la hace dif´ícil de visualizar, y se sitúa entre Arcturus y Denebola, abarcando una vasta área del cielo. Se conforma con algunas estrellas débiles superpuestas en una nube de galaxias, al borde norte del racimo de galaxias en Virgo.
Se asocia a una interesante leyenda entre personas reales. Se cuenta que Berenice, la hermosa esposa del rey Ptolomeo III en el Antiguo Egipto, prometió sacrificar su larga y dorada cabellera a Afrodita si el rey retornaba ileso del campo de batalla. Y cumplió su promesa. Sin embargo la frondosa cabellera desapareció del templo, por lo que el rey ordenó ejecutar a los guardianes, en castigo a su descuido. Cuando se aprontaban a dar cumplimiento al castigo, el astrónomo real le avisó al rey que la propia Afrodita, maravillada con el regalo, la había colocado en el cielo para ser admirada.
M 53 es un racimo globular con un diámetro de tres minutos de arco y se halla situada cerca de Alpha Comae Berenices.
La galaxia Ojo Negro (M 64) es una galaxia extraña, ya que parece un formación común en espiral, con brazos muy curvados.
Bajo un cielo oscuro y con un telescopio pequeño, aparece NGC 4565 como una fina línea de niebla. Es una galaxia en espiral, con una faja de polvo muy clara.

LOS COMETAS

Las grandes viajeras del Sistema Solar son antiguas y ocasionales compañeras de la humanidad. Su nombre proviene del griego aster kometes (estrellas melenudas) a causa de su gran cola, neblinosa y débilmente luminosa que se extiende a través del espacio, como una estrella deshilachada. A diferencia de las trayectorias predecibles de los planetas o de las estrellas inmutables, los cometas eran vistos como irregulares, portadores de inestabilidad, desastres y catástrofes. Este temor era comprensible si se piensa que los antiguos (y mucha gente actualmente) creían en una gran influencia de los astros sobre las personas y sus destinos: cambios de gobernantes y reyes o advertencia de guerra. Sin duda era un miedo ancestral justificado, si pensamos que un gran asteroide, como el que cayó en Yucatán (México) hace 65 millones de años, puede causar la extinción de casi toda la vida en la Tierra, en este caso, los dinosaurios. Sin remontarse a tiempos tan remotos, en 1908 cayó en Siberia un cuerpo que se supone era un fragmento de cometa de 50 metros a una velocidad de 30 km/s. Una expedición llegó años después (el lugar es muy inaccesible) y constató que la explosión había devastado el bosque boreal en un área de 1.000 km2. También hubo cometas a los que se atribuyeron, por conveniencia o no, efectos positivos: Napoleón, nacido el año 1769 cuando era visible un cometa, pensaba que era un presagio para su gloria. En 1811, la aparición de otro cometa le hizo creer en el éxito de su invasión a Rusia, la que resultó en una cruenta derrota. Sin embargo, según los expertos en vinos portugueses, la cosecha excepcional de aquel año se debió a la influencia sobre el clima del fenómeno celeste...
Si antes se les temía por desconocimiento, hoy en día astrónomos y geoquímicos esperan los cometas con gran ansiedad: los elementos que contienen son idénticos a los que había en la gran nube de gas y polvo original y su estudio permitirá aclarar importantes dudas acerca de nuestro origen. Como veremos luego, el investigador de cometas es como un arqueólogo del Sistema Solar.
Los cometas en la historia
Los antiguos sabios chinos han registrado cometas desde hace más de 2000 años, con una frecuencia de 30 por siglo. En 1532 dos astrónomos, el italiano Girolamo Fracastorio y el alemán Pedro Apiano, notaron que la cola del cometa que apareció aquel año apuntaba siempre en dirección opuesta al Sol. En 1577, Tycho Brahe, el gran astrónomo maestro de Johanes Kepler, trató de determinar la distancia de un cometa aparecido ese año. Si, tal como lo creía Aristóteles, los cometas eran un fenómeno atmosférico, el paralaje (ver distancias) debía ser mucho más grande que el de la Luna. Pero obtuvo un paralaje demasiado pequeño para medirlo: era entonces un objeto astronómico. Cuando en 1687 Isaac Newton descubrió la ley de gravedad, pudo explicar lo que un amigo suyo, Edmund Halley, había deducido cinco años antes: el cometa que apareció ese año seguía la misma trayectoria que los de 1456, 1531 y 1607. Halley se sorprendió que los cometas girasen en torno al Sol en unas órbitas tan elípticas y que cuando entraban al perihelio, se tornaban visibles, lo que sólo ocurría durante esa pequeña porción de su órbita. El largo afelio transcurría en el inescrutable espacio lejano donde el cometa "desaparecía".

En el nacimiento del Sistema Solar

El origen de los cometas está bastante bien establecido. Se trata de restos de la nebulosa original de gas y polvo, aglutinados en fragmentos hace 4.500 millones de años, que quedaron tras la formación de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno y, en menor medida Urano y Neptuno). Mientras que a la altura de los planetas terrestres, los compuestos volátiles fueron soplados por el viento solar, a la altura de los gaseosos, la temperatura y la radiación son demasiado débiles como para sublimar (convertir un sólido en gas sin pasar por el estado líquido) el hielo y los demás compuestos volátiles a base de carbono, nitrógeno y oxígeno. 
Los fragmentos que no fueron atrapados por la gravedad de los gigantes gaseosos conocieron dos destinos. Los más cercanos, situados más allá de la órbita de Neptuno (entre 40 y 200 UA) conformaron un disco aplanado: el cinturón de Kuiper, llamado así en honor a su descubridor, Peter Kuiper. De él vienen, tras ser perturbados por la gravedad de Neptuno, los cometas de período corto, que nos visitan cada pocos años: el Encke, que se acerca a 52.000.000 km. del Sol, alejándose luego hasta 627.000.000 km. (4,2UA), dentro de los últimos límites del cinturón de asteroides, cada sólo 3,3 años. El cometa d'Arrest, que nos visita cada 6,4 años, y el Halley, el cual alcanza los 55 km/s en su perihelio, a 90.000.000 km, mientras que su afelio está a 5.400.000.000 km. (más allá de Neptuno) en un período de 76 años. Los dos primeros son investigados por científicos que lanzaron sondas especializadas, mientras que el Halley fue aproximado por varias sondas en 1986.
Los demás fragmentos fueron arrojados en todas las direcciones hacia órbitas muy distantes (entre 2.000 y 100.000 UA) por las perturbaciones gravitatorias de Júpiter y Saturno, tras un fenómeno llamado "dispersión caótica". De ahí que se distribuyen en una esfera y no en el plano de la eclíptica, tal como lo sugirió el holandés Jan Oort en 1950.
Para que un cometa vuelva de la nube de Oort hacia el Sistema Solar, después de miles, millones o incluso miles de millones de años, es necesario que sea perturbado por la gravedad de, por ejemplo, una estrella cercana. En efecto, las estrellas no están quietas en el espacio. Se mueven y, a lo largo de la vida del Sistema Solar, muchas se nos han acercado y alejado. Recientemente se han descubierto algunos asteroides con una velocidad mayor a la de escape solar (42 km/s a 1 UA del Sol). Vendrían de otros sistemas solares y quizás visitarán otras estrellas o sistemas en cientos o miles de millones de años más. Nada excluye que se descubran cometas con una velocidad similar: su examen espectral, por radioastronomía, o eventualmente sondas, nos dirá cual era su medio de origen, una ardua tarea considerando que el polvo y los gases interestelares han interactuado químicamente con el cometa, dificultando su análisis.
Montañas de nieve sucia.
En 1950, el astrónomo norteamericano Whipple propuso, sin conocer de verdad la composición de los cometas, su hipótesis de que serían grandes "bolas de nieve sucia". Se basaba, como veremos, en la observación "indirecta" de las longitudes de onda emitidas por la intensa actividad de sus atmósferas excitadas por el Sol.
Cuando un cometa se acerca a Sol, se "activa": el calor sublima el hielo (que compone entre un 50 y un 80 % de un cometa) y el vapor crea una atmósfera. Pero la débil gravedad de los pequeños cometas (1 a 10 km. de radio apenas) no la retiene bien, de ahí su enorme tamaño: Puede tener las dimensiones de Júpiter (140.000 km.). La mayoría de los cometas se "activan" a más o menos 3 UA del Sol, donde la temperatura (200°K o -73°C), llamada de equilibrio es la de sublimación del agua en el vacío.
Las dos colas que poseen los cometas se deben a la acción del Sol sobre dicha atmósfera: la primera es muy curva y está hecha de polvos creados por la sublimación de los hielos y acelerados por la "presión de radiación", es decir los fotones solares. Brilla porque los polvos reflejan la luz solar. La otra es la cola de iones, más rectilínea, producida por la disociación de las moléculas de la atmósfera por la radiación ultravioleta y su ionización por los protones y electrones del viento solar.
La naturaleza física de estos dos fenómenos está establecida desde fines del siglo XIX, en el caso de la presión de radiación, y desde los trabajos del astrónomo alemán L. Bierman, en 1951, en el caso del viento solar. Sin embargo, la composición química de las colas y, con mayor razón, de los núcleos, ha desafiado los análisis.
En el espectro visible, se ha detectado desde hace un siglo la presencia de bandas de emisión, más anchas que las rayas espectrales, de radicales. Dicho sea de paso, esos espectros son una suerte para los espectroscopistas moleculares porque pueden estudiarlos en condiciones difícilmente reproducibles en laboratorio: en los cometas, a bajas temperaturas, las moléculas emiten por fluorescencia: absorben un fotón solar y reemiten uno con longitud de onda similar o superior.
Sin embargo, los iones y radicales identificados en el espectro visible no provienen de la sublimación de los hielos del núcleo: son moléculas "hijas", resultantes de la fotólisis (disociación de los enlaces electrónicos por la radiación solar) de las moléculas "madres", las que provienen a su vez de los hielos del núcleo.
En el espectro ultravioleta, accesible sólo desde el espacio a causa de la capa de ozono, las observaciones comenzaron con cohetes y luego con el IUE (International Ultraviolet Explorer), lanzado en 1978. Las observaciones en dicho espectro sirvieron para probar la disociación de las moléculas de agua (en hidrógeno y el radical OH) y ver la presencia de monóxido de carbono (CO).
Sin embargo, es el espectro infrarrojo que ofrece el sueño de los cometólogos: observar las moléculas "madres". Para ello es necesario un avión estratosférico porque el agua de la atmósfera terrestre es opaca a los infrarrojos. En 1986, la sonda rusa Vega llevó un espectrómetro infrarrojo hasta el cometa Halley y pudo ver el espectro del agua y del dióxido de carbono (CO2) y una misteriosa señal, de 3,3 a 3,5 micrómetros, típica de los enlaces entre el carbono y el hidrógeno de las moléculas orgánicas como los alcoholes. Esta longitud de onda ha sido captada en todos los cometas examinados posteriormente. 
Finalmente, la sonda europea Giotto hizo una buena labor gracias a sus espectrómetros de masa, capaces de analizar directamente la composición de los gases y polvos, aunque sin poder diferenciar dos moléculas de igual masa (CO y N2, por ejemplo).
La próxima misión será colocar una sonda en órbita alrededor de un cometa, el 2003. Es el proyecto ROSSETTA de la Agencia Espacial Europea (ESA). Durará varios años y será quizás la gran oportunidad de contrastar las teorías de formación del Sistema Solar.

Viento Solar: Está compuesto por partículas (protones en su mayoría) expulsadas a gran velocidad (200 a 400 km/s) de las estrellas a causa de la gran temperatura de su corona. Posee una densidad de cerca de 10 iones por metro cúbico. Este viento sopló la nube de polvo original, dejando visible el disco de acreción. Sin el campo magnético de la Tierra que nos protege, el viento solar ionizaría las moléculas de nuestros tejidos, dañándolos.
Sublimación: cambiar de sólido a gas sin pasar por el estado líquido.

NICOLÁS COPÉRNICO (1473-1543)

Astrónomo polaco, conocido por su teoría que sostenía que el Sol se encontraba en el centro del Universo y la Tierra, que giraba una vez al día sobre su eje, completaba cada año una vuelta alrededor de él. Este sistema recibió el nombre de heliocéntrico o centrado en el Sol.

Infancia y educación 

Copérnico nació el 19 de febrero de 1473 en la ciudad de Thorn (hoy Toru), en el seno de una familia de comerciantes y funcionarios municipales. El tío materno de Copérnico, el obispo Ukasz Watzenrode, se ocupó de que su sobrino recibiera una sólida educación en las mejores universidades. Copérnico ingresó en la Universidad de Cracovia en 1491, donde comenzó a estudiar la carrera de humanidades; poco tiempo después se trasladó a Italia para estudiar derecho y medicina. En enero de 1497 Copérnico empezó a estudiar derecho canónico en la Universidad de Bolonia, alojándose en casa de un profesor de matemáticas llamado Domenico María de Novara que influiría en sus inquietudes. Este profesor, uno de los primeros críticos sobre la exactitud de la “Geografía” del astrónomo del siglo II, Tolomeo, contribuyó al interés de Copérnico por la geografía y la astronomía. Juntos observaron el 9 de marzo de 1497 la ocultación (eclipse a causa de la Luna) de la estrella Aldebarán.
En 1500, Copérnico se doctoró en astronomía en Roma. Al año siguiente obtuvo permiso para estudiar medicina en Padua (la universidad donde dio clases Galileo, casi un siglo después). Sin haber acabado sus estudios de medicina, se licenció en derecho canónico en la Universidad de Ferrara en 1503 y regresó a Polonia.

Regreso a Polonia 

Copérnico vivió en el palacio episcopal de su tío en Lidzbark Warminski entre 1503 y 1510, y trabajó en la administración de la diócesis y en las actividades contra los caballeros Teutónicos. Allí publicó su primer libro, una traducción del latín de cartas de ética de un autor bizantino del siglo VII, Teofilatos de Simocata. Entre 1507 y 1515 escribió un tratado breve de astronomía, conocido como el “Commentariolus”, que no se publicaría hasta el siglo XIX. En esta obra sentó las bases de su nueva astronomía de concepción heliocéntrica.
Después de su traslado a Frauenburg, en 1512, Copérnico tomó parte en la comisión del quinto Concilio Luterano para la reforma del calendario (1515); escribió un tratado sobre el dinero (1517) y empezó a trabajar en su obra principal, “De revolutionibus orbium caelestium” (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes), que culminó en 1530 y fue publicado el 24 de mayo de 1543, poco antes de su muerte, por un editor luterano en Nuremberg, Alemania.

La cosmología a principios del siglo XVI 

La cosmología anterior a la teoría de Copérnico postulaba un universo geocéntrico en el que la Tierra se encontraba estática en el centro del mismo, rodeada de esferas que giraban a su alrededor. Dentro de estas esferas se encontraban (ordenados de dentro a afuera): la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y, finalmente, la esfera exterior en la que estaban las llamadas estrellas fijas (se pensaba que esta esfera exterior fluctuaba lentamente y producía el efecto de los equinoccios).
En la antigüedad era difícil de explicar por cosmólogos y filósofos el movimiento aparentemente retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno. En ocasiones, el movimiento de estos planetas en el cielo parecía detenerse y comenzaban a moverse en sentido contrario. Para poder explicar este fenómeno, los cosmólogos medievales pensaron que los planetas giraban en un círculo que llamaban epiciclo, y el centro de cada epiciclo giraba alrededor de la Tierra, trazando lo que denominaban una trayectoria deferente. Era grosso modo el sistema de Tolomeo.

El sistema de Copérnico y su influencia 

La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se inclinaba sobre su eje (como un trompo). Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas. Por otra parte, esta teoría heliocéntrica tenía la ventaja de poder explicar los cambios diarios y anuales del Sol y las estrellas, así como el aparente movimiento retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno, y la razón por la que Venus y Mercurio nunca se alejaban más allá de una distancia determinada del Sol. Esta teoría también sostenía que la esfera exterior de las estrellas fijas era estacionaria.
Una de las aportaciones de la teoría de Copérnico era el nuevo orden de alineación de los planetas según sus periodos de rotación. A diferencia de la teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el radio de la órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Pero en el siglo XVI, la idea de que la Tierra se movía no era fácil de aceptar y aunque parte de su teoría fue admitida, la base principal fue rechazada.
Entre 1543 y 1600 Copérnico contaba con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial de la Iglesia, por negar que la Tierra fuera el centro del Universo. La mayoría de sus seguidores servían a la corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y el astrónomo alemán Johannes Kepler, que a menudo discutían sobre sus respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico. El astrónomo danés Tycho Brahe llegó, en 1588, a una posición intermedia, según la cual la Tierra permanecía estática y el resto de los planetas giraban alrededor del Sol, que a su vez giraba también alrededor de la Tierra.
Con posterioridad a la supresión de la teoría de Copérnico, tras el juicio eclesiástico a Galileo en 1633, que lo condenó por corroborar su teoría, algunos filósofos jesuitas la siguieron en secreto. Otros adoptaron el modelo geocéntrico y heliocéntrico de Brahe. En el siglo XVII, con el auge de las teorías de Isaac Newton sobre la fuerza de la gravedad, la mayoría de los pensadores en Gran Bretaña, Francia, Países Bajos y Dinamarca aceptaron a Copérnico. Los filósofos puros de otros países de Europa mantuvieron duras posturas contra él durante otro siglo más.

Cosmología: estudio de la arquitectura y evolución del universo considerado en su conjunto.

CORONA AUSTRALIS - LA CORONA AUSTRAL

Forma parte de las 48 constelaciones originales del catálogo de Ptolomeo en el siglo 2 d.C. Se trata de un pequeño y discreto grupo, que se ve especialmente desde el hemisferio norte, como semicircular y de débiles estrellas. Se sitúa bajo Sagitario y representa una coronas de hojas de laurel o de olivo, la que pertenecería a Quirón, según algunas leyendas.
En "Metamorfosis" del poeta romano Ovidio, se cuenta otra leyenda relacionada con esta corona. Juno descubre que Júpiter, su esposo, es amante de Sémele, joven mortal. Para castigar ésta relación se hace pasar por sirvienta de Sémele, convenciéndola de pedir a Júpiter que apareciera ante ella en toda su gloria. A pesar de aterrorizarse ante la perspectiva, accede a la petición. Sémele, al verlo en todo su esplendor, es abatida por el fuego. A pesar de la tragedia, el hijo que llevaba en el vientre se salva y se convierte en Baco, dios del vino, el que en homenaje a su madre coloca la corona en el cielo.
NGC 6541 es un racimo globular que presenta un pequeño disco nebuloso visto con un telescopio pequeño, pero si usamos uno de 200 mm veremos que su borde se convierte en estrellas.

CORONA BOREALIS - LA CORONA BOREAL

La Corona Boreal se ubica a 20 grados al noroeste de Arcturus, mostrándose como un pequeño semicírculo de estrellas débiles, pero claras.
En una leyenda que forma parte de la mitología griega, se dice que la corona pertenecía a Ariadna, hija de Minos, el rey de Creta. Ella rechazaba la propuesta matrimonial de Dioniso, el que se presentaba en su forma humana, puesto que no deseaba casarse con un mortal después de haber sido abandonada por Teseo. Como prueba de su condición divina, Dioniso le quita la diadema y la lanza al cielo, con ello logra que le acepte, casándose con él y alcanzando la condición de inmortal.
En esta corona destaca R Coronae Borealis, una de las estrellas más notables, conocida como R Cor Bor, que es una nova que repite su ciclo de cambio de magnitud al revés que las demás. Normalmente tiene una luminosidad de magnitud 5,9 y a intervalos irregulares disminuye repentinamente hasta alcanzar, a veces, magnitud 8 cuando un material oscuro entra en erupción en su atmósfera. Cuando el material se disipa, se recupera con lentitud.
Otra estrella interesante es T Coronae Borealis, la que en 1862 alcanzó de repente la magnitud 2 y actualmente brilla con magnitud 10,2. Es conocida como una nova recurrente y en 1946 repitió el fenómeno inesperadamente. Existe una alta posibilidad de que lo vuelva a hacer.

CORVUS Y CRATER - EL CUERVO Y LA COPA

"Arquéese hasta Arcturus", acelere hasta Spica, gire al oeste y verá un grupo de 4 estrellas al que los antiguos llamaban El Cuervo. A su costado está Crater, constelación más débil y que simula una copa.
Se dice que enviado por Apolo a buscar una copa de agua, el cuervo demoró en retornar ya que esperó la maduración de un higo cerca de un manantial. Llevó la copa y una serpiente de agua entre sus garras y contó a Apolo que su retraso se debía a un ataque de la serpiente. Sabiendo de la mentira del cuervo, Apolo pone a los tres en el cielo. La copa queda al lado del cuervo, muy cerca, pero la serpiente le impide beber.
Dignas de atención son las estrellas R Corví, una variable del tipo Mira con magnitud que oscila entre 6,7 y 14,4 durante unos 10 meses, y la Estrella de Tombaugh. Esta última es una variable y cataclísmica muy débil, también conocida como TV Corbi, descubierta en 1931 por Clyde Tombaugh mientras buscaba planetas.
NGC 4048 y NGC 4039 forman un débil par de galaxias de 11ª magnitud, que interactúan. Son uno de los pares más brillantes de galaxias conectadas y es necesario un telescopio de 200 mm para observarlas. Su nombre más difundido es Cola de Anillo, aunque también la nombran Antena y Cola de Rata.

CRUX - LA CRUZ DEL SUR

Sin lugar a dudas es la constelación austral más famosa, la mítica Cruz del Sur aparece en la bandera de varios países. Su difundida forma sirvió de orientación a los marinos durante siglos, puesto que el extremo superior de la cruz señala el camino hacia el polo sur celeste. Dada su lejanía, ésta constelación no apareció en los mapas como entidad separada sino hasta 1592. Antes la presentaban como parte de Centauro.
Esta constelación posee el par de opuestas más impresionantes de la Vía Láctea meridional: el Joyero y el Saco de Carbón.
Destacan Acrux, como se conoce a Alpha Crucis, doble estrella brillante del pie de la cruz, a unos 4,5 segundos de arco. Hay una tercera de 5ª magnitud a unos 90 segundos de arco. Además está Gamma Crucis o, también, Gacrux, amplia doble estrella,al norte de la cruz. Es una doble óptica, con una estrella de magnitud 6,4 a casi 2 minutos de arco de una primaria y brillante naranja.
El Joyero, aunque pequeño, es uno de los racimos más elegantes, superpuesto en Kappa Crucis, centellea visto con cualquier instrumento y posee diversas estrellas de colores contrastados.
Por su parte, El Saco de Carbón es una de las nebulosas oscuras más grandes y densas, situada al este de Acrux, se observa bien bajo un cielo oscuro contra las nubes de estrellas de la Vía Láctea.

CYGNUS - EL CISNE

Es la respuesta del hemisferio norte a la Cruz del Sur. Como una gran cruz, el Cisne atraviesa la Vía Láctea nórdica que en esta parte del cielo alcanza la plenitud. Con cielo despejado se ve el Cisne en la Vía Láctea, que aparece dividida en dos partes: una nebulosa oscura entre nosotros y las estrellas más lejanas causa el fenómeno.
Una leyenda dice que el Cisne es Orfeo, el héroe de Tracia, que cantaba y tocaba la lira de manera tan hermosa que los animales salvajes y los árboles iban a escucharle. Orfeo habría sido llevado al cielo como un cisne para que pueda estar cerca de su amada lira. Otra leyenda señala que detrás del cisne está Zeus, que toma esa forma para seducir a Leda de Esparta,
La estrella Deneb (Alpha Cygni), que significa "cola" en árabe, aludiendo al lugar en que se ubica sobre el cisne, es una de las más potentes: 25 veces más densa y 60.000 veces más luminosa que el Sol. Está a 1.500 años luz y es la estrella más lejana del conocido Triángulo de Verano, junto a vega y Altair. Vega está a 25 años luz y Altair sólo a 16.
Albireo (Beta Cygni), al pie de la cruz, es una de las panorámicas más hermosas del cielo. Es una doble espectacular, con una separación de 34 segundos de arco.
La Estrella Voladora, 61 Cygni, es una doble cuyos componentes giran uno en torno al otro por un período de 650 años. 

CHAMAELEON - EL CAMALEÓN

Camaleón es el nombre de ciertos lagartos conocidos por su capacidad de cambiar de color, confundiéndose con su entorno cuando se sienten amenazados, respondiendo a variaciones de temperatura, luz, color y otros cambios ambientales. Este cambio se debe a la acción de hormonas que afectan a unas células pigmentarias especiales presentes en su piel. Sin embargo, los camaleones no siempre cambian de color, como es la creencia generalizada.
En el siglo 17, el astrónomo Johann Bayer delineó esta constelación, ateniéndose a descripciones de exploradores marinos del sur. El Camaleón es una de las constelaciones más pequeñas y menos destacadas. La conforman unas pocas estrellas débiles y está cerca del polo sur celeste, al sur de la Quilla y al lado de Octans, el Octante, al sur.
Con un telescopio de 300 mm es posible observar a Z Chamaeleontis, débil estrella variable que entra en erupción periódicamente, ya que su magnitud mínima es de 16,2. No es fácil de ver, aunque está en un extremo del cielo con escasa población de estrellas.

CHRISTIAN DOPPLER (1803-1853)

Físico y matemático austríaco, nacido en Salzburgo. Estudió en dicha ciudad y posteriormente en Viena. Fue profesor en el Instituto técnico de Praga (Checoslovaquia) y en el Instituto politécnico de Viena, y ocupó el cargo de director del Instituto de Física de la Universidad de Viena en 1850. Describió el fenómeno físico que se conoce hoy como efecto Doppler en su artículo monográfico sobre los colores de la luz de las estrellas dobles, Acerca de la luz coloreada de las estrellas dobles (1842).
En física, el efecto Doppler es la variación aparente de la frecuencia de cualquier onda emitida, por ejemplo luz o sonido, cuando la fuente de la onda se acerca o se aleja del observador. El efecto toma su nombre del físico austríaco Christian Doppler, que formuló por primera vez este principio físico en 1842. El principio explica por qué, cuando una fuente de sonido de frecuencia constante avanza hacia el observador, el sonido parece más agudo (de mayor frecuencia), mientras que si la fuente se aleja parece más grave. Este cambio en la frecuencia puede ser percibido por un observador que escuche el silbato de un tren rápido desde el andén o desde otro tren. Las líneas del espectro de un cuerpo luminoso como una estrella también se desplazan hacia el rojo si la estrella se aleja del observador. Midiendo este desplazamiento puede calcularse el movimiento relativo de la Tierra y la estrella.

Delphinus - El Delfín

Es esta una constelación pequeña con una forma que, desde la antigüedad, ha sido asimilada a un delfín.
Dice una leyenda que la sirena Amphitrite decidió casarse con Poseidón, aconsejada por un delfín. El agradecimiento de Poseidón sería la explicación para que el delfín haya alcanzado un lugar en el cielo, junto a las estrellas.
Este pequeño grupo de estrellas semeja a un cometa. Su estrella alpha se llama Sualocin y la beta Rotanev, en honor a Niccolo Cacciatore, socio del famoso observador Giuseppe Piazzi, en el siglo 19. Los atlas de estrellas de la época incluían estos nombres sin explicarlos, pero Thomas Webb averiguó que ellos, escritos al revés, son Nicolaus Venator, versión latina del nombre de Cacciatore.
La estrella Gamma Delphini es una doble óptica con una separación de 10 segundos de arco. El más luminoso de sus componentes tiene magnitud de 4,5 y el más débil, de tono ligeramente verde, de 5,5.
R Delphini es una estrella Mira con magnitud oscilante entre 8,3 hasta 13,3 durante un período de 285 días.

LAS DISTANCIAS DEL UNIVERSO

Las enormes distancias que nos separan de cualquier estrella, incluso la más cercana, nos obligan a renunciar a las habituales unidades terrestres: resultaría incómodo y poco práctico decir que Andrómeda, la gran galaxia más cercana a nuestra Vía Láctea, se encuentra a 21 trillones de kilómetros de nosotros. ¡Un número astronómicamente grande!.
En el Sistema Solar, la medida útil es la unidad astronómica (UA). Ésta es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra: unos 150 millones de kilómetros. Así, mientras que Mercurio, el planeta más cercano al Sol está a un tercio de UA de Sol, el lejano Plutón bordea el fin del Sistema Solar, a 40 UA.
Sin embargo, las estrellas están mucho más lejos.
Para recorrer una distancia igual al diámetro del sistema solar (30 UA), la luz, a 300 mil kilómetros por segundo, se tarda cerca de cuatro horas. En un año, la luz recorre 10 trillones de kilómetros. Para llegar a Proxima Centauri, la estrella más cercana a nosotros, la luz demora...cuatro años.
También se usa un método geométrico llamado paralaje: el desplazamiento aparente de una estrella cercana respecto de una más lejana. Un paralaje de un segundo de arco es llamado pársec. Se habla de movimiento aparente porque en realidad es la Tierra la que se desplaza, según observamos el cielo desde diferentes posiciones de nuestra órbita alrededor del Sol.
Un cuerpo que estuviera a un pársec de la Tierra tendría a un paralaje anual de un segundo de arco, o sea 1/1800 del diámetro de la Luna.
Un pársec equivale a más o menos 3,3 años luz o 206.000 UA. Con este método, las distancias más grandes que se pueden medir son de 100 pársec.
En el caso de objetos muy lejanos, como son justamente las galaxias y los cuásares, las distancias se miden con un valor llamado “redshift”, o sea su lejanía y la velocidad de su alejamiento aparente, el que se ve como un desplazamiento hacia el rojo, es decir las longitudes de onda más largas.
Los objetos más distantes poseen un mayor redshift.
Su valor se expresa en “Z”. El desplazamiento hacia el rojo, que originalmente fue atribuido al efecto Doppler, es en realidad un efecto relativista de la expansión del universo. Mientras más lejos se encuentran, más se alejan. Así un alto valor de redshift significa una gran distancia. Así, el redshift de una galaxia cercana puede ser de Z = 0,001 mientras que el de un cuásar muy distante alcanza Z = 4,4.

Dorado - El Dorado

Ubicada hacia el sur, el Dorado fue catalogada por primera vez en 1603, en el atlas de Bayer. Su nombre alude al pez dorado tropical, el mahi-mahi, miembro de la familia de los Coryphaenidae, el que alcanza casi los 2 metros. Nadan muy rápido y con frecuencia saltan sobre el agua como si jugaran, por lo que los marineros creían que su presencia invocaba la buena suerte.
La Gran Nube de Magallanes (GNM)es una galaxia compañera de la Vía Láctea que está a 168.000 años luz de distancia, o sea, a menos de la décima parte de la distancia hasta la galaxia Andrómeda (M31). En consecuencia, abarca unos 11 grados del cielo y se puede observar bien desde el hemisferio sur. Desde esta galaxia hizo sus guiños y destellos la supernova 1987A. Esta es una galaxia que se puede observar bien bajo un cielo oscuro, pero se pierde fácilmente bajo las luces urbanas.
Nebulosa de la Tarántula (NGC2070) o 30 Nebula Doradus es el nombre de una espléndida nebulosa de emisión. Su tamaño es unas 30 veces el de la famosa Gran nebulosa en Orioón (M 42).
La S Doradus es la única estrella superbrillante en el racimo abierto NGC 1910. La luminosidad de S Doradus varía irregularmente entre las magnitudes 8 y 11. Es una de las estrellas conocidas más resplandecientes.

Draco - El Dragón

Esta constelación está alrededor del polo norte y se ve mejor en los meses más cálidos. El Dragón es una constelación grande y débil, difícil de dibujar pues se enrosca entre la Osa Mayor, el Boyero, Hércules, la Lira, el Cisne y Cefeo.Caldeos, griegos y romanos veían en este conjunto de estrellas a un dragón, los hindúes observaban a un caimán y los persas descubrían a un hombre tragando a una serpiente.
El dragón ha estado asociado a varias leyendas griegas. Una de ellas cuenta que un dragón ayudaba a las Hespérides, hijas de Atlas, a custodiar el árbol de las manzanas de oro. Cuando Hércules debe obtener esas manzanas mata al dragón. Otra dice que Atenea lanzó un dragón alcielo, luego que este la atacara mientras luchaba con los Titanes.
Antiguamente se tenía a Thuban, el elemento más brillante de la constelación, como la estrella polar, pero desde entonces la precesión de la Tierra ha movido el polo hacia Polaris.
Quadrantis es una de las lluvias de meteoros más fuertes, con máxima actividad hacia el 3 de enero y dura algunas horas.
NGC 6543 es una nebulosa planetaria de 8ª magnitud asentada entre las estrellas Delta y Zeta Draconis. Es de color azul brillante y se necesita una alta potencia para distinguir su disco pequeño y borroso.

LOS ECLIPSES

Se trata del oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay dos clases de eclipses que implican a la Tierra: los de Luna, o eclipses lunares, y los de Sol, o eclipses solares. Un eclipse lunar tiene lugar cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y la Luna y su sombra oscurece la Luna. El eclipse solar se produce cuando la Luna se encuentra entre el Sol y la Tierra y su sombra se proyecta sobre la superficie terrestre. Los tránsitos y ocultaciones son fenómenos astronómicos similares pero no tan espectaculares como los eclipses debido al pequeño tamaño de los cuerpos celestes que se interponen entre la Tierra y un astro brillante.

Eclipse de Luna 

Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado umbral, se encuentra un área de sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada del cono de sombra es de 1.379.200 km.; a una distancia de 384.600 km., la distancia media entre la Luna y la Tierra, tiene un diámetro de 9.170 km. aproximadamente.
Un eclipse total de Luna tiene lugar cuando la Luna penetra por completo en el cono de sombra. Si penetra directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar sólo un instante.
El eclipse parcial de Luna tiene lugar cuando solamente una parte de la Luna penetra en el cono de sombra y se oscurece. La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase casi total, cuando la mayor parte de la Luna se oscurece, a un eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de la Tierra al pasar la Luna. Históricamente, el primer indicio que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra circular pasando a través de la cara de la Luna.
Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el eclipse total como en el parcial, está dentro de la zona de penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más oscura. La parte que penetra en el cono de sombra aparece casi negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está totalmente oscuro, sino que permanece ligeramente iluminado con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la atmósfera terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la luz; en esa situación la superficie de la Luna se hace invisible durante la fase total.

Eclipse de Sol 

La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800 km., y la distancia entre la Tierra y la Luna de 357.300 a 407.100 km. Los eclipses totales de Sol tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra. El diámetro de la sombra nunca es mayor de 268,7 km. en el punto en el que toca la superficie de la Tierra de forma que el área en la que es visible un eclipse total de Sol nunca es más ancha que este diámetro y normalmente es bastante más estrecha. El ancho de la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la superficie de la Tierra, es de 4.800 km. aproximadamente. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclipse anular durante el que aparece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.
La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie terrestre en dirección Este. Dado que la Tierra también gira en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra de la Luna sobre la Tierra es igual a la velocidad de la Luna en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de desplazamiento de la sombra en el ecuador es de 1.706 km./h aproximadamente; cerca de los polos, donde la velocidad de rotación es virtualmente cero, es de unos 3.380 km./h. La trayectoria de un eclipse total de Sol y el tiempo de su fase total se puede calcular a partir del tamaño de la sombra de la Luna y de su velocidad. La duración máxima de un eclipse total de Sol es de unos 7,5 minutos, pero estos eclipses son raros y sólo tienen lugar una vez cada varios miles de años. Un eclipse total, normalmente, se puede ver durante unos tres minutos desde un punto en el centro del recorrido de su fase total.
En áreas fuera de la banda barrida por la sombra de la Luna, pero dentro de la penumbra, tienen lugar eclipses parciales y el Sol sólo se oscurece parcialmente.
Al principio de un eclipse total, la Luna comienza a moverse a través del disco solar aproximadamente una hora antes de su fase total. La iluminación del Sol disminuye gradualmente y durante la fase total (o cerca de ella) declina a la intensidad del brillo de la luz de la Luna. Esta luz residual la produce en gran medida la corona del Sol, la parte más exterior de la atmósfera solar. Cuando la superficie del Sol se va estrechando hasta una pequeña franja, se hace visible la corona. Un momento antes de que el eclipse sea total, en esta franja destellan brillantes puntos de luz llamados perlas de Baily. Estos puntos son producidos por los rayos del Sol al atravesar los valles y las irregularidades de la superficie lunar. Las perlas de Baily son también visibles en el momento que finaliza la fase total del eclipse (reaparición). Exactamente un momento antes, un momento después y algunas veces en la fase total se pueden ver estrechas bandas de sombras en movimiento sobre objetos en la superficie terrestre. El origen de estas bandas de sombra no se conoce con exactitud, pero se piensa que están producidas por la refracción irregular de la luz en la atmósfera terrestre. Antes y después de la fase total, un observador situado en una colina o en una aeronave puede ver la sombra de la Luna moviéndose en dirección Este a través de la superficie de la Tierra como la sombra de una nube pasando rápidamente.

Frecuencia de los eclipses 

Si la órbita de la Tierra estuviera en el mismo plano que la órbita de la Luna, tendrían lugar dos eclipses totales durante cada mes lunar, un eclipse lunar por cada Luna llena, y un eclipse solar por cada Luna nueva. Sin embargo, las dos órbitas están inclinadas y, por tanto, los eclipses tienen lugar sólo cuando la Luna o el Sol están a algunos grados de los dos puntos, llamados nodos, donde se cruzan las órbitas.
Periódicamente, el Sol y la Luna vuelven a la misma posición relativa de uno de los nodos y como resultado de esto los eclipses se repiten a intervalos regulares. El tiempo del intervalo, llamado saros, es de un poco más de 6.585,3 días, unos 18 años y 11 días más 8 horas aproximadamente. El saros, conocido desde la época de la antigua Babilonia, se corresponde casi exactamente a 19 pasos del Sol por el mismo nodo, 242 pasos de la Luna por el mismo nodo y a 223 meses lunares. La disparidad entre el número de pasos de la Luna y el número de meses lunares es el resultado del movimiento de los nodos en dirección Oeste a razón de 19,5° por año. Un eclipse que se repite después del saros será una duplicación del primero, pero será visible 120° más al Oeste en la superficie de la Tierra, debido al tercio de un día, incluido en el intervalo. Los eclipses lunares se reproducen 48 o 49 veces y los solares 68 o 75 antes de que ligeras diferencias en los movimientos del Sol y la Luna eliminen el eclipse.
Durante un saros tienen lugar, aproximadamente, 70 eclipses, 29 son de Luna y 41 de Sol; de estos últimos 19 suelen ser totales y 31 parciales. Como mínimo en un año pueden tener lugar 2 eclipses, como máximo 7, y una media de 4. En el siglo XX se habrán producido 375 eclipses: 228 de Sol y 147 de Luna.

Observación de los eclipses 

Sólo durante un eclipse total de Sol se pueden analizar muchos problemas astronómicos. Entre ellos se encuentran el tamaño y la composición de la corona solar y la refracción de los rayos de luz al pasar cerca del Sol debido a su campo gravitatorio, un fenómeno que intuyó Albert Einstein, el padre de la relatividad. El gran brillo del disco solar y la iluminación producida por el Sol de la atmósfera de la Tierra hacen imposible las observaciones de la corona solar excepto durante un eclipse solar. El coronógrafo, un telescopio fotográfico, permite la observación directa del borde del disco solar en todo momento. En la actualidad, las observaciones científicas sobre los eclipses solares son muy valiosas, especialmente cuando el recorrido del eclipse barre amplias superficies. Una red compleja de observatorios especiales puede proporcionar a los científicos datos que aumenten la información sobre cómo afectan a la atmósfera de la Tierra las pequeñas variaciones del Sol y mejorar así las predicciones de las erupciones solares.

EDMUND HALLEY (1656-1742)

Astrónomo británico, fue el primero en calcular la órbita de un cometa. Nació en Londres y estudió en la Universidad de Oxford. Halley se interesó por las teorías de Isaac Newton y le animó para que escribiera los Principios, que Halley publicó en 1687 haciendo frente a los gastos. Fue nombrado astrónomo real en 1721 y durante 18 años realizó un estudio sobre la revolución completa de la Luna a través de sus nodos ascendente y descendente. El tratado científico más importante de Halley fue la Synopsis astronomiae cometicae, iniciado en 1682 y publicado en 1705. En esta obra, Halley aplicó las leyes de Newton a todos los datos disponibles sobre los cometas y demostró matemáticamente que éstos giran en órbitas elípticas alrededor del Sol. Su acertada predicción del regreso de un cometa en 1758 (hoy conocido como cometa Halley) refrendó su teoría de que los cometas son cuerpos celestes que forman parte del Sistema Solar.

EDWIN POWELL HUBBLE (1889-1953)

Astrónomo estadounidense que demostró la existencia de grandes sistemas de estrellas o galaxias, muy alejadas de la Vía Láctea. Hubble nació en Marshfield (Missouri) y estudió en la Universidad de Chicago y en la Universidad de Oxford. Desde 1914 hasta 1917 estuvo relacionado con el observatorio de Yerkes en la Universidad de Chicago. Se incorporó al personal del observatorio Monte Wilson en 1919 y con posterioridad se convirtió en su director de investigaciones. Después de 1948, supervisó también la investigación llevada a cabo con el telescopio de 508 cm en el observatorio Monte Palomar. Hubble es también conocido por la clasificación que hizo de los sistemas extragalácticos. Sus últimos descubrimientos, relacionados con los movimientos y distancias galácticas, han ayudado a verificar la teoría de la expansión del Universo.

Einstein, Albert (1879-1955), físico alemán nacionalizado estadounidense, premiado con un Nobel, famoso por ser el autor de las teorías general y restringida de la relatividad y por sus hipótesis sobre la naturaleza corpuscular de la luz. Es probablemente el científico más conocido del siglo XX.
Nació en Ulm el 14 de marzo de 1879 y pasó su juventud en Munich, donde su familia poseía un pequeño taller de máquinas eléctricas. Desde muy joven mostró una curiosidad excepcional por la naturaleza y una capacidad notable para entender los conceptos matemáticos más complejos. A los doce años ya conocía la geometría de Euclides.
A la edad de 15 años, cuando su familia se trasladó a Milán, Italia, a causa de sucesivos fracasos en los negocios, Einstein abandonó la escuela. Pasó un año con sus padres en Milán y viajó a Suiza, donde terminó los estudios secundarios, e ingresó en el Instituto Politécnico Nacional de Zurich.
Durante dos años Einstein trabajó dando clases particulares y de profesor suplente. En 1902 consiguió un trabajo estable como examinador en la Oficina Suiza de Patentes en Berna.

Primeras publicaciones científicas 

En 1905 se doctoró por la Universidad de Zurich, con una tesis sobre las dimensiones de las moléculas; también publicó tres artículos teóricos de gran valor para el desarrollo de la física del siglo XX. En el primero de ellos, sobre el movimiento browniano, formuló predicciones importantes sobre el movimiento aleatorio de las partículas dentro de un fluido, predicciones que fueron comprobadas en experimentos posteriores. El segundo artículo, sobre el efecto fotoeléctrico, anticipaba una teoría revolucionaria sobre la naturaleza de la luz. Según Einstein, bajo ciertas circunstancias la luz se comportaba como una partícula. También afirmó que la energía que llevaba toda partícula de luz, denominada fotón, era proporcional a la frecuencia de la radiación. Lo representaba con la fórmula E = Honolulu, donde E es la energía de la radiación, h una constante universal llamada constante de Planck y u es la frecuencia de la radiación. Esta teoría, que planteaba que la energía de los rayos luminosos se transfería en unidades individuales llamadas cuantos, contradecía las teorías anteriores que consideraban que la luz era la manifestación de un proceso continuo. Las tesis de Einstein apenas fueron aceptadas. De hecho, cuando el físico estadounidense Robert Andrews Millikan confirmó experimentalmente sus tesis casi una década después, éste se mostró sorprendido e inquieto por los resultados.
Einstein, interesado por comprender la naturaleza de la radiación electromagnética, propugnó el desarrollo de una teoría que fusionara las ondas y partículas de la luz. De nuevo fueron muy pocos los científicos que comprendieron y aceptaron estas ideas.

Teoría especial de la relatividad de Einstein 

La tercera publicación de Einstein en 1905, “Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento”, formulaba lo que después llegó a conocerse como la teoría especial de la relatividad (o teoría restringida de la relatividad). Desde los tiempos del matemático y físico inglés Isaac Newton, los filósofos de las ciencias naturales (nombre que recibían los físicos y químicos) habían intentado comprender la naturaleza de la materia y la radiación, y su interacción en algunos modelos unificados del mundo. La hipótesis que sostenía que las leyes mecánicas eran fundamentales se denominó visión mecánica del mundo. La hipótesis que mantenía que eran las leyes eléctricas las fundamentales recibió el nombre de visión electromagnética del mundo. Ninguna de las dos concepciones era capaz de explicar con fundamento la interacción de la radiación (por ejemplo, la luz) y la materia al ser observadas desde diferentes sistemas de inercia de referencia, o sea, la interacción producida en la observación simultánea por una persona parada y otra moviéndose a una velocidad constante.
En la primavera de 1905, tras haber reflexionado sobre estos problemas durante diez años, Einstein se dio cuenta de que la solución no estaba en la teoría de la materia sino en la teoría de las medidas. En el fondo de su teoría restringida de la relatividad se encontraba el hallazgo de que toda medición del espacio y del tiempo es subjetiva. Esto le llevó a desarrollar una teoría basada en dos premisas: el principio de la relatividad, según el cual las leyes físicas son las mismas en todos los sistemas de inercia de referencia, y el principio de la invariabilidad de la velocidad de la luz, según el cual la velocidad de la luz en el vacío es constante. De este modo pudo explicar los fenómenos físicos observados en sistemas de inercia de referencia distintos, sin tener que entrar en la naturaleza de la materia o de la radiación y su interacción, pero nadie entendió su razonamiento.

Primeras reacciones a Einstein 

La dificultad de otros científicos para aceptar la teoría de Einstein no estribaba en sus complejos cálculos matemáticos y su dificultad técnica, sino que partía del concepto que tenía Einstein de las buenas teorías y su relación con la experimentación. Aunque sostenía que la única fuente del conocimiento era la experiencia, también pensaba que las teorías científicas eran creaciones libres de una aguda intuición física, y que las premisas en que se basaban no podían aplicarse de un modo lógico al experimento. Una buena teoría sería, pues, aquella que necesitara los mínimos postulados para explicar un hecho físico. Esta escasez de postulados, característica de la obra de Einstein, provocó que su trabajo no fuera accesible para sus colegas, que lo dejaron solo.
Aun así, tenía importantes seguidores. Su primer defensor fue el físico alemán Max Planck. Einstein permaneció cuatro años en la oficina de patentes, y luego empezó a destacar dentro de la comunidad científica, y así ascendió en el mundo académico de lengua alemana. Primero fue a la Universidad de Zurich en 1909; dos años más tarde se trasladó a la Universidad de Praga, de lengua alemana, y en 1912 regresó al Instituto Politécnico Nacional de Zurich. Finalmente, en 1913 fue nombrado director del Instituto de Física Kaiser Guillermo en Berlín.
La teoría general de la relatividad 
Antes de dejar la oficina de patentes, en 1907, Einstein ya trabajaba en la extensión y generalización de la teoría de la relatividad a todo sistema de coordenadas. Empezó con el enunciado del principio de equivalencia según el cual los campos gravitacionales son equivalentes a las aceleraciones del sistema de referencia. De este modo, una persona que viajara en un elevador o ascensor no podría en principio determinar si la fuerza que actúa sobre ella se debe a la gravitación o a la aceleración constante del ascensor. Esta teoría general completa de la relatividad no fue publicada hasta 1916. De acuerdo con ella, las interacciones entre los cuerpos, que hasta entonces se atribuían a fuerzas gravitacionales, se explican por la influencia de aquéllos sobre la geometría espacio-tiempo (espacio de cuatro dimensiones, una abstracción matemática en la que el espacio se une, como cuarta dimensión, a las tres dimensiones euclidianas).
Basándose en la teoría general de la relatividad, Einstein pudo entender las variaciones hasta entonces inexplicables del movimiento de rotación de los planetas y logró predecir la inclinación de la luz de las estrellas al aproximarse a cuerpos como el Sol. La confirmación de este fenómeno durante un eclipse de Sol en 1919 fue toda una noticia y su fama se extendió por el mundo.
Einstein consagró gran parte del resto de su vida a generalizar su teoría. Su último trabajo, la teoría del campo unificado o de la gran unificación (TGU), que no tuvo demasiado éxito, consistía en un intento de explicar todas las interacciones físicas, incluidas la interacción electromagnética y las interacciones nucleares fuerte y débil, a través de la modificación de la geometría del espacio-tiempo entre entidades interactivas.
La mayoría de sus colegas pensaron que sus esfuerzos iban en dirección equivocada. Entre 1915 y 1930 la corriente principal entre los físicos era el desarrollo de una nueva concepción del carácter fundamental de la materia, conocida como la teoría cuántica. Esta teoría contempla la característica de la dualidad onda-partícula (la luz presenta las propiedades de una partícula, así como las de una onda), que Einstein había intuido como necesaria, y el principio de incertidumbre, que establece que la exactitud de los procedimientos de medición es limitada. Además, esta teoría suponía un rechazo fundamental a la noción estricta de causalidad. Sin embargo, Einstein mantuvo una posición crítica respecto a estas tesis hasta el final de su vida. "Dios no juega a los dados con el mundo", llegó a decir.

Ciudadano del mundo 

A partir de 1919, Einstein recibió el reconocimiento internacional y acumuló honores y premios de distintas sociedades científicas, como el Nobel de Física en 1922. Sus visitas a países de todo el mundo (visitó España en 1923 y Argentina, Uruguay y Brasil en 1925) eran un acontecimiento; le seguían fotógrafos y periodistas.
El pacifismo y el sionismo fueron los dos movimientos sociales que recibieron todo su apoyo. Durante la I Guerra Mundial, Einstein fue uno de los pocos académicos alemanes que condenaron públicamente la participación de Alemania en el conflicto. Después de la guerra siguió con sus actividades pacifistas y sionistas, por lo que fue blanco de los ataques de grupos antisionistas y de derechas alemanes. Sus teorías llegaron a ser ridiculizadas en público, especialmente la de la relatividad.
Cuando Hitler llegó al poder en 1933, Einstein abandonó Alemania y emigró a Estados Unidos, donde ocupó un puesto en el Instituto de Estudios Superiores en Princeton, Nueva Jersey. Siguió con sus actividades en favor del sionismo pero abandonó su postura pacifista anterior a la vista de la amenaza que suponía para la humanidad el régimen nazi en Alemania.
En 1939 Einstein participó junto con otros físicos en la redacción de una carta dirigida al presidente Franklin D. Roosevelt en la que se pedía la creación de un programa de investigación sobre las reacciones en cadena. La carta, que sólo iba firmada por Einstein, consiguió acelerar la fabricación de la bomba atómica, en la que él no participó ni supo de su finalización. En 1945, cuando ya era evidente la existencia de la bomba, Einstein volvió a escribir al presidente para intentar disuadirlo de utilizar el arma nuclear.
Después de la guerra, Einstein se convirtió en activista del desarme internacional y del gobierno mundial, y siguió contribuyendo a la causa del sionismo, pero declinó una oferta de los líderes del Estado de Israel para ocupar el cargo de presidente. A finales de la década de 1940 y principios de la de 1950, defendió en Estados Unidos la necesidad de que los intelectuales del país hicieran todo lo posible para mantener la libertad política. Einstein murió el 18 de abril de 1955 en Princeton.
Los esfuerzos de Einstein en apoyo de causas sociales fueron a menudo percibidos como poco realistas. Sus propuestas nacían de razonamientos cuidadosamente elaborados. Al igual que sus teorías, eran fruto de una asombrosa intuición basada en cuidadosas y astutas valoraciones y en la observación. A pesar de su actividad en favor de causas políticas y sociales, la ciencia siempre ocupó el primer lugar en su vida, pues, como solía decir, sólo el descubrimiento de la naturaleza del Universo tiene un sentido duradero. Entre sus obras se encuentran La relatividad: la teoría especial y restringida (1916); Sobre el sionismo (1931); Los constructores del Universo (1932); ¿Por qué la guerra? (1933), con 
Sigmund Freud; El mundo como yo lo veo (1934); La evolución de la Física (1938) con el físico polaco Leopold Infeld, y En mis últimos años (1950). La colección de los artículos de Einstein comenzó a publicarse en 1987 en varios volúmenes.

LAS ENANAS ROJAS

Son estrellas cuya masa es inferior a la mitad de la del Sol.
Su magnitud absoluta es muy débil por lo que no se sabe cuántas hay en realidad en la Vía Láctea. Se supone, sin embargo, que hay tantas que la suma de sus modestas masas supera a la de todas las otras estrellas juntas. (Fig: enana roja a escala con otras estrellas)
Son extremadamente longevas: no necesitan fabricar enormes presiones de radiación para impedir su propia contracción gravitatoria, por lo que no acaban tan rápidamente su combustible. Dicho de otra forma, las reacciones termonucleares de su núcleo se mantienen estables durante varios miles de miles de millones (1012) de años.
La evolución a (muy) largo plazo de las enanas rojas es muy distinta a las estrellas de masa similar a nuestro Sol. En vez de crecer desmesuradamente hasta convertirse en gigantes rojas, crecen lentamente hasta alcanzar un tamaño, una temperatura y una luminosidad similares a las del Sol, con una interesante coincidencia: en el final de su vida una enana roja de 0,2 masa solar tendrá un período de alrededor 5,5 mil millones de años con dichas características. Esto nos hace suponer que en aquel lejano futuro la vida podrá quizás desarrollarse como lo hizo aquí.
Si pudiéramos transportarnos hacia ese momento, podríamos quizá encontrar un planeta acogedor. Sin embargo, al mirar hacia el cielo, no habría casi estrellas: casi todas habrán muerto hace mucho.
Reacciones termonucleares: a una temperatura de 10 millones de grados Kelvin, los núcleos de hidrógeno (que son en realidad protones) logran superar su repulsión electromagnética debido a la intensa agitación térmica y se fusionan en núcleos atómicos más pesados, como el helio. El proceso libera una cantidad enorme de energía, pues la masa final del nuevo núcleo es inferior a la que se utilizó para crearlo: se ha transformado en energía, en virtud de la ecuación de Einstein: E = mc2.

Equuleus - El Caballo Menor

A excepción de la Cruz del Sur, Equuleus abarca menos espacio que las otras constelaciones. Situada al sudeste del Delfín, carente de estrellas brillantes, es de discreto interés.
Alpha Equulei, que es su estrella más luminosa, es llamada Kitalpha, vocablo árabe que significa "caballo pequeño".
Hiparco, el famoso atrónomo griego del siglo 2 a.C., fue el que describió esta constelación. Se le asoció a Celeris, hermano del conocido Pegaso o Caballo Alado, quien fue regalado por Mercurio a Castor, quien es uno de los gemelos simbolizados por Géminis.

Eridanus - Erídano

Esta constelación del hemisferio austral, descubierta por los antiguos griegos y catalogada en el siglo 2 a.C. por el astrónomo Claudio Tolomeo, alude en su nombre al río mitológico Erídano. Ello, tal vez, a causa de la longitud de ésta constelación, la que se extiende desde las cercanías de Rigel, en el extremo de Orión, donde está la estrella Cursa o Beta Eridani, hasta las fronteras del círculo polar ártico, en que nos encontramos a Achernar, su estrella principal, de primera magnitud.
Desde la antigüedad se le ha considerado como a un río, ya sea el Eufrates o el Nilo. En el Libro II de "Metamorfosis", Ovidio cuenta que Faetón fue lanzado del carro del Sol y se ahogó en el Erídano.
La Omicron 2 Eridani es una estrella triple compuesta de una enana naranja de magnitud 4, una enana blanca de magnitud 9 y una enana roja de magnitud 11. Las enanas roja y blanca forman un par (con separación de 8 segundos de arco) y están distanciadas de las estrellas más brillantes por unos 80 segundos de arco.
Epsilon Eridani está apenas a 10,8 años luz, siendo una versión en pequeño de nuestro Sol. Hasta ahora los radiotelescopìos han indagado sin éxito en la búsquedas de indicios de vida inteligente.

BUSCAR PLANETAS CON VIDA

En el pasado, para descubrir e investigar vida extraterrestre, no había otra alternativa que el examen de supuestos indicios de bacterias fósiles contenidos en meteoritos del Sistema Solar (como el caso de aquel que cayó proveniente de Marte), o el estudio de las comunicaciones radiales (la búsqueda SETI), captables por radioastronomía, que civilizaciones distantes establecerían intencionalmente entre ellas (¿y con nosotros?) a través de la inmensidad del espacio.

Índices de mundos habitables

Sin embargo, desde hace pocos años, contamos, o mejor dicho los astrónomos cuentan, con la posibilidad muy concreta de buscar espectroscópicamente evidencia de vida abundante, incluso primitiva en planetas fuera del sistema del Sistema Solar, logrando así el sueño de quizá cientos de generaciones de antepasados nuestros y de muchos de nosotros también.
Es tal la dependencia de la vida terrestre respecto del agua que los científicos interesados en descubrir espectroscópicamente huellas de una posible actividad exobiológica concentran sus observaciones y esperanzas en la llamada "zona habitable", es decir el rango de distancias a una estrella en que el agua superficial pueda encontrarse en su fase líquida, pues se le considera la condición sine qua non de planeta habitable: el agua es un muy buen solvente, capaz de disolver la mayoría de las moléculas bioquímicas y de acelerar las reacciones entre los distintos compuestos.
Una vez ubicado un planeta que tenga el espectro del agua, se pueden identificar sus demás componentes atmosféricos: en efecto, el vapor de agua es semitransparente en el rango comprendido entre los 7,5 y 20 ?m. Es justamente en ese rango que un planeta con una temperatura superficial es de 300°K (27°C) tiene su peak de emisión. Las mejores observaciones se tendrían que hacer, pues, en dicho rango espectral, donde veríamos fuertes bandas de absorción.
Se puede conocer también la presión atmosférica de un planeta con presencia de agua, porque el ancho de las bandas espectroscópicas es directamente proporcional a la presión. La mayor cantidad posible de agua que pueda provocar una huella espectral está determinada por la presión de saturación del vapor, la cual depende de la temperatura. Estos dos factores se pueden entonces inferir.
También es posible saber, por las formas que tiene la banda de absorción del dióxido de carbono (CO2), si hay un efecto invernadero y la estructura térmica de la alta atmósfera.

La tierra, una casualidad única?

Sin embargo no bastaría con la presencia de éstos componentes. La reciente teoría del caos ha confirmado que sin la presencia de la Luna, un satélite excepcionalmente grande respecto a la Tierra, el eje terrestre sería inestable: en apenas dos millones de años variaría de 0° a 60° e incluso 90°. Eso desestabilizaría las estaciones y el clima a tal punto que la vida sería virtualmente imposible.
Además, en la Tierra existe una actividad volcánica permanente, causada por la tectónica de placas y los "puntos calientes", que asegura un aporte constante de CO2 a través de un ciclo, lo cual sostiene el efecto invernadero e impide la congelación de los océanos.
Finalmente, la masa de la Tierra planeta es lo suficientemente grande como para retener una atmósfera, una condición válida para cualquier planeta candidato a albergar vida.

Si buscáramos vida en la Tierra

Como lo sugirió James Lovelock (el padre de la hipótesis Gaia), la vida primitiva, basada en estructuras moleculares organizadas, se puede descubrir en planetas del tipo terrestre con la ayuda de su "huella espectral": los procesos biológicos a gran escala, si son sostenidos en el tiempo, producen una gran cantidad de desechos. La construcción de los organismos y su posterior muerte crea un exceso de productos en proporciones anormales. Por ejemplo, en la Tierra, la presencia de oxígeno se debe a la fotosíntesis, o sea la disociación del agua (H2O) y del CO2 por los organismos vivos. Ahora bien, el oxígeno es altamente reactivo, es decir que sin la presencia de la vida que lo renueva sin cesar, desaparecería, al combinarse con los elementos de la superficie. La proporción actual del oxígeno en la atmósfera es de un 20 %. La prueba espectral más clara de su presencia es el ozono, cuya relación con el oxígeno está en equilibrio. Es posible encontrar oxígeno de origen inorgánico en un planeta de tipo terrestre: en efecto, la radiación ultravioleta puede producir oxígeno al disociar las moléculas de agua. Sin embargo, en la Tierra la cantidad de oxígeno producido así es alrededor de 10-6 menor que la de origen orgánico, pues la capa de ozono impide el paso de los UV hasta la tropopausa (la capa baja de la atmósfera) donde éstos hubieran podido disociar el agua. Además, la inversión térmica de la alta atmósfera terrestre mantiene un gran frío en la estratósfera (de la capa de ozono hacia arriba) por lo que hay una muy baja presión de saturación de vapor, es decir muy poca agua disponible.
Otro posible indicador de vida es el metano (CH4) producido por la descomposición anaeróbica (sin aire) de ciertos organismos vivos, como las bacterias presentes en los intestinos de las termitas y de los herbívoros. Si el metano no fuera renovado sin cesar por ese mecanismo, desaparecería a causa de su interacción con el oxígeno. Sin embargo, en el imaginario caso que otros seres buscaran nuestras huellas espectrales desde otro planeta, la presencia de CH4 sería mucho más difícil de detectar, pues este gas es mucho más escaso que el oxígeno. Se necesitarían instrumentos extremadamente sensibles.

Otras evidencias

Se sabe que la vida en la Tierra ha conocido una larga evolución, a través de la cual los metabolismos de las formas de vida han cambiado notablemente. En la Tierra, se cree que han habido fundamentalmente dos: el más antiguo fue el de las arqueobacterias, las cuales obtenían la energía necesaria para la vida del calor que la tierra evacua. Dichos organismos convertían el dióxido de carbono (CO2) en metano (CH4) con la ayuda del hidrógeno (H2) proveniente de la interacción entre el agua de los océanos y los magmas calientes. Luego vinieron los organismos que, aprovechando la energía de la luz solar gracias a la clorofila, sintetizaban carbohidratos a partir del CO2 y del agua (H2O), liberando oxígeno en la atmósfera. Es este último gas que nosotros, animales parásitos, hemos aprendido a respirar.
Si se descubriera un planeta en una etapa evolutiva similar a la primera que hubo en la Tierra, se podrían sin duda detectar los correspondientes gases atmosféricos.
En resumen, una vez detectado un planeta de tipo Tierra por métodos indirectos, podríamos inferir con bastante seguridad la presencia de vida si se confirma que la distancia a su estrella es similar a la nuestra respecto del Sol.

LA ESPECTROSCOPÍA

La luz que vemos es sólo una ínfima parte de la radiación electromagnética: existe un amplio rango de longitudes de onda, como los rayos X, los ultravioletas o los infrarrojos, que no podemos ver.
Un rayo de luz blanca que pasa por un prisma se descompone en rayos de diferentes colores que podemos observar sobre una pantalla: es el espectro continuo que Newton examinó por primera vez. 

Observar desde la Tierra

Desde la superficie de nuestro planeta, el rango de observación para los astrónomos es pequeño: los gases de la atmósfera absorben totalmente la radiación ultravioleta por debajo de los 2.900 Angströms. Además, el oxígeno, el dióxido de carbono (CO2) y el vapor de agua (H2O) absorben toda radiación superior a los 14.000 Angströms.
Estas “cortinas” dejan unas “ventanas” por las que pasa la radiación electromagnética: son la zona espectral de la luz visible (“ventana visible-infrarrojo cercano”) y la zona espectral conocida como las ondas de radio (“ventana radioeléctrica”). 
Aunque la observación astronómica (de la posición y magnitud de las estrellas) fue practicada con gran precisión desde la antigüedad, recién hacia fines del siglo XIX algunos descubrimientos relacionados con la naturaleza de la luz permitieron un desarrollo espectacular de la astronomía en su conjunto y la astrofísica en particular.
La técnica con la que los astrónomos descifran los mensajes contenidos en la luz de las estrellas se llama espectroscopía.

¿En qué consiste?

En física y química física, la espectroscopía es el estudio de los espectros. Se basa en que cada elemento químico tiene su espectro característico.
El análisis espectral de la luz fue desarrollado por los físicos y matemáticos alemanes Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen, en 1859. Ambos desarrollaron el espectroscopio de prisma en su forma moderna y lo aplicaron al análisis químico. Este instrumento, que es uno de los dos tipos principales de espectroscopio, está formado por una rendija por la que entra la luz procedente de una fuente externa, un conjunto de lentes, un prisma y un ocular. La luz que va a ser analizada pasa por una lente colimadora, que produce un haz de luz estrecho y paralelo, y a continuación por el prisma. Con el ocular se enfoca la imagen de la rendija. De hecho, lo que se ve son una serie de imágenes de la rendija, conocidas como líneas espectrales, cada una con un color diferente, porque el prisma separa la luz en los colores que la componen. Los dos científicos alemanes mencionados fueron los primeros en darse cuenta de que cada elemento emite y absorbe luz de colores característicos, que componen su espectro.

Análisis espectral

La luz se emite y se absorbe en unidades minúsculas o corpúsculos llamados fotones o cuantos. La energía de cada fotón es directamente proporcional a la frecuencia u, por lo que es inversamente proporcional a la longitud de onda l. Esto se expresa con la sencilla fórmula donde el factor de proporcionalidad h es la denominada constante de Planck y c es la velocidad de la luz en el vacío. Los diferentes colores o longitudes de onda (o sea las diferentes energías) de los cuantos de luz emitidos o absorbidos por un átomo o molécula dependen de la estructura de éstos y de los posibles movimientos periódicos de las partículas que los componen, ya que estos dos factores determinan la energía total (potencial y cinética) del átomo o molécula. Un átomo está formado por su núcleo, que no contribuye a la emisión y absorción de luz porque es pesado y se mueve con mucha lentitud, y los electrones que lo rodean, que se mueven a bastante velocidad en múltiples órbitas; el átomo emite o absorbe un cuanto de luz de un color determinado cuando uno de sus electrones salta de una órbita a otra. Los componentes de una molécula son los núcleos de los diferentes átomos que la forman y los electrones que rodean cada núcleo. La emisión y absorción de luz por parte de una molécula corresponde a sus diferentes modos de rotación, a los modos de oscilación de sus núcleos atómicos y a los movimientos periódicos de sus electrones en las distintas órbitas. Siempre que cambia el modo de oscilación o rotación de una molécula, también cambian sus movimientos electrónicos y se emite o absorbe luz de un color determinado.
Por tanto, si se pueden medir las longitudes de onda de los fotones emitidos por una molécula o átomo, es posible deducir como es su estructura cuáles son los distintos modos de movimiento periódico de sus componentes.

¿Que es un espectro?

Algunos espectros están constituidos por fondo continuo sobre el cual se superponen unas rayas claras y oscuras: son las rayas de emisión y de absorción, respectivamente. Son características de la radiación estudiada. (Fig: bandas de absorción emisión)
Esas rayas se deben a la emisión o absorción de radiación por un electrón que abandona una trayectoria o nivel de energía en un átomo: cuando un electrón se acerca al núcleo atómico, su energía disminuye, transformándose en radiación cuya frecuencia es proporcional a la disminución de energía.
Al contrario, cuando absorbe la energía de un fotón, un electrón puede alejarse del núcleo.
Einstein, el padre de la relatividad, fue el descubridor de este efecto, llamado fotoeléctrico, lo que le valió el premio Nobel.

Espectro continuo

La forma de espectro más sencilla, llamada espectro continuo, es la emitida por un cuerpo sólido o líquido que puede ser llevado hasta altas temperaturas. Estos espectros no presentan líneas porque contienen luz de todos los colores, que se suceden sin solución de continuidad como en un arco iris. Los espectros continuos sólo pueden analizarse con métodos espectrofotométricos. En el caso de un emisor ideal, llamado cuerpo negro, las intensidades de los colores del espectro sólo dependen de la temperatura. Dos de las leyes que rigen la distribución de energía en un espectro continuo fueron descubiertas alrededor de 1890 por el físico alemán Wilhelm Wien y los físicos austríacos Ludwig Boltzmann y Josef Stefan. La ley de Stefan-Boltzmann afirma que la energía total por unidad de tiempo radiada por un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura absoluta; la ley de desplazamiento de Wien afirma que, a medida que aumenta la temperatura, el espectro de radiación de un cuerpo negro se desplaza hacia las frecuencias altas de forma directamente proporcional a la temperatura absoluta. En 1900, el físico alemán Max Planck descubrió la tercera y más importante de las leyes que describen la distribución de energía entre las diferentes longitudes de onda radiadas por un cuerpo negro. Para deducir una ley que explicara sus resultados experimentales, Planck argumentó que las propiedades termodinámicas de la radiación térmica emitida por la materia debían ser las mismas independientemente del mecanismo de emisión y de las suposiciones sobre la naturaleza de los átomos. Estas ideas llevaron al desarrollo de la teoría cuántica.

Espectros de bandas 

La mayoría de la información que tienen los físicos sobre la estructura del átomo se ha obtenido mediante espectroscopia. Los espectros moleculares son igualmente útiles para determinar la estructura de las moléculas, algo que interesa a los químicos aún más que a los físicos. La mayor parte de los espectros moleculares son espectros de bandas, es decir, están formados por una serie de bandas brillantes cada una de las cuales es similar a un fragmento del espectro continuo, separadas por zonas oscuras. Estas bandas no son en realidad continuas, sino que están formadas por muchas líneas muy juntas que pueden resolverse mediante espectroscopios de alta resolución. El espaciado de las líneas en cualquier serie de bandas moleculares depende de si el espectro es rotacional o vibracional. Como los niveles de energía rotacionales pueden ser excitados por energías bajas, están poco separados y las líneas de una banda rotacional están muy apretadas, sin apenas espacios intermedios. Los niveles vibracionales, en cambio, están mucho más separados, por lo que las líneas de una banda vibracional están más espaciadas. También es posible excitar los niveles de energía electrónicos de una molécula, y las transiciones de los electrones entre dichos niveles dan lugar a las líneas electrónicas del espectro molecular, muy separadas entre sí.
Igual que los espectros de absorción atómicos, también existen espectros de absorción moleculares, que se obtienen haciendo pasar una radiación continua a través de un líquido o gas molecular. Este tipo de espectro, formado por bandas oscuras separadas por zonas brillantes, es el más usado para estudiar la estructura molecular. Existen otras bandas en los espectros moleculares que no pueden resolverse en líneas ni siquiera con los instrumentos más potentes, y parecen ser regiones continuas de absorción o emisión de energía.

Funcionamiento del espectroscopio

Está hecho de un dispositivo que dirige el rayo de luz que se quiere estudiar hacia un dispersor (un prisma). Se puede saber así con precisión la longitud de onda de una radiación y detectar la presencia de elementos muy poco abundantes (en estado de trazas).
Los grandes y modernos telescopios usan la espectroscopia de varias maneras: un estudio de poca precisión usa unos filtros coloreados. Una precisión mayor requiere del espectrógrafo o interferómetro de Michelson.
En la luz visible, el espectrógrafo es el instrumento ideal para la detección, el estudio de la estructura y del perfil de las rayas de las bandas espectrales.
Debido a la poca energía que nos llega desde las estrellas más débiles y las galaxias más lejanas, es preciso tener espectrógrafos muy luminosos, es decir que tengan una alta capacidad de recolección de luz. Y con todo, los tiempos de exposición suelen llegar a varias horas. Hoy en día, el uso de cámaras electrónicas disminuye bastante esos tiempos. El análisis espectral ha permitido conocer la composición química y la temperatura de miles de estrellas. Además, gracias al efecto Doppler-Fizeau, evidenciable con la espectroscopia, sabemos que el universo se expande, pues las galaxias se alejan unas de otras.
Espectrógrafo
En un espectrógrafo el ocular se sustituye por una cámara. No hace falta fotografía en color para identificar las imágenes de la rendija. Se pueden calcular sus longitudes de onda a partir de sus posiciones en la película fotográfica. Los espectrógrafos son útiles en las regiones ultravioleta y visible del espectro, y también en la zona infrarroja hasta los 1.200 nanómetros (nm). La espectroscopia en las zonas extremas del ultravioleta y el infrarrojo es similar a la de la zona visible; sin embargo, el vidrio no transmite esas radiaciones, por lo que las lentes y prismas tienen que ser de cuarzo, fluorita, silvina o sal de roca. Las lentes también pueden sustituirse por espejos cóncavos. Para esas longitudes de onda es necesario utilizar emulsiones fotográficas especiales. Estos métodos permiten investigar el espectro ultravioleta hasta longitudes de onda inferiores a los 60 nm; los espectros de infrarrojos pueden investigarse con métodos especiales en zonas más allá de los 0,01 cm.

Aplicaciones del análisis espectral 

Los dos usos principales del análisis espectral se dan en la química y la astrofísica.
El espectro de un elemento determinado es absolutamente característico de ese elemento. Sin embargo, elementos distintos producen en ocasiones líneas que están muy juntas, lo que lleva a posibles errores o mal interpretaciones. Por ejemplo, la línea G de Fraunhofer, situada aproximadamente en 430,8 nm, corresponde a dos líneas diferentes, una causada por el calcio, con una longitud de onda de 430,7749 nm, y la otra causada por el hierro, con una longitud de onda de 430,7914 nm. Con un espectroscopio ordinario sería difícil distinguir estas dos líneas. Las otras líneas del calcio, sin embargo, son muy distintas de las otras líneas del hierro. Por tanto, la comparación del espectro completo de un elemento con un espectro conocido simplifica su identificación. Cuando se excita una sustancia desconocida mediante una llama, un arco voltaico, una chispa u otro método apropiado, un análisis rápido con un espectrógrafo suele bastar para determinar la presencia o ausencia de un elemento determinado. Los espectros de absorción son muchas veces útiles para identificar compuestos químicos.
Los espectros situados más allá de la región ultravioleta (rayos X y rayos gamma) se estudian mediante detectores de ionización adecuados. Los espectros de rayos gamma son útiles para el análisis por activación de neutrones. En esta técnica, se irradia una muestra con neutrones en un reactor nuclear; la muestra se vuelve radiactiva y emite rayos gamma. Los espectros de estos rayos gamma sirven para identificar cantidades minúsculas de determinados elementos químicos en la muestra. Esta técnica se emplea en investigaciones policiales, junto con formas más convencionales de espectroscopia.
Los métodos magnéticos de espectroscopia en la región del espectro de las radiofrecuencias, son muy útiles para proporcionar información química sobre las moléculas y mostrar su estructura detallada. Uno de éstos métodos es la resonancia magnética nuclear (RMN). Éstos método se basa en el hecho de que los electrones y protones giran sobre sí mismos como pequeños trompos. Para alinear los ejes de giro, se coloca la muestra en un campo magnético. Los electrones o protones de la muestra invierten repentinamente sus ejes de giro cuando se suministra la radiofrecuencia adecuada.

Aplicaciones astrofísicas

La distancia a la que puede situarse un espectroscopio de la fuente de luz es ilimitada. Esto hace que el estudio espectroscópico de la luz solar permita un análisis químico preciso de la composición del Sol. Se descubrió así helio en el Sol. El estudio espectroscópico del Sol proporcionó fuertes indicios indirectos de la presencia de un ion hidrógeno negativo. Por tanto, el estudio espectroscópico de las estrellas ha proporcionado a los científicos importantes conocimientos teóricos, y en la actualidad sigue siendo así, porque las estrellas constituyen unos “laboratorios” en los que se mantienen condiciones inalcanzables en la Tierra, como temperaturas extremadamente elevadas y presiones extremadamente altas o bajas. Por ejemplo, durante mucho tiempo se pensó que ciertas líneas halladas en los espectros de las nebulosas correspondían a un elemento no descubierto en la Tierra, al que se llamó provisionalmente nebulio. En la actualidad, los científicos saben que esas líneas son producidas por elementos conocidos en condiciones de vacío muy elevado. El espectroscopio también es muy útil para estudiar objetos del Sistema Solar, por ejemplo para conocer la composición química de los cometas. El análisis espectral de los anillos que rodean el planeta Saturno ha indicado que están formados en gran parte por amoníaco helado. Nuestro conocimiento de la composición de la atmósfera de los planetas y satélites se deriva en gran medida de las observaciones espectroscópicas.
Cuando la fuente de radiación se acerca al observador o se aleja de él, se produce un desplazamiento de la posición de las líneas espectrales. Este desplazamiento de las longitudes de onda, conocido como efecto Doppler, permite medir con bastante precisión la velocidad relativa de cualquier fuente de radiación. En general, si todas las líneas del espectro de una estrella se desplazan hacia el rojo, la estrella se está alejando de la Tierra, y la velocidad de alejamiento puede calcularse a partir de la magnitud del desplazamiento de las líneas. Por el contrario, si la estrella se está acercando a la Tierra, su espectro se desplaza hacia el violeta. El desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias indica que el Universo se está expandiendo. 
El primero en usar la espectroscopia sistemáticamente para examinar las estrellas fue Huggins, en 1864.
Las líneas espectrales de algunas estrellas distantes se duplican periódicamente. Este fenómeno se debe a la presencia de dos estrellas que forman una estrella doble o binaria, llamada “espectroscópica”, porque ambas estrellas no pueden resolverse con un telescopio, y sólo su espectro indica que es una binaria. Las dos estrellas giran una en torno a la otra. Cuando una de ellas se mueve hacia la Tierra y la otra se aleja de nuestro planeta, todas las líneas del espectro de la primera se desplazan hacia el violeta, y todas las de la segunda se desplazan hacia el rojo. Cuando las dos estrellas se mueven en dirección transversal con respecto a la línea de visión desde la Tierra, los espectros de ambas coinciden.
Todas las moléculas de un gas están en movimiento constante, por lo que en un instante dado algunas se mueven hacia el espectroscopio y otras se alejan de él. Las longitudes de onda de algunos de los fotones son más cortas, y las de otros más largas, que si todos los átomos estuvieran en reposo. Debido a esta variabilidad de la longitud de onda, cada línea del espectro se ensancha ligeramente. Si se aumenta la temperatura, la velocidad media de las moléculas se hace mayor, y las líneas se ensanchan aún más. Por tanto, la medida del ancho de determinadas líneas espectrales proporciona una indicación de la temperatura de la fuente, como por ejemplo el Sol. En muchos casos, el interior de una fuente está a mayor temperatura que el exterior. El interior produce un espectro de emisión de líneas anchas, y en el exterior se genera un espectro de absorción, con líneas más estrechas al estar más frío. El resultado global para cada línea es una zona brillante con un centro oscuro. Este fenómeno se conoce como autoinversión. 

ORÍGEN, VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

Los cosmólogos, quienes indagan acerca de la naturaleza del universo, dividen la vida inmensamente larga de este último en varias eras. Cada era es un estado de su evolución, es decir del comportamiento de la materia que contiene.
Estamos justo en la mitad de la llamada “era estelífera” (llena de estrellas) que se inició unos pocos millones de años después del nacimiento del universo, cuando la temperatura (es decir la agitación) de la materia disminuyó lo suficiente como para que los protones y los electrones lograran unirse en átomos de hidrógeno, deuterio, helio y litio. Se formaron así la primera generación de estrellas y, después de unos miles de millones de años, de galaxias. El número actual estimado de galaxias en el universo es de mil millones (109) y cada de una de ellas contiene, en promedio, cien mil millones (1011) de estrellas: existiría entonces la casi inimaginable cantidad de, al menos, 1020 estrellas.
Durante la era estelífera, que se prolongará hasta que la última estrella haya desaparecido, en unos cien trillones (1014) de años más, la mayor parte de la energía del universo es producto de la fusión termonuclear, el proceso cuyas implicancias veremos luego.
La vida de la mayoría de las estrellas es tan larga que, a excepción de algunos valiosos casos aislados, no podemos observar más de una de sus fases. Por ello, el análisis de la información que presentan muchas estrellas por separado y el de los cúmulos estelares ha sido de vital importancia para conocer en detalle los factores involucrados en su origen, evolución y muerte (Fig: cúmulo de estrellas).

Nacimiento de las estrellas

No se conoce con exactitud el nacimiento de una estrella pues es algo que ocurre en la intimidad de las nebulosas, las que son opacas a la luz visible (aunque nuevas técnicas de astronomía en el infrarrojo y de ondas de radio milimétricas permiten conocerlas mejor). Para saber más, ver radioastronomía y La Silla.
Las nebulosas están compuestas por un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el resto de los elementos en proporciones cósmicas y su masa puede ser 100.000 veces la de una estrella común y su tamaño alcanzar entre 15 años luz y 30 pársecs (97,8 años luz; ver medidas astronómicas).
No son, como se podría pensar, densas nubes como las de una tormenta del desierto. Son en realidad extremadamente tenues y frías. Su temperatura es apenas superior a la del vacío espacial (de 10 a 50°K o -263 y -213°C) y, mientras este último contiene un átomo por cm3, una nebulosa posee entre cien y diez mil (102 y 104). A modo de comparación, un cm3 de aire contiene cien mil millones de miles de millones (1020) de átomos.
Está claro que incluso en sus regiones más densas, como las nebulosas, el espacio es esencialmente vacío y frío...
Eventos como la explosión de una supernova cercana, el paso cercano o el encuentro directo con otra nebulosa producen una perturbación: una onda de choque comprime los gases, haciendo aumentar su densidad, por lo que aparecen unos llamados "glóbulos de Bok", llamados así en honor al astrónomo Bart Bok. Éstos se derrumban sobre sí mismos en un colapso por efecto de la gravedad y nacen así las protoestrellas. Las teorías predicen que, como consecuencia del colapso, el material alrededor de la protoestrella adopta un movimiento de rotación y una forma aplanada, como un disco.
En esa fase, llamada T-Tauri, el material de la nube de polvo (que aún rodea a las protoestrellas) sigue acumulándose, por lo que tampoco podemos observarlas en luz visible. Muchos astrónomos creen que de los discos de polvo, cuyas dimensiones alcanzan las 100 UA (dos veces la órbita de Plutón), se originarán futuros exoplanetas, al igual como ocurrió con nuestro Sistema Solar, hace 4500 millones de años.
Un poco después, la estrella comienza a emitir el llamado viento solar (cuyo origen no está claro aún) en dirección de ambos polos estelares, despejando la nube. Quedan por fin visibles la estrella y su disco.
Los colapsos gravitacionales son, a veces, fenómenos contagiosos: el derrumbe de un glóbulo de gran masa produce una fuerte onda de choque de regreso, la cual se propaga a través del espacio, comprimiendo y fecundando otras regiones de la nebulosa, amorfas y estériles hasta entonces. Se ha calculado que los astros más pequeños que pueden formarse a partir de los glóbulos de Bok tienen 0,01 (10-2) masa solar (Ms). Sin embargo, hasta 0,05 Ms, el derrumbe gravitacional no logra producir la temperatura y la presión suficientes para que se inicien reacciones termonucleares: el resultado es una estrella fallada llamada enana café que se enfría y contrae lentamente. Algunos astrónomos incluyen a Júpiter y, en menor medida, a Saturno (cuyas composiciones químicas son idénticas a la de las estrellas) en ésta categoría.
Ahora, si la masa es suficiente (a partir de 0,05 Ms), menos de un millón de años después del colapso, el núcleo es lo suficientemente caliente para que se inicien las primeras reacciones de fusión termonuclear (que de momento sólo involucran al deuterio): ha nacido una estrella. Su maduración, es decir el final de la contracción gravitatoria y el inicio de la fusión del hidrógeno tomará unos 50 millones de años en el caso de las estrellas con masa similar a la del Sol.
A menudo nacen varias decenas de estrellas al mismo tiempo, a causa de la fragmentación de los glóbulos de Bok. Las estrellas de la nebulosa de Orión, a 1500 años luz de distancia, nacieron de esa forma hace sólo algunos miles de años.

¿De qué depende el destino de una estrella?

A comienzos del siglo XX, los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Russel imaginaron un diagrama para clasificar las estrellas, llamado HR, en el cual las éstas aparecen según sus características fundamentales: el tipo espectral más intenso (que vemos como el “color”, es decir su temperatura superficial) y su luminosidad intrínseca (es decir su tamaño), calculada respecto de la del Sol. Las estrellas más calientes son azul-blanco y las más frías, rojas. Para el color espectral, se ha establecido una clasificación con letras: O, B, A, F, G, K, M, que se puede memorizar con una romántica frase: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. Para hacerla más fina, cada una de estas letras está dividida en diez: O1, F7, etc. Además, como dos estrellas de mismo tipo espectral pueden tener masas muy distintas, se les agrega una terminación, llamada de Morgan y Keenan: Ia0: estrellas supergigantes más luminosas o hipergigantes. Ia: estrellas supergigantes. Ib: estrellas supergigantes menos luminosas. II: estrellas gigantes brillantes. III: estrellas gigantes. IV: estrellas sub-gigantes. V: estrellas de la secuencia principal (como el Sol). VI: estrellas sub-enanas y, finalmente, VII: estrellas enanas blancas.
Según ésta clasificación, el sol es G2 V, una enana roja como la estrella de Barnard, M5 V y una supergigante roja como Betelgeuse, M2 Ia.
El diagrama HR permite clasificar las estrellas que vemos en su actual estado según las dos características antes mencionadas y, además, conocer cual ha sido y será su evolución. Como veremos, es su masa en el momento de su formación la que determina su evolución.
Salta a la vista que las estrellas no se distribuyen al azar sino en regiones bien delimitadas. El 90% se ubica en la llamada “secuencia principal”. Esta etapa de sus vidas se inicia cuando las reacciones de deuterio -la fase de maduración antes descrita- dan paso a las reacciones de fusión termonuclear del hidrógeno. La enorme energía de estas reacciones crea una fuerte presión de radiación hacia afuera, que detiene la contracción gravitatoria. Es un estado llamado “equilibrio hidroestático”, que se prolonga hasta que se agota el hidrógeno.
La gran energía que produce la fusión termonuclear y las propiedades del equilibrio hidroestático hacen que la mayor parte de la vida de las estrellas transcurre en la secuencia principal: eso explica que casi todas estén ubicadas en ella.
Pero la vida no es eterna: a medida que fusionan el hidrógeno transformándolo en helio, la composición química de las zonas centrales de las estrellas cambia. Estos cambios de composición obligan a la estrella a cambios de estructura, luminosidad, temperatura y tamaño. Dejan la secuencia principal y se desplazan hacia la derecha: disminuye su temperatura superficial (su espectro es más rojo), pero su mayor radio hace que brillen más, por lo que su luminosidad aumenta. Se han convertido en gigantes rojas o, si su masa es muy grande, en supergigantes.
Para comprender mejor estos cambios, es preciso entender lo que sucede en el corazón mismo de las estrellas cuyo equilibrio es alterado.
La evolución y muerte de las estrellas
Según la teoría aceptada hoy en día, el factor primordial que controla los procesos termonucleares que guían la evolución de una estrella es su masa. La vida de una estrella es la lucha entre la gravedad (proporcional a su masa) que la contrae, y la presión de radiación (producida por las reacciones termonucleares), que la expande.
Cuando el hidrógeno comienza a escasear, las reacciones que lo transforman en helio se trasladan hacia una capa externa. Sin presión de radiación, ya nada impide que la gravedad actúe, comprimiendo el centro: esto hace que la materia central adquiera las extrañas cualidades de la materia degenerada y que la temperatura central alcance los 100.000.000 (108) de grados Kelvin. Se inicia entonces la fusión del helio, llamada proceso triple alfa, pues con tres átomos de helio se obtiene uno de carbono.
Sin embargo, como ya se dijo, lo que sucede luego va a depender de la masa de la estrella.
Las estrellas masivas (entre 60 y 100 Ms) deben producir una gran cantidad de energía para luchar contra su enorme gravedad. Su vida en la secuencia principal es corta, de no más de 10 millones de años. Tras agotar rápidamente su hidrógeno, su temperatura aumenta por las causas que ya vimos hasta obtener carbono: cuando aquel se agota, otra contracción gravitatoria aumenta nuevamente la temperatura y se crean, sucesivamente y en ciclos cada vez más cortos, el oxígeno, el neón, el azufre, el silicio y finalmente el hierro. Este es el último elemento en formarse por fusión pues, en una fracción de segundo, la estrella colapsa en una espectacular y repentina muerte: una supernova.
Tras ésta, quedan objetos pequeños y muy densos: estrellas de neutrones o, en el caso extremo, hoyos negros.
En comparación, una estrella como el Sol tiene una vida en la secuencia principal de 10 a 12 mil millones de años, al cabo de la cual permanece otros mil millones de años como gigante roja y muere tranquilamente, dejando una nebulosa planetaria con una enana blanca en su centro.
Deuterio: es un isótopo del hidrógeno que contiene un neutrón adicional, por lo que su masa es dos veces mayor. Cuando sea posible obtener energía de la fusión nuclear controlada, el deuterio, presente en el agua de los océanos de manera casi ilimitada, será el nuevo combustible de la humanidad.

Reacciones termonucleares: a una temperatura de 10 millones de grados Kelvin, los núcleos de hidrógeno (que son en realidad protones) logran superar su repulsión electromagnética debido a la intensa agitación térmica y se fusionan en núcleos atómicos más pesados, como el helio. El proceso libera una cantidad enorme de energía, pues la masa final del nuevo núcleo es inferior a la que se utilizó para crearlo: se ha transformado en energía, en virtud de la ecuación de 
Einstein: E = mc2.
Proporciones cósmicas:
Viento Solar: son partículas (principalmente protones) que salen de las estrellas a una velocidad de 200 a 400 km/s. Este viento sopla la nube de polvo, dejando visible el disco de acreción. Sin el campo magnético de la Tierra que nos protege, el viento solar ionizaría las moléculas de nuestros tejidos, dañándolos.

EUCLIDES (300 A.C.)

Matemático griego, cuya obra principal, Elementos de geometría, es un extenso tratado de matemáticas en 13 volúmenes sobre materias tales como geometría plana, proporciones en general, propiedades de los números, magnitudes inconmensurables y geometría del espacio. Probablemente estudió en Atenas con discípulos de Platón. Enseñó geometría en Alejandría y allí fundó una escuela de matemáticas. Los Cálculos (una colección de teoremas geométricos), los Fenómenos (una descripción del firmamento), la Óptica, la División del canon (un estudio matemático de la música) y otros libros se han atribuido durante mucho tiempo a Euclides. Sin embargo, la mayoría de los historiadores cree que alguna o todas estas obras (aparte de los Elementos) se le han adjudicado erróneamente. Los historiadores también cuestionan la originalidad de algunas de sus aportaciones. Probablemente las secciones geométricas de los Elementos fueron en un principio una revisión de las obras de matemáticos anteriores, como Eudoxo, pero se considera que Euclides hizo diversos descubrimientos en la teoría de números.
Los Elementos de Euclides se utilizaron como texto durante 2.000 años, e incluso hoy, una versión modificada de sus primeros libros constituye la base de la enseñanza de la geometría plana en las escuelas secundarias. La primera edición impresa de las obras de Euclides que apareció en Venecia en 1482, fue una traducción del árabe al latín.

EXOBIOLOGÍA

Ante la pregunta ¿qué es la vida? estaríamos tentados de responder que se trata de un sistema basado en la química del carbono. Pero ésta definición es demasiado "terrestre", por así decirlo. Es la vida a la que estamos acostumbrados aquí en la Tierra, la única vida que conocemos.
Nuestra biología, la única referencia
A través de los siglos, científicos, filósofos, naturalistas, escritores y artistas han tratado de investigar el origen y la evolución de la vida (Fig: visiones de origen vida). En películas, teleseries y novelas se ven a menudo seres, inteligentes, primitivos, hostiles o amigables, cuyo metabolismo está basado en el silicio (Si) o en otros elementos. Ante ello, surge la gran pregunta: ¿es concebible la vida sin carbono?
Pero ¿qué es la vida? Algunos autores, en forma seria y otros más fantasiosos, piensan que ciertas entidades de plasma, algunos seres de radiaciones o los programas computacionales que se reproducen (los famosos "virus") son formas de vida... y ninguno de éstos está basado en el carbono, ni mucho menos.
¿Que es la vida entonces? La mayoría de los biólogos concuerda en que los organismos vivos son sistemas de moléculas en cadenas que pueden tener una organización en estructuras tridimensionales; llevar a cabo reacciones químicas (metabolismo); almacenar instrucciones para su propia reproducción; reproducirse y, finalmente, evolucionar a través de mutaciones y selección natural.

A base de carbono

Nuestra biología fue posible porque el carbono reúne una serie de condiciones. En primer lugar, el carbono es el cuarto elemento más abundante en el Sistema Solar y en la corteza terrestre, después del hidrógeno (H), el helio (He) y el oxígeno (O2, en su forma molecular). Asimismo, con la radioastronomía se han descubierto más de 80 moléculas en los cometas, los asteroides y el espacio interestelar. Setenta de ellas contienen carbono, mientras que menos de diez tienen silicio, el otro gran "candidato" para una posible vida (Fig: átomo de carbono y algunas moléculas).
En segundo lugar, el carbono, presente en el metano (CH4) y en el dióxido de carbono (CO2, este último altamente soluble en el agua), participa en los llamados "ciclos geoquímicos": posee una gran movilidad entre la atmósfera, la superficie sólida (carbonatos), los organismos vivos y los océanos. En comparación, el dióxido de silicio (SiO2), también llamado sílice o "arena de playa", es, a temperaturas como las terrestres, un sólido (casi) insoluble en el agua y químicamente no-reactivo comparado con el CO2 (Fig: ciclo geológico del carbono).
En tercer lugar, la capacidad que tiene el átomo de carbono de ligarse con otros átomos, formando grandes cadenas, es una de las claves de nuestra compleja biología. El carbono tiene la posibilidad, con sus valencias, de armar un sistema de polímeros lineales, en el cual los átomos crean la "espina dorsal" de aquellas macromoléculas. Cada eslabón de dichas verdaderas cadenas se ensambla con dos similares suyos, pudiendo así almacenar información genética o catalizar, es decir seleccionar y acelerar, reacciones químicas (Fig: un gen y una enzima).
Sin embargo, el problema no es sólo alcanzar los cuatro enlaces que puede tener el carbono. Se trata también de no formar más de cuatro: se estima que dos grupos laterales son el mayor número admisible porque si hubiera más grupos, ocuparían todo el espacio y además impedirían la formación de cadenas, formando más bien unos "montones". El nitrógeno (N), el fósforo (P) y el boro (B) forman normalmente tres enlaces, pero a veces cuatro. El azufre (S) forma generalmente dos enlaces y el silicio (Si) cuatro, pero ambos pueden formar hasta más de seis enlaces. El carbono participa sólo en cuatro enlaces, bajo la forma de moléculas estables: es el mejor "fabricante" de polímeros.
La cuarta condición para la química de la vida es ser estable y no romperse en forma aleatoria ante los cambios de temperatura. Un enlace carbono-carbono es dos veces más fuerte que uno silicio-silicio. Por otro lado, se sabe que un enlace silicio-oxígeno es más de dos veces más sólido y estable que uno silicio-silicio; como el oxígeno es muy abundante en la corteza terrestre, podría esperarse que hubiera abundancia de cadenas de esa clase. Pero, desafortunadamente, los polímeros a base de silicio-oxígeno son tan poco reactivos que su capacidad de catalizar reacciones químicas, esencial en los procesos de la vida, es muy limitada. 
El boro con el nitrógeno pueden formar borazina (B3N3H6), un compuesto con forma de anillo que posee propiedades similares al benceno (C6H6), un compuesto estable en la mayoría de los planetas, pero demasiado sensible a la luz.

Otras biologías: la incógnita

Se sabe que el carbono con su gran combinación de propiedades es, bajo las condiciones de nuestra Tierra, el mejor elemento como base para la vida. Debemos recordar que, cuando buscamos vida desde la tierra con instrumentos como el espectroscopio, el objetivo es una vida tal como la concebimos aquí, es decir que produzca modificaciones atmosféricas perceptibles parecidas a las que ocurren en la Tierra.
Por ello, si llegáramos a hallar una forma de vida radicalmente distinta, quizás no la consideraríamos como tal, o no se le daría la importancia que en realidad tendría. Esa posición es conocida como antropocentrismo: es, por una lado, el interés del ser humano solamente por lo que se le parece y, por otro lado, buscar rasgos humanos donde no están.
En todo caso, más allá de esto, la búsqueda de vida extrasolar se ve tan larga que, de momento, les basta a los científicos la dura tarea de buscar vida a base de carbono, si es que la encuentran algún día.

EL COMIENZO DE LA EXOPLANETOLOGÍA

Durante los últimos 2000 años, los conocimientos científicos que prevalecieron sucesivamente han, ya sea, avalado o invalidado la existencia de otros sistemas planetarios.
En el siglo IV antes de Cristo, Aristóteles y Epicurio argumentaron respectivamente en contra y a favor de una Tierra única e irrepetible. Las razones que daba Epicurio en su "Carta a Herodoto" aparecen premonitoriamente como los fundamentos filosóficos de la búsqueda SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelleigence): "Los mundos son en número infinito, algunos similares a éste, otros distintos. Porque si los átomos son en número infinito, nada impide la infinidad de mundos. No se podría negar que en dichos mundos existan plantas, animales y todo el resto".
Veinte siglos después, Giordano Bruno, discípulo de Copérnico, fue codenado a la hoguera por poner en duda la idea bíblica de una Tierra centro del universo y único hogar, por voluntad del Dios cristiano, para la vida.
En 1695, Christiaan Huyghens, el brillante astrónomo holandés que intuyó la naturaleza de los anillos de Saturno, publicó un libro llamado "Cosmotheoros" en el cual se pregunta cual sería la mejor manera de detectar otros sistemas planetarios.
A comienzos del siglo XX, algunos astrónomos pensaron que las llamadas “nebulosas en espiral” eran lejanos sistemas planetarios en formación. Hoy en día se sabe que son en realidad galaxias vecinas de la nuestra, que la insuficiente precisión de los telescopios de la época y la gran distancia impedían distinguir con claridad.

Larguísimas e infructuosas búsquedas

Pero es sólo a fines de los años cuarenta que P.Van de Kamp, un astrónomo norteamericano, lleva a cabo la primera búsqueda real de "cuerpos oscuros", entre los que están los planetas y específicamente los gigantes gaseosos del tipo Júpiter, cuya gran masa pudiera afectar gravitatoriamente el movimiento de una estrella. Con su método creyó encontrar algo alrededor de la estrella de Barnard, pero hoy su hallazgo ha sido invalidado.
Desde los años cuarenta hasta la última década del siglo XX, hubo numerosos anuncios de planetas extrasolares, pero todos resultaron, tarde o temprano, ser falsos. En los años 70, las esperanzas y la confianza de los buscadores de planetas estuvieron a punto de ser sepultadas: muchas horas de observación, a lo largo de estudios de más de diez años sobre numerosas estrellas, resultaron ser en vano, a pesar de que la técnica de la espectrografía ya estaba operacional.
En vez de planetas, sólo falsas alarmas, causadas por las oscilaciones propias de las estrellas observadas. Era tal el pesimismo que, a comienzos de los años 90, una nueva escuela de astrónomos llegó a pensar que los planetas gigantes gaseosos debían ser extremadamente escasos en la galaxia.

Las primeras certezas

Sin embargo, en 1983 el satélite infrarrojo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) detectó polvo (léase partículas microscópicas y gases) alrededor de numerosas estrellas de tipo T-Tauri, es decir muy jóvenes y de no más de seis masas solares. Tales características las emparentaban con el modelo de formación de nuestro Sistema Solar, pues el Sol también tuvo una fase T-Tauri cuando estaba aún rodeado de polvo. Muchos astrónomos se preguntaban si también se estarían formando allí planetas.
Un año después, dos astrónomos del Jet Propulsion Laboratory (laboratorio de propulsión a chorro, JPL) lograban, gracias a un coronógrafo, la primera fotografía directa (en el espectro de la luz visible) de un disco de polvo de 400 UA de diámetro alrededor de la estrella Bêta () Pictoris. Ésta es una estrella una vez y media más masiva que el Sol, situada a 50 años luz de nosotros, en la constelación del pintor y observable a simple vista desde el hemisferio sur. De un disco similar al suyo resultó el llamado plano de la eclíptica, en el cual orbitan los planetas del Sistema Solar. De hecho, con los conocimientos actuales, los astrónomos del JPL piensan que Pictoris es una muetra de lo que fue el Sistema Solar a lo más 100 o 200 millones de años después del nacimiento del Sol. Ese instante relativamente corto en la vida de un sistema planetario explicaría que no se hallan podido encontrar más discos como el de Pictoris.
El primer planeta, un desafío a la ciencia
En 1995, dos astrónomos suizos anunciaron por fin el ansiado hallazgo: con la técnica de la velocidad radial aplicada en tiempo real a 142 estrellas a la vez, descubrieron un planeta dos veces más pequeño que Júpiter alrededor de la estrella llamada 51-Pegasi. Sin embargo, este primer hallazgo reveló un gran problema que se mantiene hasta hoy: escapa totalmente a nuestro (único) modelo conocido de sistema planetario.
El planeta, bautizado 51-Pegasi B, orbita a sólo 0,05 UA de la estrella. Recordemos que Mercurio, el más cercano al Sol, está a 0,4 UA de éste, o sea ocho veces más lejos. A tan pequeña distancia, la temperatura de 51-Pegasi B ha sido calculada en unos 1000°K (720°C). Su composición química podría ser similar a la de los gaseosos del Sistema Solar: hidrógeno y helio, los cuales resisten el intenso calor y radiación gracias a la enorme gravedad del planeta.
Parece improbable que 51-Pegasi B y los demás planetas con características similares descubiertos desde entonces se hayan formado en ese lugar. Podría tratarse de enanas cafés que perdieron parte de su masa en beneficio de sus estrellas. Existen tres otras hipótesis. Las dos primeras suponen que los planetas se formaron lejos de sus estrellas, a unas 5 UA.
En la primera de ellas, los planetas fueron "frenados" por el grueso y viscoso disco protoestelar, y se desplazaron en espiral hacia las protoestrellas. Éstas últimas a menudo rotan rápidamente, generando un intenso campo magnético, el que -sumado a la gravedad de la estrella- estabilizaro los planetas en sus posiciones actuales, impidiendo que caigan finalmente en sus estrellas.
En la segunda hipótesis, había planetas telúricos cerca de la estrella que fueron ejectados fuera del sistema, al frío y vacío espacio intereselar, por perturbaciones gravitatorias (algo similar al fenómeno de "dispersión caótica" que afectó a los asteroides y a los cometas). Nosotros, en la Tierra seríamos afortunados, pues el disco de polvo del Sistema Solar, mucho menos espeso, impidió que los gigantes gaseosos llegaran cerca del Sol y ocurriera algo parecido.
Ésta hipótesis tiene una variante: hubo interacciones gravitatorias entre varios gigantes de tipo Júpiter y como consecuencia, un planeta fue ejectado hacia la estrella y los otros, hacia órbitas más distantes.
Finalmente, otros astrónomos piensan que los planetas tipo 51 Pegasi B no serían gigantes gaseosos sino colosales esferas de hierro y níquel, formadas ahí mismo, a partir de una nube de polvo muy masiva ...
A pesar del desafío que plantean a las teorías vigentes, los planetas del tipo 51 Pegasi B poseen la ventaja de poder ser detectados fácilmente: sus grandes masa y proximidad a la estrella alteran ésta última de manera muy evidente y la brevedad de sus períodos orbitales favorece búsquedas de no más de unos cuantos meses. A modo de comparación, si buscáramos a Júpiter con éstos métodos, tendríamos que estudiar las perturbaciones en la velocidad radial del Sol durante a lo menos 12 años en forma sostenida. Encontrar Urano o Neptuno sería, a fortiori, virtualmente imposible. Ahora, la búsqueda de planetas terrestres y la búsqueda de vida extrasolar son otras historias.

Fornax - El Horno

El 8 de mayo de 1794, en Francia y por orden del Tribunal Revolucionario, es guillotinado el dirigente de la campesinos Antoine Lavoiser, científico francés considerado el fundador de la química moderna. En su honor, el astrónomo Lacaille inventó esta constelación.
Aunque no hay puntos brillantes destacables en el Racimo de galaxias Formax, con un telescopio grande se ve este racimo cerca del límite de Fornax-Eridanus. Con un ocular de campo ancho se observan hasta nueve galaxias en un solo campo visual. NGC 1316, la galaxia más brillante, es también la fuente de radio Fornax A.
Se llama Sistema Formax a una galaxia enana poco habitual. Es un grupo grande de estrellas muy débiles, de forma esférica, que incluye racimos globulares. Con un telescopio de 250 mm veremos al racimo NGC 1049, de magnitud 12,9.

LA FOTOGRAFÍA

A fines del siglo XIX, varios avances claves de la ciencia permitieron un gran impulso para la astronomía. Entre ellos destaca el descubrimiento de las propiedades fotosensibles de algunas sales de plata. Había nacido la fotografía, o “registro con luz”.
En 1845, los franceses Foucault y Fizeau obtienen la primera fotografía de un astro: usando la técnica del daguerrotipo, retrataron al Sol. Luego, en 1884, los hermanos Henry toman la primera fotografía de una estrella.
Las fotografías así obtenidas sirven para un examen morfológico (de la forma) del astro. Este método ha servido para el estudio de la Luna, de los planetas del Sistema Solar y para conocer la distribución de objetos mucho más distantes.
Las fotografías pueden ser tomadas con filtros que dejan pasar más o menos anchura espectral.
Es así como una estrella tiene aspectos muy distintos según la longitud de onda a la que se le observa.
Sin embargo, hoy en día la fotografía tiene rivales: el estudio de la naturaleza física de la luz utiliza cámaras electrónicas y espectroscopios.

LAS FUERZAS DE LA NATURALEZA

Para la muy compleja física moderna, todos los fenómenos de la naturaleza (los procesos de creación y destrucción de partículas, las desintegraciones radioactivas y la emisión/absorción de energía) son el efecto de cuatro grandes campos de fuerza llamados interacciones o fuerzas fundamentales.
Estas interacciones son la gravedad, el electromagnetismo, la interacción nuclear débil y la interacción nuclear fuerte.
Las partículas de la materia están asociadas a los cuatro campos de la física. Esto significa que cada partícula es capaz de generar uno o más de dichos campos.
A su vez, toda partícula que se ubica en un campo idéntico a los que puede crear reaccionará.
En la historia humana: el electromagnetismo
Si consideramos que la humanidad no tuvo conciencia de la gravedad hasta Newton, el magnetismo fue el primer efecto de interacción conocido por los seres humanos.
La tradición atribuye a Tales de Mileto la primera descripción de la magnetita, un óxido de hierro con propiedades magnéticas, llamado así en nombre de la ciudad griega de Magnesia, donde habría sido descubierto. Sin embargo, los chinos, finos observadores de la naturaleza, conocen la brújula, una aplicación práctica de la magnetita, al menos desde el siglo V después de J.C. No es improbable que se dieran cuenta de las propiedades de la magnetita antes o junto los griegos.
Señalemos de paso que los polinesios, muy buenos astrónomos, navegaban enormes distancias sin brújulas.
Los árabes habrían introducido estas últimas en Europa, donde el primero en describirlas en detalle fue el francés Pierre Pèlerin en 1269 (o “Petrus Peregrinus” en latín, la lengua de los estudiosos de la época).
En 1600, William Gilbert, médico de la reina inglesa Elisabeth I, publica el tratado “De Magnete” tras descubrir, con la ayuda de sus brújulas de inclinación, que la Tierra actuaba como un imán gigante esférico. También se da cuenta que al calentar magnetita al rojo vivo, perdía sus propiedades.
En 1831, los sorprendentes experimentos de Faraday en torno a las bobinas eléctricas tuvieron como resultado más espectacular el dínamo eléctrico. En 1864, James Clerk Maxwell, admirador de Faraday, emitió la “teoría electromagnética”, según la cual la luz y las ondas radioeléctricas son un campo eléctrico y un campo magnético asociados, dirigidos en ejes perpendiculares.
El hierro normal no está magnetizado: sus átomos están dispuestos al azar. Sin embargo, la presencia de un campo lo magnetiza. En 1905, el francés Pierre Curie descubrió que ésto era efectivo sólo hasta cierta temperatura, más allá de la cual sólo son conservadas las propiedades paramagnéticas. Dicha temperatura ha sido llamada “de Curie”.
El electromagnetismo es responsable de la atracción de las partículas con carga (electrones, protones, etc.). Es la fuerza que mantiene unidos dos o más átomos o moléculas. El electromagnetismo es una propiedad del átomo. En los átomos intactos normales, las cargas tienden a neutralizarse mutuamente si están presentes en números iguales. Cualquier desbalance, llamado ionización, crea un campo magnético.
En la mayoría de los materiales, los átomos se encuentran orientados al azar, lo que anula casi todo el efecto. Las ligeras propiedades magnéticas (llamadas paramagnetismo) que conservan los materiales se expresan en su “permeabilidad”: el vacío tiene permeabilidad 1,00; las substancias paramagnéticas, entre 1,00 y 1,01. El níquel y el cobalto, ambos ferromagnéticos, tienen 40 y 55, mientras que el hierro, varios miles.

La gravedad

Si consideramos a una partícula en forma aislada, su campo electromagnético es varios billones de billones de billones de veces más intenso que el gravitatorio. La intensidad de éste último es tan pequeña que se le puede ignorar.
Sin embargo, al haber muchas partículas, la suma de sus masas constituye una fuente de gravedad cuyo alcance es infinito y que, a nivel cósmico, mantiene al universo entero cohesionado. 
La gravedad, o atracción que liga los cuerpos provistos de masa, fue descubierta y publicada por el físico inglés Isaac Newton, en 1687, aunque sus fundamentos venían desde que Johannes Kepler describiera las órbitas de los planetas. Newton se dio cuenta de que si la Luna giraba alrededor de la Tierra sin huir hacia el espacio, algo la mantenía en órbita. Ese algo es un campo hacia todas partes y de alcance indefinido, cuya intensidad disminuye en proporción al cuadrado de la distancia desde la fuente.
La masa de todas las partículas de un cuerpo esférico y homogéneo (como el Sol o la Tierra) actúa como si una sola partícula, con toda la masa, estuviera en el centro de gravedad de dicho cuerpo. 
El universo entero es como una “tela de araña” gravitatoria, con las modificaciones aportadas por la relatividad. Las explicaciones sobre su evolución, nacimiento, expansión y final, la cosmología, se basan, entre muchos otros cálculos, en la cantidad de materia presente en él, de la temperatura promedio del universo, de la velocidad de expansión, de la naturaleza y cantidad de partículas y radiación emitidas por las estrellas, etc.
Si estamos en un universo “cerrado”, la gravedad provocará su colapso final.

Interacciones nucleares

A pesar de que el electromagnetismo mantiene unido al átomo, hacia 1930 muchos físicos se preguntaban cómo se podía mantener unido el núcleo (compuesto de cargas positivas que se repelen) y como se originaba la radioactividad.
Fueron los años en que se perfeccionaron los conocimientos sobre la radioactividad artificial y los aceleradores de partículas.
Para entender las interacciones fuerte y débil, es preciso hundirnos en los componentes más pequeños de la materia, las partículas elementales, cuyo reciente descubrimiento está ligado a los avances de las matemáticas y de la física nuclear.
Los hadrones (mesones, bariones y sus quarks correspondientes) poseen un campo cuya intensidad es 137 veces la del electromagnético a nivel de partículas y que decrece tan rápido (100 veces al duplicar a distancia en vez de 4, como la gravedad y el electromagnetismo) que más allá de la distancia correspondiente a un núcleo atómico, su acción puede ignorarse. Aunque ese campo es extremadamente importante para las partículas que se rozan a distancias nucleares, su influencia en los movimientos de los objetos astronómicos es nula.
Su existencia es, en cambio, importante en los procesos que tienen lugar en el núcleo de las estrellas, es decir, la nucleosíntesis o fusión de núcleos de la que se obtienen elementos cada vez más pesados.
Los leptones también generan un campo con un alcance similar (en realidad, más corto), pero con una intensidad un billón (mil millones o 109) de veces menor que la del campo electromagnético: la interacción débil. Ésta fuerza se ve involucrada en el decaimiento de los elementos radioactivos y en la emisión de partículas como el neutrino.
Para tener una idea de lo complejo y a veces contradictorio del tema de las fuerzas, la gravedad, a pesar de su alcance y efectos astronómicos, es 10.000 billones de billones de veces menos intensa que la interacción débil.
Los vectores de las fuerzas
Tras ver las propiedades de las fuerzas, surge una pregunta: ¿cómo pueden actuar a distancia?
La respuesta (aún inconclusa) está en ciertas partículas, llamadas vectores. Un vector es un intermediario entre las partículas, un modo de propagación de una fuerza.
De hecho, aunque suene extraño y redundante, las interacciones deben intercambiar partículas por medio de las interacciones.
Así, está el fotón para el electromagnetismo, el gravitón (aún sin descubrir) para la gravedad, el pión para la interacción fuerte a nivel protón neutrón, el gluón para interacción fuerte a nivel de quark y, finalmente, la partícula W (weak es débil en inglés) para la interacción débil, la que sigue sin ser descubierta.

El origen de las fuerzas

Aunque hoy en día el universo presenta cuatro interacciones, los físicos piensan que todas poseen la misma naturaleza, es decir que son las emanaciones de una sola fuerza (no descubierta aún) que explicaría toda la física. Esta teoría, llamada de la gran unificación (TGU), quizás logre ser desarrollada por las complejas y fecundas ecuaciones de la física cuántica.
La búsqueda de la TGU es la búsqueda del origen del universo pues tiene una estrecha relación con la teoría del Big Bang. Según ésta, a las altísimas temperaturas que reinaban antes de 10-43 segundos después del Big Bang sólo había una fuerza. Desafortunadamente, ningún laboratorio fabricado por humanos podrá alcanzar esa temperatura.
Hoy en día, un paso muy importante ha sido dado hacia la TGU, con el hallazgo de la fuerza electrodébil, una síntesis del electromagnetismo y de la interacción débil que ocurre cuando la temperatura alcanza los 1015 ?K.
Teóricamente, a una temperatura aún mayor, 1027 ?K, es decir más cerca del instante "cero", sólo hay dos fuerzas: gravitacional y electronuclear.
Si quieren llegar más allá, los físicos deberán integrar la interpretación continua y determinista de la relatividad con aquella discontinua e indeterminista de la física cuántica. (Fig: efecto cuántico) El nombre de lo que buscan ya existe: es la "gravitación cuántica". Estamos hablando de un momento en que el universo, de apenas 10-33 centímetros de diámetro, tenía una temperatura de 1032 ?K.
Es la era cuántica, donde nada se puede explicar en los términos que nos son familiares.
cosmología: estudio de la arquitectura y evolución del universo considerado en su conjunto

EL FUTURO DEL UNIVERSO

La larga vida del universo puede representarse como una línea del tiempo. En ella aparecen los años transcurridos desde el Big Bang como potencias de diez: cada vez que elevamos una potencia, el tiempo aumenta diez veces. Para mayor comodidad cada fecha de la que hablaremos se contará a partir del Big Bang (Fig: línea del tiempo universo)
En estos momentos, a unos quince mil millones (1,5 x 1010) de años, vivimos en la “era estelífera”, que se inició con el nacimiento de las primeras estrellas, a más o menos un millón (106) de años.
La tasa de nacimiento de estrellas en las galaxias depende de la cantidad de hidrógeno disponible en los gases interestelares. Las estrellas usan aquel elemento como combustible termonuclear, transformándolo en helio y luego en otros elementos más pesados. Esos elementos, de los cuales es cada vez más difícil obtener energía, comenzarán a modificar la composición del gas interestelar: el combustible estelar se agotará inevitablemente.
¿Cuándo y cómo?
Las estrellas más longevas son las enanas rojas, específicamente aquellas con una masa 0,08 veces la del Sol: tardarán 10 mil miles de millones (1013) de años en acabar con su hidrógeno. La era estelífera durará hasta que la última de ellas haya muerto, es decir que haya concluido su actividad termonuclear, alrededor de los cien mil miles de millones (1014) de años.
¿Que ocurrirá luego?
Comenzará la que ha sido llamada “era de degeneración”. Por degeneración entendemos un estado mecánico-cuántico especial de la materia, como el que se da al interior de las enanas cafés y en las enanas blancas (éstas últimas son los vestigios de las antiguas estrellas de masa comprendidas entre 0,08 y 8 veces la del Sol). Son justamente las enanas blancas las que contendrán la mayor parte de la materia ordinaria (llamada “bariónica”) del universo.
También habrá estrellas de neutrones, las cuales provienen del espectacular colapso de las estrellas de más de 8 masas solares.
Será un universo sin estrellas, frío y oscuro, pues los astros antes nombrados casi no emitirán radiación. Los planetas que no hayan sido destruidos por los sobresaltos finales de sus estrellas vagarán estériles por el espacio. La temperatura del vacío interestelar será de apenas unas fracciones de grado encima del cero absoluto (0° Kelvin).
Pero a pesar de esa aparente desolación, algunos acontecimientos agitarán e iluminarán esas tinieblas: las galaxias se reestructurarán de acuerdo a la interacción y encuentros entre las estrellas muertas. Una pequeña minoría de éstas será atrapada por los hoyos negros, los cuales seguirán creciendo a lo largo de la era de degeneración.
De vez en cuando, la colisión de dos enanas cafés podrá significar el nacimiento de una nueva y brillante enana roja: serán los únicos rayos de luz de ese universo; quizás los vean seres que logren desarrollarse en los planetas surgidos de los restos de dichas colisiones...
Esa nueva generación de estrellas poseerá una longevidad de miles de miles de millones (1012) de años, apenas un instante en la era de degeneración. Sin embargo, serán escasas: no más de 10 o 100 a la vez en una galaxia del tamaño de la Vía Láctea. Juntas, esas diez o cien no brillarán con más intensidad que neutro actual Sol.
Si, por casualidad (una en mil miles de millones de años), colisionaran dos enanas blancas relativamente masivas, una espectacular explosión (una sopernova del futuro) brillará poderosamente contra el fondo oscuro.
¿Y después?
Lo que sigue depende de la esperanza de vida de los protones. Aunque no se ha podido comprobar experimentalmente (por falta de tiempo, claro), los físicos creen que alrededor de 1037 años, todo lo que está compuesto por átomos habrá desaparecido. La masa-energía almacenada en las enanas blancas, estrellas de neutrones y los demás objetos se disipará: El decaimiento de los protones produce positrones, neutrinos, piones y fotones de rayos gama. La materia se irá “deshaciendo”, dejando el universo cada vez más vacío y oscuro.
Será el fin de la era de degeneración.
Comienza entonces la penúltima era del universo: la era de los hoyos negros, los únicos objetos que aún existirán, pues no son afectados por el decaimiento de los protones.
Los hoyos negros tampoco son eternos: un proceso mecánico-quántico muy lento conocido como la radiación de Hawking los “evapora”.
Contrariamente a lo que se dice o cree, los hoyos negros no son totalmente negros: emiten un espectro térmico de fotones y otras partículas elementales. La tasa de emisión depende de la curvatura de la superficie del hoyo negro y de su tamaño o masa.
Un hoyo negro de una masa solar tiene una emisión muy leve. A medida que los hoyos negros se evaporan, el proceso se acelera y concluye con una brusca emisión de rayos gama.
La temperatura superficial (si podemos hablar de superficie) de los hoyos negros depende de su masa: uno de masa solar está a 10-7 °K y se demora 1065 años en evaporarse mientras que uno de masa similar a la de una galaxia de cien mil millones (1014) de soles está a10-18 °K y tarda10100 años en evaporarse.
La era de los hoyos negros concluirá cuando el último de ellos se halla evaporado.
Ya nada material queda. Sólo fotones acelerados a unos enormes redshifts; también neutrinos, electrones y positrones separados por distancias gigantescas.
Si se llegaran encontrar un electrón y un positrón, es probable que queden en una órbita más grande que todo el universo actual... hasta que, tras enormes lapsos de tiempo, caigan en espiral uno hacia el otro y se aniquilen mutuamente.
Al menos, así es la teoría.
Reacciones termonucleares: a una temperatura de 10 millones de grados Kelvin, los núcleos de hidrógeno (que son en realidad protones) logran superar su repulsión electromagnética debido a la intensa agitación térmica y se fusionan en núcleos atómicos más pesados, como el helio. El proceso libera una cantidad enorme de energía, pues la masa final del nuevo núcleo es inferior a la que se utilizó para crearlo: se ha transformado en energía, en virtud de la ecuación de Einstein: E = mc2.

LAS GALAXIAS

Una fotografía del cielo muestra, además de las estrellas puntuales, una multitud de objetos elongados. La calidad cada vez mayor de los telescopios de Herschel permitió verlos mejor: fueron llamados nebulæ (nubes en latín), pues no se podía resolverlos con precisión. El filósofo alemán Immanuel Kant los llamó “universos islas”. Hoy sabemos que son galaxias lejanas. Uno de los primeros catálogos de esas nebulæ (103 en total) fue realizado en 1781 por el astrónomo y “cazador de cometas” francés Charles Messier, justamente para no confundirlos con cometas. Como la clasificación de Messier abarcó las galaxias, cúmulos y nebulosas más visibles del espacio, esos objetos reciben la letra M y un número. Hacia 1908, 15.000 nebulæ habían sido descritas, pero su naturaleza era desconocida: no se sabía si eran nubes de polvos y gases luminosos dentro de la galaxia o bien objetos muy lejanos, con miles de millones de estrellas en su seno.
Para saber la verdad, había que medir la distancia a las nebulæ. Sin embargo, como están muy lejos, el método del paralaje no servía.
Miles de millones de galaxias alejándose
En 1924, Edwin Hubble, con el telescopio de 100 pulgadas (2,5 metros) del monte Wilson, el más grande de la época, logró individualizar algunas estrellas (unas variables) de la espiral principal de la galaxia de Andrómeda (M31), así como en otras galaxias cercanas (M33 y NGC 6822, el llamado “grupo local”).
Las variables más luminosas, unas supergigantes, alcanzan 2x104 luminosidades solares (Ls): su magnitud absoluta muy grande. Su brillo varía en períodos que dependen de su magnitud absoluta, pues hay una relación período-luminosidad. Gracias a esto, podemos calcular facilmente su distancia. Con la (pequeña) magnitud aparente de dichas variables (18), Hubble, tras algunos cálculos, pudo saber su distancia. (Fig: grupo local de galaxias) (Fig: Andrómeda M31)
Situada a 725.000 parsecs de la VL, M31 es muy similar a la nuestra. Pero hay algunas diferencias: M31 tiene más cúmulos globulares que la VL; en el disco de ésta última hay más formación de estrellas, pero el núcleo de M31 es más luminoso y su disco, que contiene 300.000 estrellas, algo más grande.
Fue el estudio de los espectros y el efecto Doppler de M31 y muchas otras galaxias lo que le permitió a Hubble descubrir la expansión del universo, un claro indicio del Big Bang.
Tipos de galaxias
Las galaxias difieren mucho unas de otras. La mayoría de ellas es espiral o elíptica. Una minoría es irregular.
Las espirales son de dos tipos: normales y “de barra”. Algunos astrónomos creen que todas las espirales tienen una barra, aunque débil. Como sea, en ambas espirales y de barra se observa una transición morfológica entre dos extremos: 1) el bulbo central es grande y luminoso; los brazos son débiles. 2) el bulbo es pequeño, a veces ausente ; los brazos están bien abiertos. La VL y M31 están entre estos dos extremos. Todas las galaxias espiral y de barra giran en el sentido de sus brazos.
Las galaxias espiral tienen entre 6.000 y 30.000 parsecs de diámetro y el hidrógeno atómico se extiende aún más allá. Sus masas van de 109 a 1012 masas solares (Ms) y sus luminosidades, de 109 a 1012 Ls. La VL y M31 son relativamente grandes y masivas.
Las elípticas son sistemas que varían desde esféricos hasta elipsoidales.
La mayoría de sus estrellas son viejas (estrellas rojas). En ese sentido, las galaxias elípticas se parecen a los bulbos centrales de las espirales. Observaciones en los rayos X han mostrado que 1 a 2 % de la masa de las elípticas podría presentarse como un gas a más de 106 °K.
En las más grandes de las galaxias elípticas cercanas, se pueden ver cúmulos globulares. Las elípticas más grandes (gigantes) alcanzan una luminosidad de 1011 Ls y contienen al menos 1012 Ms. Su tamaño es considerablemente superior al de las mayores galaxias espirales.
Las elípticas más pequeñas (enanas) tienen apenas unos 1.500 parsec de diámetro. Su brillo de 106 Ls es equivalente al de las estrellas más potentes (las supergigantes) Son las galaxias más comunes en el universo. A veces contienen tan pocas estrellas que se puede ver a través. Las irregulares son el 25 % de las galaxias del universo. No presentan simetría. Muchas de ellas parecen tener altas tasas de nacimiento de estrellas. Las más conocidas son las Nubes de Magallanes, nuestras más cercanas vecinas, visibles en el hemisferio sur. Están diez veces más cerca que M31. Las Nubes de Magallanes están en órbita alrededor de la VL. La gran Nube es mucho más masiva que la Pequeña y posee una débil barra, aunque sin brazos. Parece ser que, hace unos 200 millones de años, hubo una colisión entre las dos. (Fig: nubes de Magallanes)

Propiedades de las Galaxias

Uno de los más importantes, difíciles y controversiales problemas de la astronomía moderna es el de la escala de distancias a las galaxias.
Para ello se necesita un proceso de varias etapas. Tras determinar la distancia a los cúmulos de nuestra propia galaxia con la ayuda de sus estrellas más brillantes (unas supergigantes variables), podemos extrapolar los cálculos para estrellas de ese tipo situadas en otras galaxias gracias a la ley del inverso del cuadrado de la propagación de la luz.
Sin embargo, las estrellas individuales sólo son visibles en las galaxias cercanas.
Para determinar distancias aún mayores (a cúmulos de galaxias), se necesitan objetos mucho más brillantes, como las supernovas. 
Así, el conocimiento de los radios y luminosidades de las galaxias depende de la precisión con se conozcan las distancias que nos separan de ellas.
Determinar la masa de las galaxias es más complicado y sólo se conoce las de una pequeña parte. Para calcularlas, se puede usar su influencia gravitacional sobre otros objetos o sobre las estrellas que hay en ellas.
En tanto, el movimiento interno de las galaxias puede calcularse gracias a la observación del efecto Doppler en el espectro visible o en los 21 cm (la emisión de las nubes de hidrógeno) y luego se puede calcular su masa con la tercera ley de Kepler. 

Galileo (Galileo Galilei) (1564-1642)

Físico y astrónomo italiano que, junto con el astrónomo alemán Johannes Kepler, comenzó la revolución científica que culminó con la obra del físico inglés Isaac Newton.
Su principal contribución a la astronomía fue el uso del telescopio para la observación y descubrimiento de las manchas solares, valles y montañas lunares, los cuatro satélites mayores de Júpiter y las fases de Venus. En el campo de la física descubrió las leyes que rigen la caída de los cuerpos y el movimiento de los proyectiles. En la historia de la cultura, Galileo ha pasado a representar el símbolo de la lucha contra la autoridad religiosa y política y de la libertad en la investigación.
Nació cerca de Pisa el 15 de febrero de 1564. Su padre, Vincenzo Galilei, ocupó un lugar destacado en la revolución musical que supuso el paso de la polifonía medieval a la modulación armónica. Del mismo modo que Vincenzo consideraba que las teorías rígidas impedían la evolución hacia nuevas formas de música, su hijo mayor veía la teología física de Aristóteles como un freno a la investigación científica. Galileo estudió con los monjes en Vallombroso y en 1581 entró en la Universidad de Pisa para estudiar medicina. Al poco tiempo cambió sus estudios de medicina por la filosofía y las matemáticas, abandonando la universidad en 1585 sin haber llegado a obtener el título. Durante un tiempo dio clases particulares y escribió sobre el movimiento hidrostático y natural, pero no llegó a publicar nada. En 1589 trabajó como profesor de matemáticas en Pisa, donde se dice que demostró ante sus alumnos el error de Aristóteles, que afirmaba que la velocidad de caída de los cuerpos era proporcional a su peso, dejando caer desde la Torre inclinada de esta ciudad dos objetos de pesos diferentes. En 1592 no le renovaron su contrato, posiblemente por oponerse a la filosofía aristotélica. Ese mismo año fue admitido en la cátedra de matemáticas de la Universidad de Padua, donde permaneció hasta 1610.
En Padua, Galileo inventó un compás de cálculo que resolvía problemas prácticos de matemáticas. De la física especulativa pasó a dedicarse a las mediciones precisas, descubrió las leyes de la caída de los cuerpos y de la trayectoria parabólica de los proyectiles, estudió el movimiento del péndulo e investigó la mecánica y la resistencia de los materiales. Apenas mostraba interés por la astronomía, aunque a partir de 1595 se inclinó por la teoría de Copérnico, que sostenía que la Tierra giraba alrededor del Sol desechando el modelo de Aristóteles y Tolomeo en el que los planetas giraban alrededor de una Tierra estacionaria. Solamente la concepción de Copérnico apoyaba la teoría de las mareas de Galileo, que se basaba en el movimiento de la Tierra. En 1609 oyó decir que en los Países Bajos habían inventado un telescopio. En agosto de ese año presentó al duque de Venecia un telescopio de una potencia similar a los modernos prismáticos binoculares. Su contribución en las operaciones navales y marítimas le supuso duplicar sus ingresos y la concesión del cargo vitalicio como profesor.
En diciembre de 1609 Galileo había construido un telescopio de veinte aumentos, con el que descubrió montañas y cráteres en la Luna. También observó que la Vía Láctea estaba compuesta por estrellas y descubrió los cuatro satélites mayores de Júpiter. En marzo de 1610 publicó estos descubrimientos en “El mensajero de los astros”. Su fama le llevó a servir como matemático en la corte de Florencia, donde quedó libre de sus responsabilidades académicas y pudo dedicarse a investigar y escribir. En diciembre de 1610 pudo observar las fases de Venus, que contradecían a la astronomía de Tolomeo y confirmaban su aceptación de las teorías de Copérnico.
Los profesores de filosofía se burlaron de los descubrimientos de Galileo, dado que Aristóteles había afirmado que en el cielo sólo podía haber cuerpos perfectamente esféricos y que no era posible que apareciera nada nuevo. También discrepaba Galileo de los profesores de Florencia y Pisa sobre la hidrostática, y en 1612 publicó un libro sobre cuerpos en flotación. Como respuesta, inmediatamente aparecieron cuatro publicaciones que atacaban a Galileo y rechazaban su física. En 1613 escribió un tratado sobre las manchas solares y anticipó la supremacía de la teoría de Copérnico. En su ausencia, un profesor de Pisa les dijo a la familia de los Médicis (que gobernaban Florencia y mantenían a Galileo) que la creencia de que la Tierra se movía constituía una herejía. En 1614, un cura florentino denunció desde el púlpito a Galileo y a sus seguidores. Éste escribió entonces una extensa carta abierta sobre la irrelevancia de los pasajes bíblicos en los razonamientos científicos, sosteniendo que la interpretación de la Biblia debería ir adaptándose a los nuevos conocimientos y que ninguna posición científica debería convertirse en artículo de fe de la Iglesia católica.
A principios de 1616, los libros de Copérnico fueron censurados por un edicto, y el cardenal jesuita Roberto Belarmino dio instrucciones a Galileo para que no defendiera el concepto de que la Tierra se movía. El cardenal Belarmino le había avisado previamente de que sólo tuviera en cuenta sus ideas como hipótesis de trabajo e investigación, sin tomar literalmente los conceptos de Copérnico como verdades y sin tratar de aproximarlos a lo escrito en la Biblia. Galileo guardó silencio sobre el tema durante algunos años y se dedicó a investigar un método para determinar la latitud y longitud en el mar basándose en sus predicciones sobre las posiciones de los satélites de Júpiter, así como a resumir sus primeros trabajos sobre la caída de los cuerpos y a exponer sus puntos de vista sobre el razonamiento científico en una obra sobre los cometas, “El ensayador” (1623).
En 1624 Galileo empezó a escribir un libro que quiso titular “Diálogo sobre las mareas”, en el que abordaba las hipótesis de Tolomeo y Copérnico respecto a este fenómeno. En 1630 el libro obtuvo la licencia de los censores de la Iglesia católica de Roma, pero le cambiaron el título por “Diálogo sobre los sistemas máximos”, publicado en Florencia en 1632. A pesar de haber obtenido dos licencias oficiales, Galileo fue llamado a Roma por la Inquisición a fin de procesarle bajo la acusación de "sospecha grave de herejía". Este cargo se basaba en un informe según el cual se le había prohibido en 1616 hablar o escribir sobre el sistema de Copérnico. El cardenal Belarmino había muerto, pero Galileo facilitó un certificado con la firma del cardenal, según el cual no sufriría en el futuro ninguna otra restricción que no fuera las que para todo católico romano contenía un edicto de 1616. Este escrito no pudo ser rebatido por ningún documento, pero Galileo fue obligado a abjurar en 1633 y se le condenó a prisión perpetua (condena que le fue conmutada por arresto domiciliario). Los ejemplares del “Diálogo” fueron quemados y la sentencia fue leída públicamente en todas las universidades.
La última obra de Galileo, “Consideraciones y demostraciones matemáticas sobre dos ciencias nuevas”, publicada en Leiden en 1638, revisa y afina sus primeros estudios sobre el movimiento y los principios de la mecánica en general. Este libro abrió el camino que llevó a Newton a formular la ley de la gravitación universal, que armonizó las leyes de Kepler sobre los planetas con las matemáticas y la física de Galileo. Antes de la publicación de esta obra, Galileo se quedó ciego y murió el 8 de enero de 1642 en Arcetri, cerca de Florencia.
La contribución más famosa de Galileo a la ciencia fueron sus descubrimientos de la física de las mediciones precisas, más que los principios metafísicos y la lógica formal. Sin embargo tuvieron más influencia sus libros “El mensajero de los astros y el Diálogo”, que abrieron nuevos campos en la astronomía. Más allá de la ciencia, ha quedado el papel de Galileo como defensor de la investigación científica sin interferencias filosóficas y teológicas. Desde la publicación de la documentación completa del juicio contra Galileo en 1870, toda la responsabilidad de la condena a Galileo ha recaído tradicionalmente sobre la Iglesia católica de Roma, encubriendo la responsabilidad de los profesores de filosofía que persuadieron a los teólogos de que los descubrimientos de Galileo eran heréticos. Juan Pablo II abrió en 1979 una investigación sobre la condena eclesiástica del astrónomo para su posible revisión. En octubre de 1992, una comisión papal reconoció el error del Vaticano.
Gemini - Géminis o Los Gemelos
Géminis forma parte del zodíaco y las diversas culturas la han ido asociando a gemelos, dioses, hombres, animales y plantas. A las estrellas más brillantes de esta constelación, los griegos las llamaron Castor y Pollux, nombre de los gemelos que salieron del cascarón de Leda, engendrados por Zeus. Los gemelos participaron del viaje de Jasón en pos del Vellocino de oro y colaboraron en la salvación de Argo, después del naufragio a causa de una tormenta. Por esto los navegantes tenían como carismática a esta constelación.
Castor (Alpha Geminorum) es una estrella séxtuple que tiene una separación de 3 segundos de arco.
Eta Geminorum es una estrella variable semirregular con una magnitud que oscila entre 3,2 y 3,9 y retrocede durantes unos 8 meses.
M 35 es un brillante racimo abierto, muy bello visto con prismáticos y espectacular si se dispone de un telescopio pequeño. La NGC 2158 es más pequeña y débil, está a una distancia de 16.000 años luz, cinco veces la que hay hasta M 35.
Cara de Payaso o Esquimal (NGC 2392) es una extraña nebulosa planetaria de magnitud 8 que tiene una brillante estrella central.

Grus - La Grulla

En 1603, Johann Bayer editaba su atlas de estrellas donde daba a ésta constelación el nombre de Grus -la grulla- en homenaje al pájaro símbolo de los astrónomos del antiguo Egipto. En otras ocasiones se le considera como una cigüeña, un flamenco e incluso una caña de pescar.
Es un grupo estelar poco atractivo si se dispone de un telescopio pequeño, aunque algunas de sus galaxias son reconocibles con telescopios de 200 mm y mayores. Consta sólo de tres estrellas con luminosidad relevante.
Está Alnair, Alpha Gruis, que es una estrella de secuencia principal, grande y azul, 70 veces más luminosa que el sol. Dista 57 años luz y es la más brillante del grupo, aunque este brillo se debe a su cercanía a nuestro planeta.
Por otro lado, Beta Gruis es una gigante roja mucho más grande. 800 veces más luminosa que el Sol, pero sus 140 años luz de distancia la muestran más débil que Alpha Gruis.
Por último, Gamma Gruis es una gigante azul, más luminosa que las anteriores, pero que aparece más débil a casusa de su lejanía, 230 años luz.
Halley, Edmund (1656-1742), astrónomo británico, el primero en calcular la órbita de un cometa. Nació en Londres y estudió en la Universidad de Oxford. Halley se interesó por las teorías de Isaac Newton y le animó para que escribiera los Principios, que Halley publicó en 1687 haciendo frente a los gastos. Fue nombrado astrónomo real en 1721 y durante 18 años realizó un estudio sobre la revolución completa de la Luna a través de sus nodos ascendente y descendente.
El tratado científico más importante de Halley fue la Synopsis astronomiae cometicae, iniciado en 1682 y publicado en 1705. En esta obra, Halley aplicó las leyes de Newton (véase Mecánica) a todos los datos disponibles sobre los cometas y demostró matemáticamente que éstos giran en órbitas elípticas alrededor del Sol. Su acertada predicción del regreso de un cometa en 1758 (hoy conocido como cometa Halley) refrendó su teoría de que los cometas son cuerpos celestes que forman parte del Sistema Solar.

Hercules - Hércules

Desde el hemisferio norte, Hércules, con su "piedra angular" de cuatro estrellas -Epsilon, Zeta, Eta y Pi-, es una de las mejores constelaciones estivales.
Debe su nombre a uno de los héroes clásicos más famosos, fuertes y venerados de todo el Mediterráneo. Se trata del hijo semimortal de Júpiter, involucrado en múltiples y nobles proezas. La más conocida es la de los doce trabajos. Hacia el final de su vida, en honor a su valentía, su padre le concedió la gracia de estar entre los dioses y lo situó en el cielo.
El racimo de Hércules (M 13) es el racimo globular más impresionante del cielo norte. A simple vista se ve como una mancha débil y borrosa, pero un telescopio muestra una vista digna de contemplarse. Con un telescopio de 150 mm se ven las estrellas de los extremos. Observarlo es mirar 23.000 años hacia atrás.
M 92 es primo de M 13, más pequeño y débil, este racimo está a unos 26.000 años luz.
Ras Algethi (Alpha Herculis) es una estrella muy roja, con magnitud variable de 3,1 a 3,9. Además es una doble, con compañera azul verde de magnitud 5 a una distacia de unos 5 segundos de arco de un planeta primario naranja.

WILLIAM HERSCHEL (1738-1822)

Astrónomo alemán nacionalizado británico, hizo numerosas e importantes aportaciones en el campo de la astronomía.
Su nombre original era Friedrich Wilhelm Herschel y nació en Hannover. A la edad de 19 años se trasladó a Inglaterra donde trabajó como profesor de música y organista, dedicando todo su tiempo libre a la astronomía y las matemáticas. Como no podía obtener los instrumentos adecuados, se construyó sus propios telescopios, los cuales perfeccionó constantemente. En 1774, con la ayuda de su hermana Caroline, también astrónoma, comenzó un estudio exhaustivo y sistemático del firmamento. En 1781 descubrió un nuevo planeta que denominó Georgium Sidus en honor de Jorge III, pero que hoy se conoce universalmente como Urano. Un año más tarde fue nombrado astrónomo privado del rey, cargo que le permitió dedicarse totalmente a la astronomía. Instaló un telescopio en Slough (Berkshire) con un espejo de 1,22 m y una distancia focal de 12,2 m. Con este telescopio descubrió dos satélites de Urano y los satélites sexto y séptimo de Saturno. Estudió el periodo de rotación de muchos planetas y el movimiento de las estrellas dobles, de las que catalogó más de 800. También analizó las nebulosas, aportando nuevas informaciones sobre su constitución y aumentando el número de nebulosas observadas aproximadamente de 100 a 2.500. Herschel fue el primero en formular que estas nebulosas estaban compuestas de estrellas. Fue elegido miembro de la Sociedad Real en 1781 y nombrado Sir en 1816.
Se le considera fundador de la astronomía estelar. 
Hiparco de Nicea (190-120 a.C.) fue el astrónomo griego más importante de su época.
Nació en Nicea, Bitinia (hoy Iznik, Turquía) pero vivió casi toda su vida en Rodas y Alejandría. Fue extremadamente preciso en sus investigaciones, de las que conocemos parte por comentarse en el tratado científico “Almagesto” del astrónomo alejandrino Tolomeo, sobre quien ejerció gran influencia.
Comparando sus estudios sobre el cielo con los de los primeros astrónomos, Hiparco descubrió la precesión de los equinoccios. Sus cálculos del año tropical, duración del año determinada por las estaciones, tenían un margen de error de 6,5 minutos con respecto a las mediciones modernas. También calculó la duración de la revolución de la Luna y la magnitud de y distancias de los cuerpos más celestes.
Hiparco inventó un método para localizar posiciones geográficas por medio de latitudes y longitudes. Catalogó, hizo gráficos y calculó el brillo de unas mil estrellas. También recopiló una tabla de cuerdas trigonométricas que fueron la base de la trigonometría moderna.
De sus numerosos escritos poseemos únicamente sus comentarios sobre el “Phœnomena”, de Eudoxio y Arato y un catálogo de 1026 estrellas fijas.

Horologium - El Reloj

Este pequeño grupo estelar al este de Achernar es una de las constelaciones trazadas por Nicolas-Louis de Lacaille. Llamada primero Horologium Oscillatorium, hace honor al reloj de péndulo inventado por el científico holandés Christiaan Huygens en 1656. Es este un distinguido pensador del Renacimiento. Aplicando la ley del péndulo descubierta por Galileo, aumentó la exactitud de los relojes. El segundo gran aporte de Huygens a la ciencia fue el descubrimiento del anillo de Saturno.
R Horologii es una estrella variable de largo período descubierta desde una estación peruana monitoreada por la Universidad de Harvard. En 13 meses y medio completa su ciclo de variación entre magnitudes de 5 a 14 y luego retrocediendo.
NGC 1261 es un racimo globular de 8ª magnitud que tiene sólo 6 minutos de arco de ancho y es visible perfectamente con un telescopio grande.

Hubble, Edwin Powell (1889-1953), astrónomo estadounidense que demostró la existencia de grandes sistemas de estrellas o galaxias, muy alejadas de la Vía Láctea. Hubble nació en Marshfield (Missouri) y estudió en la Universidad de Chicago y en la Universidad de Oxford. Desde 1914 hasta 1917 estuvo relacionado con el observatorio de Yerkes en la Universidad de Chicago. Se incorporó al personal del observatorio Monte Wilson en 1919 y con posterioridad se convirtió en su director de investigaciones. Después de 1948, supervisó también la investigación llevada a cabo con el telescopio de 508 cm en el observatorio Monte Palomar. Hubble es también conocido por la clasificación que hizo de los sistemas extragalácticos. Sus últimos descubrimientos, relacionados con los movimientos y distancias galácticas, han ayudado a verificar la teoría de la expansión del Universo (véase Desplazamiento hacia el rojo).
Hydra - La Hidra Hembra

Se trata de la serpiente de nueve cabezas que Hércules tenía que matar como parte de sus doce trabajos. Cada vez que cortaba una cabeza, surgían otras dos. Solo el auxilio de su sobrino, quemando los muñones de los cuellos cortados e impidiendo el nacimiento de nuevas cabezas, hizo que Hércules pudiera completar su tarea.
Algunos cartógrafos han tratado de terminar con la forma de serpiente de Hidra. El francés Joseph Lalande intentó, en 1805, trazar una constelación que llamó Félix el Gato, combinando las estrellas de Hidra y Antlia, pero no trascendió. Hidra continúa serpenteando en el cielo.
R Hydrae es una de las primeras estrellas variables conocidas. Los cambios de luz de esta estrella Mira se observaron por primera vez a fines de 1600. En 13 meses varía de 3,5 a un mínimo de 10,9.
V Hydrae es un extraño ejemplo de estrella gigante roja de baja temperatura que produce carbono. Precisamente se la puede encontrar con facilidad por su color carmesí. La magnitud de esta estrella oscila de manera irregular entre 6 y 12, con dos períodos superpuestos, uno de 18 meses y otro de 18 años.
M 48 se consideró, en principio, un objeto Messier perdido, a causa de un error en el registro de su posición. Ahora se cree que es el mismo que NGC 2548, un gran racimo abierto visible con prismáticos o con un telescopio de campo amplio.

Hydrus - La Hidra Macho

Está ubicada cerca de Achernar, la desembocadura del río Erídano, y entre la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes. Johann Bayer dibujó esta constelación y la mostró en su atlas de 1603. Hydrus es mostrada a veces como la Serpiente Macho de Agua para diferenciarla de Hydra, una serpiente hembra de nueve cabezas.
VW Hydri es la estrella variable cataclísmica más popular del hemisferio austral. Habitualmente tiene una magnitud 13, pero cuando entra en erupción, cada mes, puede llegar a la magnitud 8 en pocas horas.


Indus - El Indio

Esta constelación fue sumada al cielo austral en honor a los nativos de América por Johan Bayer. La figura del Indio se ubica entre tres pájaros: Grus, Tucana y Pavo (la Grulla, el Tucán y el Pavo Real).
Epsilon Indi, a 11,3 años luz, es una de las estrellas más cercanas al Sol y con características muy similares. Su diámetro equivale al 80 % del diámetro del Sol y la luminosidad equivale a un octavo. Se considera interesante investigar Epsilon Indi para buscar planetas e indicios de inteligencia extraterrestre, tales como señales de radio. A principios de los años 60, cuando Frank Drake empezó a buscar señales de vida en la galaxia, utilizó esta estrella como objetivo y punto de referencia. En 1972 el satélite Copernicus indagó por señales de láser, sin éxito.

LA INTERFEROMETRÍA

La técnica de la interferometría se basa en unir la información de dos o más telescopios, obteniendo así un sólo e inmenso espejo virtual cuya abertura es tan grande como la distancia que separa a los telescopios.
Para lograrlo, la luz de los éstos debe ser coherentemente llevada junta en fases: esto significa que las ondas de luz de cada telescopio deben llegar exactamente al mismo tiempo a un lugar llamado foco combinado. Ahí se crean unas llamadas “franjas de interferencia”. El contraste y la posición de dichas franjas son medidos y grabado durante un cierto tiempo, una noche entera por ejemplo. Esos datos contienen información de detalles con ángulos muy finos y sirven como base desde la cual se reconstruye la imagen final gracias a avanzados programas informáticos .
Esta técnica es usada hace más de 20 años por la radioastronomía. Las 27 antenas parabólicas del Very Large Array en Nuevo México, EE.UU., y otros alrededor del mundo son todos unos interferómetros.
Sin embargo, es mucho más difícil lograr hacer interferometría en el espectro visible que en las longitudes de onda centimétricas, como es el caso de la radioastronomía. En efecto, para lograr alinear satisfactoriamente ondas a nivel nanométrico (el de la luz visible) se requiere una precisión extrema, para no falsear la información.
En el caso de un telescopio como el VLT en modo interferométrico (el VLTI, que comenzará a operar el 2002), las correcciones en luz visible deben alcanzar una precisión constante de 0,00005 mm (5-5), a pesar del movimiento que los espejos efectúan para seguir viendo los objetos que se desplazan en el cielo debido a la rotación terrestre.
Complejos y sofisticados sistemas de control informatizados son necesarios para que los haces de luz se combinen tras haber recorrido la misma distancia. Es así como en el túnel subterráneo que une los telescopios del VLT, unos piezo-cristales detrás de cada espejo compensan las microscópicas variaciones en el trayecto de la luz causadas por las turbulencias del aire o vibraciones mecánicas.
Es con el apoyo de ésta técnica que europeos y norteamericanos pretenden, a comienzos del siglo XXI, ver directamente exoplanetas y, ojalá, huellas de vida extrasolar (Búsqueda) como es el caso del proyecto TPF o Terrestrial Planet Finder .
Figuras: folletos ESO; paper Mariotti; paper Angel-Wolff; enciclopedias

JÚPITER

Cuando Venus y Marte se encuentran en la porción más lejana de su órbita respecto de nosotros, se ven bastante apagados. En esos momentos, Júpiter se convierte en el objeto más brillante del cielo después del Sol y la Luna, gracias a su gran albedo (refleja un 52 % de la luz que recibe del Sol) y diámetro (11 veces más ancho que la Tierra). Además, se le puede ver durante toda la noche, pues Júpiter está a 778 millones de km (5,2 U.A.) del Sol, demasiado lejos para que éste nos encandile. Por ello, Galileo apuntó muy prontamente su telescopio hacia el gigante gaseoso. El 7 enero 1610, se percató que había tres manchas a un lado y una en el otro. Noche tras noche, siguió observando los pequeños objetos mientras oscilaban alrededor del planeta. El 13 enero notó un cuarto objeto. Concluyó que los cuatro giraban en torno a Júpiter, como la Luna alrededor de la Tierra. Galileo había descubierto los primeros objetos del Sistema Solar invisibles al ojo desnudo. Se trataba de Ío, Europa, Ganímedes y Calisto como los bautizó el astrónomo holandés Simon Marius, en honor a los personajes que acompañan al dios griego Zeus, o Júpiter como lo llamaban los romanos.
El más antiguo según la teoría del nacimiento del Sistema Solar, Júpiter fue el primer planeta en formarse a partir de la nube de polvo y gas original. 
El primer argumento sería la existencia de los asteroides (el "cinturón") entre Marte y Júpiter, (entre 2 y 4 U.A.).
Se cree que un protoplaneta de 10 masas terrestres (el futuro Júpiter) ya existía a 5,2 U.A. del Sol cuando ningún otro planetesimal había alcanzado aún el tamaño de la Luna. Sus mareas gravitacionales impidieron tempranamente la aglomeración de un planeta a 2,8 U.A. del Sol, porque dispersaron los asteroides, incluso fuera del plano de la eclíptica, por un fenómeno llamado dispersión caótica.
Otro argumento es la composición química de Júpiter: para alcanzar un 75 % de hidrógeno y un 24 % de helio (el resto es neón, oxígeno, carbono, nitrógeno y azufre), como lo constató la sonda Galileo Probe, el gran protoplaneta fue capaz capturar desde muy temprano, por colapso gravitacional, mucho gas de la nebulosa original antes que el viento solar la dispersara.
Un tercer argumento tiene que ver con el comportamiento de los hielos formados por elementos volátiles (carbono, nitrógeno, etc) que se subliman fácilmente con el calor (ver cometas): Cerca del Sol, la temperatura y el viento solar subliman y soplan los gases hacia fuera. Al llegar a 5 UA, el frío actúa como un muro: detiene los gases, condensándolos en hielo, el cual forma fragmentos más masivos que sedimentan mejor y más rápido por efecto de la gravedad. Eso explica el gran tamaño de Júpiter, formado a esa distancia privilegiada.

Un megaplaneta

En los planetas gaseosos, la superficie no existe. Para medir su radio, se toma como referencia el límite de la atmósfera en que la presión es de 1 bar, la misma que reina en la superficie terrestre. Así, el diámetro ecuatorial joviano es de 146.000 km, unas 11 veces el terrestre. En el volumen de Júpiter cabrían entonces 1.300 Tierras. Sin embargo, su masa, calculada gracias al período de traslación de sus satélites, es sólo 318 veces la terrestre: el hidrógeno y el helio, ambos muy ligeros, hacen que la densidad joviana sea de apenas 1,33 gramos/cm3 (la terrestre es de 5,5).
Cuando en 1687 el astrónomo Cassini observó Júpiter con su telescopio, no vio un círculo sino una elipse. También notó unas enigmáticas manchas superficiales cuyo desplazamiento le sirvió para calcular el período de rotación joviano: apenas 9 horas 55 minutos. La consiguiente enorme fuerza centrífuga "abulta" el diámetro ecuatorial. Si a éste le restamos el diámetro polar (137.000 km), obtenemos la diferencia. Dividiendo esa diferencia por el diámetro ecuatorial, hemos calculado el "achatamiento": 0,062.
El de la Tierra (0,0033) es diecinueve veces menor.
Un sistema planetario 
A 5,2 U.A. de distancia, el Sol se ve cinco veces más pequeño que desde la Tierra y el año (la traslación) demora 11,86 años. Júpiter recibe sólo un 3,7 % de la luz que recibimos en la Tierra. Es un mundo frío (la superficie de las nubes está a 123°K o -150°C) y oscuro que presenta sin embargo interesantes fenómenos. Los movimientos convectivos del fluido hidrógeno metálico (buen conductor eléctrico) crean un campo magnético 10 veces más intenso que el de la Tierra y enormes cinturones de radiación, cuyas partículas cargadas de alta energía, medidas por el Probe, se extienden hasta 0,4 radios jovianos por encima de la atmósfera. Se piensa que Júpiter, cuya masa es dos veces mayor a la de todos los demás planetas juntos, es una estrella abortada a causa de la insuficiente temperatura (sólo 10.000?K) y presión de su núcleo para desencadenar reacciones termonucleares. Júpiter emite 1,7 veces más calor (radiación infrarroja) que el que recibe como radiación solar.
Los satélites jovianos llamados galileanos (Ío, etc.) son sólo 4 de los 16 que se formaron junto al gigante o que fueron capturados posteriormente por su enorme atracción gravitatoria.
A pesar de su gran número, en total no representan más que 1/4000 de la masa total de Júpiter (en comparación, la Luna es una 81ava parte de la Tierra, por lo que son consideradas casi como un planeta doble).
El más espectacular de todos es Ío, de 3660 km de diámetro y con una densidad anormalmente elevada a esas latitudes del Sistema Solar (3,57). Está tan cerca del centro de Júpiter (a 432.000 km, un poco más que la Luna de la Tierra) que la gran atracción joviana lo obliga a desplazarse muy rápido: su traslación es de sólo 1,77 días (la Luna lo hace en 27,32 días). Las mareas gravitacionales del gigante calientan su interior: la disipación de esa energía produce un intenso volcanismo (a 1300°K) que expulsa sulfuros naranjo-negros a más de 300 km de altura, contaminando su órbita con una tenue neblina.
Otro satélite joviano que ha cautivado últimamente a los astrónomos es Europa, debajo de cuyas capas de hielo se esconde quizás un océano de agua con condiciones para la vida.
Planeta de récords, Júpiter posee el satélite con la traslación más larga en todo el Sistema Solar (Sinope, con 785 días (dos años y un mes), y el más distante: el excéntrico Parsifae, a 35.000.000 km en su punto más alejado, es decir 50 veces la distancia Tierra-Luna.
Las primeras sondas a Júpiter, Pioneer X y Pioneer XI, fueron lanzadas el 2 marzo 1972 y 5 abril 1973 respectivamente. La primera pasó a 150.000 km encima de la superficie visible de Júpiter el 3 diciembre 1973 mientras que la segunda pasó a sólo 40.000 km sobre su polo norte, viéndolo por primera vez. Posteriormente, dos sondas más avanzadas, Voyager I y Voyager II fueron lanzadas el 20 agosto y el 5 septiembre 1977 respectivamente..

Hundirse en el gas

Pero la más espectacular misión ha sido sin duda Galileo, una sonda doble lanzada el 18 octubre 1989 (Fig: sonda doble Galileo). Tras acercarse una vez a Venus y dos a la Tierra, para conseguir la asistencia gravitacional de ambos planetas (como lo hiciera la sonda Mariner X para ir a Mercurio), el 12 julio 1995, la sonda, separada en el Orbiter y el Probe, se encontraba a 80.000.000 km (5 meses de viaje) de Júpiter. El 7 diciembre 1995, el Orbiter dio una vuelta de 22 meses alrededor del sistema joviano, y luego el Probe se hundió en el gigante a la enorme velocidad de 47 km/s (180.000 km/hora), 50 veces más rápido que la bala de un fusil, con un ángulo de 8,5 grados. 1,5 grados más y se perdía en el espacio. 1,5 grados menos y era destruida por el intenso calor del roce. En apenas dos minutos, desaceleró hasta "sólo" 0,5 km/s (2.800 km/hora), aguantando 228 g: llegó a pesar lo mismo que un avión DC10 vacío (!!). El intenso calor del roce atmosférico calentó su escudo protector de carbono fenólico a 14.000°C (2,5 veces la temperatura superficial del Sol), reduciéndolo en más de dos tercios. El Probe transmitió exitosamente durante 61 minutos y luego se perdió en la densa atmósfera. 
A pesar de haber recibido todos los datos que envió, serán necesarios años para que entender y unir los hilos de la dinámica y evolución de Júpiter.
En 1979, Voyager midió un 18 % de helio. Sin embargo, el Probe demostró la utilidad de hundirse: encontró un 24 %, es decir casi lo que tenía el Sol cuando se formó (28 %). La escasez de oxígeno (y por ende de agua) convierte a Júpiter en un planeta más seco de lo esperado: los modelos previos al experimento Probe suponían la presencia de agua como una capa (posiblemente líquida) de cristales. Ahora bien, la abundancia de carbono joviano supone un aporte vía cometas, las cuales también traen agua (y por ende oxígeno), como es el caso del agua de los océanos terrestres. Esa contradicción no ha podido ser explicada.
Otra meta era comprobar la presencia de compuestos orgánicos complejos, los cuales resultaron ser muy escasos: la probabilidad de una evolución biológica es muy remota.
El Probe midió además las violentas tormentas que animan la atmósfera hasta muy por debajo de la capa visible. Halló velocidades de 180 metros por segundo o 700 km/hora (En la Tierra, los tornados más violentos no superan 300 o 500 km/hora). Las evidencias que envió el Probe indican que esos vientos se originan por el calor interno de Júpiter y no por efecto del Sol, como en la Tierra. 
En su descenso, el Probe detectó dos capas de nubes donde la visibilidad es de casi dos kilómetros: hielo de amoníaco blanco teñido por sulfuros (es la capa visible) y luego hidrosulfuros de amoníaco color café. Debajo de estas dos capas de 15.000 km de espesor en total, hay un océano de hidrógeno y helio metálicos (debido a la enorme presión) de 45.000 km de profundidad que cubre el núcleo rocoso. 
Sin embargo, contrariamente a los Voyager; los sensores ópticos del Probe no vieron relámpagos. Sólo señales de radio de lejanos destellos, diez veces más energéticos que los terrestres (Fig: relámpagos lado oscuro).
En cuanto a los descubrimientos del Galileo Orbiter, se podría resumirlos así: Ganímedes tiene un campo magnético; hay flujos volcánicos de hielo en Europa, lo que deja suponer que sí hay agua debajo de la capa de hielo; Calisto tiene una atmósfera de hidrógeno y CO2; Europa, Ío y ganímedes tienen núcleos metálicos, no así Calisto; el volcanismo de ïo es muy caliente y produce cambios en la superficie en cuestión de meses.

Viento Solar: Está compuesto por partículas (protones en su mayoría) expulsadas a gran velocidad (200 a 400 km/s) de las estrellas a causa de la gran temperatura de su corona. Posee una densidad de cerca de 10 iones por metro cúbico. Este viento sopló la nube de polvo original, dejando visible el disco de acreción. Sin el campo magnético de la Tierra que nos protege, el viento solar ionizaría las moléculas de nuestros tejidos, dañándolos.
Sublimación: cambiar de sólido a gas sin pasar por el estado líquido.
Reacciones termonucleares: a una temperatura de 10 millones de grados K, los núcleos de hidrógeno (que son en realidad protones) logran superar su repulsión electromagnética debido a la intensa agitación térmica y se fusionan en núcleos atómicos más pesados, como el helio. El proceso libera una cantidad enorme de energía, pues la masa final del nuevo núcleo es inferior a la que se utilizó para crearlo: se ha transformado en energía, en virtud de la ecuación de Einstein, E = mc2.

IMMANUEL KANT (1724-1804)

Filósofo alemán, considerado por muchos como el pensador más influyente de la era moderna.
Nacido en Königsberg (ahora, Kaliningrado, Rusia) el 22 de abril de 1724, Kant se educó en el Collegium Fredericianum y en la Universidad de Königsberg. En la escuela estudió sobre todo a los clásicos y en la universidad, física y matemáticas. Tras la muerte de su padre, tuvo que abandonar sus estudios universitarios y ganarse la vida como tutor privado. En 1755, ayudado por un amigo, reanudó sus estudios y obtuvo el doctorado. Después, enseñó en la universidad durante 15 años, y dio conferencias primero de ciencia y matemáticas, para llegar de forma paulatina a disertar sobre casi todas las ramas de la filosofía.
Aunque las conferencias y escritos de Kant durante este periodo le dieron reputación como filósofo original, no se le concedió una cátedra en la universidad hasta 1770, cuando se le designó profesor de lógica y metafísica. Durante los 27 años siguientes continuó dedicado a su labor profesoral y atrayendo a un gran número de estudiantes a Königsberg. Las enseñanzas religiosas nada ortodoxas de Kant, que se basaban más en el racionalismo que en la revelación divina, le crearon problemas con el gobierno de Prusia y en 1792 Federico Guillermo II, rey de esa nación, le prohibió impartir clases o escribir sobre asuntos religiosos. Kant obedeció esta orden durante cinco años, hasta la muerte del rey, y entonces se sintió liberado de su obligación. En 1798, ya retirado de la docencia universitaria, publicó un epítome donde se contenía una expresión de sus ideas de materia religiosa. Murió el 12 de febrero de 1804.

Filosofía de Kant 

La piedra angular de la filosofía de Kant, a veces llamada filosofía crítica, está recogida en su Crítica de la razón pura (1781), en la que examinó las bases del conocimiento humano y creó una epistemología individual. Al igual que los primeros filósofos, Kant diferenciaba los modos de pensar en proposiciones analíticas y sintéticas. Una proposición analítica es aquella en la que el predicado está contenido en el sujeto, como en la afirmación “las casas negras son casas”. La verdad de este tipo de proposiciones es evidente, porque afirmar lo contrario supondría plantear una proposición contradictoria. Tales proposiciones son llamadas analíticas porque la verdad se descubre por el análisis del concepto en sí mismo. Las proposiciones sintéticas, en cambio, son aquellas a las que no se puede llegar por análisis puro, como en la expresión “la casa es negra”. Todas las proposiciones comunes que resultan de la experiencia del mundo son sintéticas.
Las proposiciones, según Kant, pueden ser divididas también en otros dos tipos: empírica, o a posteriori, y a priori. Las proposiciones empíricas dependen tan sólo de la percepción, pero las proposiciones a priori tienen una validez esencial y no se basan en tal percepción. La diferencia entre estos dos tipos de proposiciones puede ser ilustrada por la empírica “la casa es negra” y la a priori “dos más dos son cuatro”. La tesis de Kant en la Crítica consiste en que resulta posible formular juicios sintéticos a priori. Esta posición filosófica es conocida como transcendentalismo. Al explicar cómo es posible este tipo de juicios, Kant consideraba los objetos del mundo material como incognoscibles en esencia; desde el punto de vista de la razón, sirven tan sólo como materia pura a partir de la cual se nutren las sensaciones. Los objetos, en sí mismos, no tienen existencia, y el espacio y el tiempo pertenecen a la realidad sólo como parte de la mente, como intuiciones con las que las percepciones son medidas y valoradas.
Además de estas intuiciones, Kant afirmó que un número de conceptos a priori, llamados categorías, también existen. Dividió las categorías en cuatro grupos: los relativos a la cantidad, que son unidad, pluralidad y totalidad; los relacionados con la cualidad, que son realidad, negación y limitación; los que conciernen a la relación, que son sustancia-y-accidente, causa-y-efecto y reciprocidad; y los que tienen que ver con la modalidad, que son posibilidad, existencia y necesidad. Las intuiciones y las categorías se pueden emplear para hacer juicios sobre experiencias y percepciones, pero, según Kant, no pueden emplearse para que se apliquen sobre ideas abstractas o conceptos cruciales como libertad y existencia sin que lleven a inconsecuencias en la forma de binomios de proposiciones contradictorias, o antinomias, en las que ambos elementos de cada par pueden ser probados como verdad.
En la Metafísica de la ética (1797) Kant describe su sistema ético, basado en la idea de que la razón es la autoridad última de la moral. Afirmaba en sus páginas que los actos de cualquier clase han de ser emprendidos desde un sentido del deber que dictase la razón, y que ningún acto realizado por conveniencia o sólo por obediencia a la ley o costumbre puede considerarse como moral. Kant describió dos tipos de órdenes dadas por la razón: el imperativo hipotético que dispone un curso dado de acción para lograr un fin específico; y el imperativo categórico que dicta una trayectoria de actuación que debe ser seguida por su exactitud y necesidad. El imperativo categórico es la base de la moral y fue resumido por Kant en estas palabras claves: “Obra como si la máxima de tu acción pudiera ser erigida, por tu voluntad, en ley universal de la naturaleza”.
Las ideas éticas de Kant son el resultado lógico de su creencia en la libertad fundamental del individuo, como manifestó en su Crítica de la razón práctica (1788). No consideraba esta libertad como la libertad no sometida a las leyes, como en la anarquía, sino más bien como la libertad del gobierno de sí mismo, la libertad para obedecer en conciencia las leyes del Universo como se revelan por la razón. Creía que el bienestar de cada individuo sería considerado, en sentido estricto, como un fin en sí mismo y que el mundo progresaba hacia una sociedad ideal donde la razón “obligaría a todo legislador a crear sus leyes de tal manera que pudieran haber nacido de la voluntad única de un pueblo entero, y a considerar todo sujeto, en la medida en que desea ser un ciudadano, partiendo del principio de si ha estado de acuerdo con esta voluntad”. En su tratado La paz perpetua (1795) Kant aboga por el establecimiento de una federación mundial de estados republicanos.
Kant ha tenido mayor influencia que ningún otro filósofo de la era moderna. La filosofía kantiana, y en especial como la desarrolló el filósofo alemán Georg Wilhelm Friedrich Hegel, estableció los cimientos sobre los que se edificó la estructura básica del pensamiento de Karl Marx. El método dialéctico, utilizado tanto por Hegel como por Karl Marx, fue un desarrollo del método de razonamiento articulado por antinomias que Kant aplicó. El filósofo alemán Johann Fichte, alumno de Kant, rechazó la división del mundo de su maestro en partes objetivas y subjetivas y elaboró una filosofía idealista que también influyó de una forma notable en los socialistas del siglo XIX. Uno de los sucesores de Kant en la Universidad de Königsberg, Johann Friedrich Herbart, incorporó algunas de las ideas kantianas a sus sistemas de pedagogía.

Otras obras 

Además de sus trabajos sobre filosofía, Kant escribió numerosos tratados sobre diversas materias científicas, sobre todo del área de la geografía física. Su obra más importante en este campo fue Historia universal de la naturaleza y teoría del cielo (1755), en la que anticipaba la hipótesis de la formación del Universo a partir de una nebulosa originaria, hipótesis que fue más tarde desarrollada por el francés Pierre de Laplace.
Entre otros escritos de Kant figuran Prolegómenos a toda metafísica futura (1783), Principios metafísicos de la filosofía natural (1786), Crítica del juicio (1790) y La religión dentro de los límites de la razón pura (1793).

JOHANNES KEPLER (1571-1630)

Astrónomo y filósofo alemán, famoso por formular y verificar las tres leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Kepler nació el 27 de diciembre de 1571, en Weil der Stadt, en Württemberg, y estudió teología y clásicas en la Universidad de Tübingen. Allí le influenció un profesor de matemáticas, Michael Maestlin, partidario de la teoría heliocéntrica del movimiento planetario desarrollada en principio por el astrónomo polaco Nicolás Copérnico. Kepler aceptó inmediatamente la teoría copernicana al creer que la simplicidad de su ordenamiento planetario tenía que haber sido el plan de Dios. En 1594, cuando Kepler dejó Tübingen y marchó a Graz (Austria), elaboró una hipótesis geométrica compleja para explicar las distancias entre las órbitas planetarias, órbitas que se consideraban circulares erróneamente. Posteriormente, Kepler dedujo que las órbitas de los planetas son elípticas; sin embargo, estos primeros cálculos sólo coinciden en un 5% con la realidad.
Kepler planteó que el Sol ejerce una fuerza que disminuye de forma inversamente proporcional a la distancia e impulsa a los planetas alrededor de sus órbitas. Publicó sus teorías en un tratado titulado Mysterium Cosmographicum en 1596. Esta obra es importante porque presentaba la primera demostración amplia y convincente de las ventajas geométricas de la teoría copernicana.
Kepler fue profesor de astronomía y matemáticas en la Universidad de Graz desde 1594 hasta 1600, cuando se convirtió en ayudante del astrónomo danés Tycho Brahe en su observatorio de Praga. A la muerte de Brahe en 1601, Kepler asumió su cargo como matemático imperial y astrónomo de la corte del emperador Rodolfo II. Una de sus obras más importantes durante este periodo fue Astronomía nova (1609), la gran culminación de sus cuidadosos esfuerzos para calcular la órbita de Marte. Este tratado contiene la exposición de dos de las llamadas leyes de Kepler sobre el movimiento planetario. Según la primera ley, los planetas giran en órbitas elípticas con el Sol en un foco. La segunda, o regla del área, afirma que una línea imaginaria desde el Sol a un planeta recorre áreas iguales de una elipse durante intervalos iguales de tiempo. En otras palabras, un planeta girará con mayor velocidad cuanto más cerca se encuentre del Sol.
En 1612 Kepler se hizo matemático de los estados de la Alta Austria. Mientras vivía en Linz, publicó su Harmonices mundi, Libri (1619), cuya sección final contiene otro descubrimiento sobre el movimiento planetario (tercera ley): la relación del cubo de la distancia media (o promedio) de un planeta al Sol y el cuadrado del periodo de revolución del planeta es una constante y es la misma para todos los planetas.
Hacia la misma época publicó un libro, Epitome astronomiae copernicanae (1618-1621), que reúne todos los descubrimientos de Kepler en un solo tomo. Igualmente importante fue el primer libro de texto de astronomía basado en los principios copernicanos, y durante las tres décadas siguientes tuvo una influencia capital convirtiendo a muchos astrónomos al copernicanismo kepleriano.
La última obra importante aparecida en vida de Kepler fueron las Tablas rudolfinas (1625). Basándose en los datos de Brahe, las nuevas tablas del movimiento planetario reducen los errores medios de la posición real de un planeta de 5 °a 10'. El matemático y físico inglés sir Isaac Newton se basó en las teorías y observaciones de Kepler para formular su ley de la gravitación universal.
Kepler también realizó aportaciones en el campo de la óptica y desarrolló un sistema infinitesimal en matemáticas, que fue un antecesor del cálculo.
Murió el 15 de noviembre de 1630 en Regensburg.

Lacerta - El Lagarto

Ubicada al sur de Cefeo, Lacerta está demasiado al norte para ser circumpolar en las latitudes medio-septentrionales más altas.
Fue el astrónomo alemán Johannes Hevelius, en 1690, quien sugirió que este grupo estelar se llamara Lagarto. Otros propusieron nombres en honor a Luis XIV de Francia y ederico el Grande de Prusia, pero fueron desestimados y este pequeño mamífero de cola larga se incrustó en el cielo.
BL Lacertae es un objeto que varía de 13 a 16,1 y, por tanto, es invisible para la mayoría. Vale la pena observarlo, aunque no es una estrella sino el núcleo de una galaxia elíptica lejana. Parte de estos objetos del tipo BL Lacertae (BL Lac) cambian hasta dos magnitudes en un solo día. Algunas teorías recientes sugieren que los objetos BL Lac, los quásars y otras galaxias de gran energía son parientes cercanos de las llamadas "galaxias activas". Esta potente fuente de energía en el centro puede ser un agujero negro rodeado por una masa turbulenta y compleja de gas y polvo.
Pierre Simon, marqués de Laplace (1749-1827)
Astrónomo y matemático francés, conocido por haber aplicado con éxito la teoría de la gravitación de Newton a los movimientos planetarios en el Sistema Solar. Nació en Normandía y estudió en la Escuela Militar de Beaumont. En 1767 fue profesor de matemáticas en la Escuela Militar de París y en 1785 fue elegido miembro de la Academia de Ciencias Francesa.
Laplace realizó su trabajo más importante al desarrollar el análisis matemático del sistema de astronomía gravitacional elaborado por el matemático, físico y astrónomo británico Isaac Newton. Demostró que los movimientos planetarios son estables y que las perturbaciones producidas por la influencia mutua de los planetas o por cuerpos externos, como los cometas, solamente son temporales.
Trató de dar una teoría racional del origen del Sistema Solar en su hipótesis nebular de la evolución estelar. En Mecánica celeste (5 volúmenes, 1799-1825) Laplace sistematizó toda la obra matemática que se había realizado sobre la gravitación. Exposición del sistema del mundo (1796) contiene un resumen de la historia de la astronomía. También trabajó sobre la teoría de la probabilidad en su Teoría analítica de las probabilidades (1812) y en Ensayo filosófico sobre la probabilidad. (1814).

Leo y Leo Minor - El León y El León Menor

A la inversa de la mayoría de las constelaciones zodiacales, Leo, con la hoz dibujando una gran cabeza, puede representarse como su homónimo, un león sentado parecido a la esfinge egipcia.
Los babilonios y otras culturas del suroeste asiático vinculaban a leo con el sol, puesto que el solsticio de verano ocurría cuando aquél estaba en esta parte del cielo. Leo Minor solo últimamente integra el catálogo de constelaciones, siendo presentado por johannes Hevelius en el siglo 17.
Gamma Leonis es una hermosa estrella doble que tiene unas componentes de color naranja amarillento de 2ª y 3ª magnitud separados por 5 segundos de arco.
R Leonis es una variable Mira, fácil de ubicar cerca de Regulus. Su magnitud oscila entre 5,9 y 11 durante unos 10 meses y medio.
R Leonis Minoris es otra estrella Mira cuya magnitud va entre 7,1 y 12,6 durante un año.
M 65 y M 66 son dos galaxias espirales cerca de Theta Leonis, que pueden verse con prismáticos, aunque se ven mejor con un telescopio. 
Se llama Leonids a una lluvia de meteoros que ocurre anualmente el 17 de noviembre. En 1966 se contabilizaron 40 meteoros por segundo.

Lepus - La Liebre

Por estar al sur de Orión, es fácil de encontrar a pesar de ser una constelación débil. De hecho, antiguamente se pensaba que era su silla. Los egipcios la identificaban con el barco de Osiris. Griegos y romanos la asociaron con la Liebre, ya que a Orión le gustaba cazar a estos animales y parecía adecuado colocar una a sus pies en el cielo.
Gamma Leporis es una estrella doble con colores contrastantes con una separación de 96 segundos de arco. Está relativamente cerca de la Tierra, a 21 años luz y forma parte del grupo de la Osa Mayor.
R Leporis es un elemento variable al que el astrónomo inglés J. Rusell, en el siglo 19, denominó Estrella Carmesí de Hind, a causa de ser parecida a una gota de sangre en el cielo. Durante un período de 14 meses, su magnitud va desde un máximo de 5,5 a un mínimo de 11,7. Es impresionante ver su impresionante color cuando el cielo está oscuro y la estrella de Hind está a punto de alcanzar su máximo brillo.
M 79. Con el centro galáctico en Sagitario, se encuentra en un lugar del espacio en el que sorprende ver racimos globulares.

Libra - La Balanza

Libra es una de las constelaciones del zodíaco y se vinculaba a Temis, la diosa griega de la justicia, cuyo distintivo era un par de balanzas.
Con forma de cometa voladora, Libra es fácil de encontrar trazando un recorrido hacia el oeste desde Antares y sus brillantes vecinas en Escorpio. La línea llega hasta un punto entre Alpha y Beta Librae, las que tienen nombres árabes. Zuben El Genubi, la "pinza del sur", la primera y Zuben Eschamali, la "pinza del norte", la segunda. En principio se estimaba que estas estrellas eran parte de Escorpio. Libra se convirtió en constelación independiente en tiempos de los antiguos romanos.
Delta Librae, parecida a Algol, es una variable eclipsable cuya magnitud se apaga cada 2,3 días y oscila entre 4,9 y 5,9. El ciclo es visible a simple vista.
S Librae es una estrella Mira que oscila entre un máximo de 8,4 y un mínimo de 12 durante un período de poco más de 6 meses.

LA LUNA

Tal y como los griegos conjeturaron, la Luna es el más cercano de todos los cuerpos celestes. En la mitad de su órbita elíptica, la Luna se acerca hasta unos 354.000 km. (perigeo) mientras que en la otra mitad se aleja hasta unos 404.000 km. (apogeo). El promedio es de 382.000 km.
El diámetro de la Luna es de 3.450 km Los de la Tierra y del Sol son 3,65 y 412 veces más grandes, respectivamente. Ahora bien, si pensamos que la distancia Tierra-Sol es 390 veces la distancia Tierra-Luna, resulta que el diámetro aparente de la Luna es el mismo que el del Sol. Esta coincidencia explica que en los eclipses de Sol, éste quede casi perfectamente ocultado por nuestro satélite. La pequeña masa lunar (80 veces menor que la terrestre) se explica por su baja densidad (3,34).
Llegar a la Luna

La proximidad y el aspecto prominente de la Luna han excitado desde siempre la imaginación humana. Muchos debieron soñar con alcanzarla sujetándose a un recipiente con humo o vapor aprisionados, pues se creía que la atmósfera terrestre llegaba hasta los astros.
En el siglo II después de J.C. el sirio Luciano de Samosata escribió la primera historia conocida de un viaje espacial: un barco es alzado por una tromba marina hasta alcanzar la Luna. En 1638, el sacerdote inglés Francis Godwin escribió "El hombre en la Luna", un viaje a bordo de un carro tirado por grandes gansos que migraban hasta allá. En 1650, el escritor y duelista francés Cyrano de Bergerac, en "Viaje a la Luna", imaginó siete formas de llegar a ella. Todas eran erróneas menos una: el uso de cohetes (Fig: ilustración viaje Luna), una visionaria idea que prefiguraba la Carrera Espacial. 
Al igual que con Marte, mucho se especuló en torno a la posibilidad de vida en la Luna. En 1835, Richard Adams Locke, un escritor inglés, publicó unos artículos pseudo-científicos en los que detallaba la superficie de la Luna y describía numerosos seres vivientes. Millones de personas le creyeron. Sin embargo, algunos dudaban: la superficie lunar no estaba nunca oscurecida por nubes. Los "mares" sombríos que desde los tiempos de Galileo se veían con poca precisión (por la mala calidad óptica de los telescopios de la época) tenían cráteres de impacto: no podía haber agua en ellos. ¿Cuál sería la verdad? 
Ésta llegaría a manos de las primeras sondas. En octubre 1959 los rusos enviaron la sonda Lunik III, la cual se deslizó más allá de la Luna y tomó las primeras fotos del lado oculto desde una altura de 60.000 km. Sorprendentemente, éste casi no tenía "mares" (Fig: primeras fotos lado oculto). Luego, a comienzos de 1965, los EE.UU. lanzaron dos sondas (Ranger VIII y IX) diseñadas para estrellarse en la superficie lunar, tomando fotos antes del impacto final. La superficie lunar era (bien) dura y no de cenizas como se creía. El 3 febrero 1966 la sonda soviética Luna IX logró posarse suavemente y el 3 abril del mismo año, Luna X se colocaba en órbita lunar. Juntas tomaron fotos a nivel del suelo y midieron la radioactividad de las rocas lunares, concluyendo que eran similares al basalto (una roca con poco sílice y muchos minerales oscuros -olivino y piroxeno- a base de hierro y magnesio) de los fondos oceánicos y las zonas volcánicas. Los norteamericanos también alunizaron suavemente en septiembre 1967 con la sonda Surveyor V, la cual, guiada por control remoto desde la Tierra, recorrió y comprobó el origen meteórico del hierro lunar, producto de los bombardeos de meteoritos ocurridos hasta hace 3.100 millones de años.
Sin embargo quedaba lo más importante: enviar un humano a la Luna.
Tras diversas y aceleradas proezas técnicas (era una auténtica carrera ideológica) y algunas tragedias, sólo los EE.UU. lograron enviar tripulaciones a la Luna. Los rusos, tras haber sido pioneros en muchos aspectos, se conformaron con vehículos a control remoto capaces de traer rocas o de recorrer la superficie recolectando datos (Fig: vehículos rusos). Apollo VIII, lanzado el 21 diciembre 1967, se aproximó muy cerca de la Luna con tres hombres a bordo. El 18 mayo 1968, Apollo X también se aproximó, lanzando un módulo lunar a sólo 15 km. de la Luna. Éstas pruebas fueron seguidas por el gran acontecimiento del 20 julio 1969, transmitido por televisión a todo el mundo: Neil Armstrong, jefe de la misión Apollo XI, pisa por primera vez otro mundo (Fig: Hombre en la Luna). Cinco de las seis misiones tripuladas que siguieron tuvieron éxito (Apollo XIII falló, afortunadamente sin pérdidas humanas), hasta que en 1971, el programa finalizó. Las conclusiones fueron algo tristes: la Luna está muerta geológicamente desde a lo menos 4.000 millones de años; no hubo ni habrá vida en ella ni hay indicios de agua superficial o en el subsuelo.

Origen de la Luna

Los casi quinientos kilos de muestras de rocas traídas por las expediciones permitieron establecer la composición química y la edad de las rocas lunares. Esta última se puede determinar con las concentraciones de elementos radioactivos cuya cantidad disminuye con el tiempo. Así, las más recientes pruebas, basadas en la cantidad de tungstenio transmutado en hafnio, arrojan una edad entre 4,5 y 4,52 mil millones de años. O sea que la Luna se formó unos 100 millones de años después de la Tierra, cuando ya había ocurrido la diferenciación química terrestre: un núcleo de hierro-níquel rodeado de un manto de silicatos.
La última teoría sobre la formación lunar es un titanesco choque rasante entre la Tierra y un planeta del tamaño de Marte, con un núcleo de hierro y un manto de silicatos bien diferenciados (Fig: secuencia choque). Tras el impacto que destrozó al astro impactor, el calor producido por la energía del choque vaporizó los elementos volátiles (sodio, potasio, carbono, nitrógeno), dejando los refractarios (óxidos de aluminio y calcio). Los dos núcleos se fusionaron, explicando la gran densidad de la Tierra. Ésta quedó rodeada por una esfera de polvo, parte del cual recayó sobre la Tierra, a causa de la cercanía: no se pudo cohesionar producto de las mareas gravitacionales terrestres. Sin embargo, más allá del límite de Roche (donde dichas mareas ya no impiden la cohesión de los fragmentos, en este caso más allá de 2,9 radios terrestres), la acreción resultó. La Luna se formó, pues, en una zona entre 2,4 y 4,6 radios terrestres alrededor de la Tierra. Esa distancia ha ido aumentando hasta unos 60 radios terrestres actualmente, porque la Luna se aleja de nosotros lenta pero inexorablemente.
Los conocimientos más recientes que se tienen sobre la Luna provienen de la sonda Lunar Prospector, la que desde el 11 enero 1998 se encuentra en una órbita lunar polar de 100 km. de altitud. La nave tiene un gravímetro capaz de detectar las anomalías gravitatorias que sirve para conocer en profundidad los efectos de los impactos meteóricos en la corteza. Tiene también un magnetómetro que ya ha descubierto interesantes anomalías, cuyo origen es desconocido: en algunas zonas de la Luna, el magnetismo, anormalmente elevado, impide que el viento solar alcance la superficie, como si fuera una mini-magnetósfera.
La elección de una órbita polar no fue fruto del azar: ya en 1954, Arthur C. Clarke, en su libro “la exploración de la Luna”, creía en la posibilidad de que hubiera agua congelada en las profundas grietas lunares. En 1961, Bruce Murray, el director de la Planetary Society, una organización norteamericana cuyo fin es la investigación del Sistema Solar, planteó que sobre las latitudes 78 norte y 78 sur, las bajas temperaturas producto de la permanente penumbre posibilitarían la presencia de agua. El espectrómetro de neutrones del Lunar Prospector ya ha encontrado hidrógeno en los polos, lo cual es casi una evidencia de agua. La presencia de dicha molécula, así como de metales como el titanio, es vista con especial interés para la colonización de la Luna y su uso como base, en la segunda mitad del siglo XXI, hacia otros planetas. Es además un parámetro fundamental para conocer la historia del aporte de elementos volátiles por parte de los cometas, y extrapolar conclusiones hacia la evolución de la Tierra y nuestra atmósfera.
Radioactividad: 

Lupus - El Lobo

Esta es una constelación pequeña con estrellas de 2ª magnitud, situada al sur de Libra y al este de Centauro. Está muy cerca de esta última, como si el Centauro acariciara al Lobo, su mascota. Los antiguos griegos y romanos llamaban Therion a este grupo de estrellas, representación de un animal salvaje indeterminado.
RU Lupi es una estrella variable nebular débil, que no llega a alcanzar nunca una magnitud superior a 9. Su variación irregular es característica de las estrellas jóvenes rodeadas de nebulosidad.

HISTORIA DE LA LUZ

Al iluminar los objetos, la luz nos ayuda a conocer el universo del cual somos parte.
El descubrimiento, hace pocos siglos de las propiedades físicas de la luz hizo cambiar casi toda nuestra visión de mundo.
La astronomía, a diferencia de otras ciencias, no puede llevar a un laboratorio su objeto de estudio. Todo lo que se sabe de las estrellas y otros cuerpos 
Los orígenes
En la antigüedad, Pitágoras y Euclides de Alejandría pensaban que el ojo enviaba unos rayos que al tocar un objeto, lo hacían visible. Especulaciones más o menos pintorescas se sucedieron hasta el siglo XVII, cuando aparecieron las primeras respuestas satisfactorias: en 1678, el holandés Christiaan Huyghens desarrolló una interpretación de la luz en términos de onda, o sea de vibraciones que se propagan. Esa teoría ondulatoria explicaba muy bien las leyes de reflexión y refracción de la luz.
Sin embargo, Isaac Newton, cuya reputación era más grande gracias a su teoría de la gravedad, creía que la luz estaba compuesta de corpúsculos, o pedazos de materia distintos según el color.
La teoría ondulatoria de la luz recobró fuerza en el siglo XIX pero la física cuántica, aparecida entre 1900 y 1930, mostraría una realidad mucho más sutil.

Onda y corpúsculo

Hoy sabemos que la luz es una forma de radiación electromagnética similar al calor radiante, las ondas de radio o los rayos X. La luz corresponde a oscilaciones extremadamente rápidas de un campo electromagnético, en un rango determinado de frecuencias que pueden ser detectadas por el ojo humano. Las diferentes sensaciones de color corresponden a luz que vibra con distintas frecuencias, que van desde aproximadamente 4 × 1014 vibraciones por segundo en la luz roja hasta aproximadamente 7,5 × 1014 vibraciones por segundo en la luz violeta. El espectro de la luz visible suele definirse por su longitud de onda, que es más pequeña en el violeta (unas 40 millonésimas de centímetro) y máxima en el rojo (75 millonésimas de centímetro). Las frecuencias mayores, que corresponden a longitudes de onda más cortas, incluyen la radiación ultravioleta, y las frecuencias aún más elevadas están asociadas con los rayos X. Las frecuencias menores, con longitudes de onda más altas, se denominan rayos infrarrojos, y las frecuencias todavía más bajas son características de las ondas de radio. La mayoría de la luz procede de electrones que vibran a esas frecuencias al ser calentados a una temperatura elevada. Cuanto mayor es la temperatura, mayor es la frecuencia de vibración y más azul es la luz producida.

Naturaleza de la luz 

La luz es emitida por sus fuentes en línea recta, y se difunde en una superficie cada vez mayor a medida que avanza; la luz por unidad de área disminuye según el cuadrado de la distancia. Cuando la luz incide sobre un objeto es absorbida o reflejada; la luz reflejada por una superficie rugosa se difunde en todas direcciones. Algunas frecuencias se reflejan más que otras, y esto da a los objetos su color característico. Las superficies blancas difunden por igual todas las longitudes de onda, y las superficies negras absorben casi toda la luz. Por otra parte, para que la reflexión forme imágenes es necesaria una superficie muy pulida, como la de un espejo.
La definición de la naturaleza de la luz siempre ha sido un problema fundamental de la física. El matemático y físico británico Isaac Newton describió la luz como una emisión de partículas, y el astrónomo, matemático y físico holandés Christiaan Huygens (el que descubrió la naturaleza de los anillos de Saturno) desarrolló la teoría de que la luz se desplaza con un movimiento ondulatorio.
En la actualidad se cree que estas dos teorías son complementarias, y el desarrollo de la teoría cuántica ha llevado al reconocimiento de que en algunos experimentos la luz se comporta como una corriente de partículas y en otros como una onda. En las situaciones en que la luz presenta movimiento ondulatorio, la onda vibra perpendicular a la dirección de propagación; por eso, la luz puede polarizarse en dos ondas perpendiculares entre sí.

Velocidad

El primero en medir la velocidad de la luz en un experimento de laboratorio fue el físico francés Armand Fizeau (descubridor del efecto Doppler-Fizeau), aunque observaciones astronómicas anteriores habían proporcionado una velocidad aproximadamente correcta. En la actualidad, la velocidad de la luz en el vacío se toma como 299.792.458 m/s, y este valor se emplea para medir grandes distancias a partir del tiempo que emplea un pulso de luz o de ondas de radio para alcanzar un objetivo y volver. Este es el principio del radar. El conocimiento preciso de la velocidad y la longitud de onda de la luz también permite una medida precisa de las longitudes. De hecho, el metro se define en la actualidad como la longitud recorrida por la luz en el vacío en un intervalo de tiempo de 1/299.792.458 segundos. La velocidad de la luz en el aire es ligeramente distinta según la longitud de onda, y en promedio es un 3% menor que en el vacío; en el agua es aproximadamente un 25% menor, y en el vidrio ordinario un 33% menor.
La luz tiene un efecto importante en muchos compuestos químicos. Las plantas, por ejemplo, emplean la luz solar para llevar a cabo la fotosíntesis, y la exposición a la luz de determinados compuestos de plata hace que se oscurezcan en presencia de otros compuestos químicos, característica empleada en la fotografía.
Además, la luz tiene un importante uso en astronomía, pues se le analiza espectroscópicamente para conocer la composición química de los astros, de los cometas y, próximamente, de los exoplanetas, con el Terrestrial Planet Finder (TPF).
La luz se emite y se absorbe en unidades minúsculas o corpúsculos llamados fotones o cuantos. La energía de cada fotón es directamente proporcional a la frecuencia u, por lo que es inversamente proporcional a la longitud de onda l. Esto se expresa con la sencilla fórmula donde el factor de proporcionalidad h es la denominada constante de Planck y c es la velocidad de la luz en el vacío. Los diferentes colores o longitudes de onda (y, por tanto, las diferentes energías) de los cuantos de luz emitidos o absorbidos por un átomo o molécula dependen de la estructura de éstos y de los posibles movimientos periódicos de las partículas que los componen, ya que estos dos factores determinan la energía total (potencial y cinética) del átomo o molécula. 

Lynx - El Lince

Con sólo una estrella de 3ª magnitud, el Lince es una de las constelaciones más difíciles de encontrar. Johannes Hevelius dibujó esta figura en 1690 y, posiblemente, la llamó así pues se requiere vista de lince para ubicarla. Lo mismo con sus objetos.
Paseo Intergaláctico (NGC 2419). A unos 7 grados al norte de Castor, la estrella más brillante de Géminis, se ubica este racimo globular, muy débil y lejano. Está a más de 60 grados de cualquier otro globular. A 210.000 años luz, está más lejos que la Gran Nube de Magallanes y tan remota que puede escapar de atracción gravitacional de nuestra galaxia. A causa de esto, el astrónomo Harlow Shapley la llamó Paseo Intergaláctico. Con un telescopio de 250 mm, la NGC 2419 parece un difuminado lazo de luz.

Lyra - La Lira

Esta constelación está dominada por Vega, una de las estrellas más luminosas del cielo.Es fácil imaginar las cuerdas de la lira extendidas a través del paralelogramo de cuatro estrellas que la acompaña.
Apolo regaló la lira a su hijo Orfeo, quien la tocaba con tanta belleza que los animales salvajes quedaban extasiados. Amaba tan apasionadamente a su esposa Eurídice que cuando ésta murió bajó a los infiernos para salvarla.Convenció a los dioses, los que la liberaron a condición de que Orfeo no la mirara durante el viaje. Pero éste, impaciente, la miró y ella fue transportada al Hades para siempre. Desconsolado, Orfeo fue despedazado por un grupo de mujeres después de ignorar sus insinuaciones. Los amantes se reunieron y Zeus los honró colocando la lira de Orfeo en el cielo.
Epsilon Lyrae es una estrella "doble doble", con las estrellas de 5ª magnitud ?1 y ?2, ambas dobles, con separaciones inferiores a 3 segundos de arco.
Beta Lyrae es una variable eclipsable que oscila entre magnitudes 3,3 y 4,4 en 13 días.
La famosa Nebulosa del Anillo (M 57) está a medio camino entre Beta y Gamma Lyrae. Con un telescopio de 75 mm aparece como una estrella desenfocada a bajo aumento.

LA MAGNITUD DE LAS ESTRELLAS

Desde Hiparco de Nicea, el mayor o menor brillo de las estrellas se llama magnitud. Cuanto más brillante es un astro, menor es su magnitud. Se dice que las 20 estrellas más brillantes son de primera magnitud. Otras menos brillantes son de segunda magnitud. Siguen luego las de tercera, cuarta, y quinta magnitud, hasta las que son apenas visibles, de sexta magnitud. (Fig: estrellas de distinta magnitud)
En 1856, el astrónomo inglés Norman Progson cuantificó la clasificación de Hiparco, demostrando que una estrella de primera magnitud era una 100 veces más brillante que una de sexta.
Si se considera este intervalo de 5 magnitudes como un coeficiente de centésima parte de brillo, el coeficiente para una magnitud sería de 2,512: una estrella de magnitud 4 es 2,512 veces más brillante que una de quinta magnitud y 6,3 (2,512 x 2,512) veces más brillante que una de sexta magnitud.
Los grandes brillos se miden en magnitudes positivas, si es necesario: Sirio, la estrella más brillante del cielo, tiene una magnitud de -1,4. La de Venus es de -4,2; la de la Luna llena, de -12,7 y la del Sol, de -26,9.
Hasta ahora sólo hemos hablado de magnitudes aparentes. Si conocemos su distancia y su magnitud, podemos calcular su verdadera luminosidad.
Los astrónomos basaron la escala de magnitudes absolutas en el brillo de una estrella a una distancia de 10 pársecs, o 3,26 años luz (el pársec es la distancia a la que una estrella mostraría un paralaje de menos de 1 segundo de arco). Así, el Sol, una estrella de clase G común y corriente, tiene una magnitud absoluta de sólo 4,86.

MARTE

El cuarto y último de los planetas telúricos o internos es el que quizás más fantasías ha despertado en la humanidad: muchos le llaman el “planeta rojo con hombrecitos verdes”.
Cientos de películas, novelas e historietas han creado una imagen de familiaridad con él.
Situado a 230.000.000 km (1,5 UA) del Sol, es un planeta pequeño, de sólo 6.850 km de diámetro, una densidad de 3,9 (la Tierra tiene 5,5) y una masa diez veces menor que la nuestra: su atracción gravitatoria es tres octavas partes la terrestre: una persona de 70 kilos pesaría allá apenas 25 kilos. Por lo mismo, Marte sólo pudo retener una tenue atmósfera de dióxido de carbono (CO2) cuya presión (0,01 bar o 10 milibares a nivel del suelo) es 100 veces menor a la que hay en la Tierra. La temperatura superficial es de -140°C (133°K) en los polos y de -25°C en el ecuador, con máximas de 15°C (288°K) en verano.
Cuando nos encontramos en el mismo lado del Sol, en conjunción, 83.000.000 km nos separan de él. Sin embargo, dada la pronunciada elíptica de su órbita, cada 32 años Marte logra acercarse a sólo 48.000.000 km de nosotros (Fig: conjunción Marte Tierra). Es una estupenda oportunidad para observarlo, pues al estar al exterior de nuestra órbita, el Sol lo alumbra a favor nuestro, como cuando la Luna está llena.
Observaciones y fantasías
En 1580 el danés Tycho Brahe observó cuidadosamente Marte (sin telescopio, pues aún no existían) para predecir sus movimientos. Tras la muerte de Tycho, su ayudante, el alemán Johannes Kepler, tuvo que abandonar la idea, prevaleciente hasta entonces, de las órbitas circulares debido a la gran excentricidad de Marte. En su lugar creó, en 1609, las leyes de órbitas elípticas que llevan su nombre.
En 1659, Christian Huyghens, ayudado de un telescopio y por el desplazamiento de una mancha superficial que llamó Syrtis Maior (gran ciénaga), calculó que la rotación de Marte era de 24, 5 horas. En 1673, el francés Cassini logró calcular el paralaje de Marte y se tuvo entonces la primera idea cercana a la realidad de cuales eran las distancias entre los planetas.
En 1781 William Herschel notó que el eje de rotación era de 25,17 grados por lo que, al igual que la Tierra, tiene estaciones (Fig: ejes Tierra y Marte). Sin embargo, al estar más lejos del Sol, su año (traslación) es de 668,61 días (1,88 veces el año terrestre): las estaciones duran casi el doble que en la Tierra. Tres años después, el mismo Herschel descubría los casquetes de hielo en ambos polos marcianos En 1877, aprovechando un acercamiento excepcional a Marte, el norteamericano Asaph Hall descubrió, con la ayuda de su esposa que insistió en buscar un día más, dos pequeños satélites, de apenas 20 km cada uno, que llamó Fobos y Deimos, “miedo” y “terror”, los hijos de Marte, el dios de la guerra. Ambos están trabados gravitacionalmente y muestran siempre la misma cara a su planeta .
Ese mismo año, Giovanni Schiaparelli trazó un mapa de la superficie marciana. Notó delgadas líneas negras que unían zonas oscuras, como canales (canali, en italiano). Muchas personas, destacando el famoso astrónomo y charlatán norteamericano Percival Lowell, empezaron a conjeturar, mezclando ciencia y fantasía en libros muy bien vendidos: los habitantes de Marte, luchando contra la desertificación producida por la incapacidad gravitatoria de retener una atmósfera, habían estado tratando de salvar su planeta durante quizá miles de años. Su avance tecnológico les permitía traer agua desde los casquetes polares hasta sus granjas y ciudades, en las zonas templadas...
En 1897, Herbert George Wells publicó "La guerra de los mundos" y el 30 octubre 1938, el talentoso dramaturgo y cineasta Orson Welles, a los 23 años de edad, transmitió "en vivo" por la radio una invasión de la tierra por mortíferos alienígenas armados con "rayos de la muerte", creando un gigantesco pánico en el estado de New Jersey.

El verdadero Marte

Sin embargo, muchos astrónomos dudaban de las fantasías de Lowell y compañía. En 1926 se pudo calcular por primera vez la temperatura superficial de Marte, la que resultó ser muy tan fría como la antártica. Además, las diferencias entre el día y la noche indicaban que la atmósfera debía ser muy delgada.
En 1947, el astrónomo Peter Kuiper (el mismo que descubrió la zona de donde provienen los cometas de período corto) midió la fracción de luz infrarroja marciana y concluyó que estaba compuesta sobre todo de CO2; no encontró nitrógeno, oxígeno ni vapor de agua, lo que limitaba seriamente las posibilidades de vida.
La realidad mostrada por las primeras sondas fue sobrecogedora. Tras las veinte fotografías tomadas el 14 julio 1965 a 10.000 km de la superficie por Mariner IV, las sondas Mariner VI y VII, más sofisticadas, enviaron 200 imágenes en 1970, algunas de las cuales mostraban un gran caos superficial, dejando suponer un complejo desarrollo geológico. Su superficie mostraba además numerosos cráteres de impactos: la delgada atmósfera marciana erosiona débilmente y no borra huellas tan rápido como en la Tierra. El 30 mayo 1971 fue lanzada Mariner IX, que se colocó en órbita y comenzó a trazar un mapa muy preciso.
Los paisajes de Marte fueron vistos por primera vez por las sondas Viking I y II, las que dejaron caer un módulo cada una sobre su superficie, en 1975. Tienen cierta similitud con la Tierra: Marte es un inmenso desierto helado, parecido al Gobi en Asia central si no fuera por el color rosado del cielo y de la dominante roja-naranja de las rocas del suelo, causada por el óxido de hierro. Las vastas llanuras cubiertas de dunas se asemejan al gran Erg del Sahara. Los volcanes gigantes se parecen a los de Hawaii; sin embargo alcanzan los 15.000 metros sobre el nivel medio del planeta. El Monte Olimpo, el más grande en el Sistema Solar tiene 27.000 metros de altitud y su cráter alcanza 65 km de diámetro. Cuando se formaron, levantaron una enorme región, el domo de Tharsis, el cual cedió y se abrió en dos. Quedó una cicatriz de casi 4.000 km de largo, 400 de ancho y 2 de profundidad: el cañón de Valles Marineris, sin duda la más imponente estructura geológica del Sistema Solar.
Como en la Tierra, los polos de Marte están cubiertos por una capa de hielo de agua y, cuando la temperatura baja mucho, de CO2 congelado. Sin embargo, cuando estos casquetes polares se derriten (en el verano de cada hemisferio), el agua no corre por la superficie: la presión atmosférica es tan débil que el hielo se sublima. Ahora bien, existen huellas inequívocas de escurrimiento superficial, erosión fluvial, aluviones y drenaje; algunos ríos alcanzaron 2000 km de largo. Los planetógos sugieren que hubo dos tipos de escurrimientos de agua en Marte. El primero, muy antiguo (hace 3 mil millones de años) ocurrió bajo una atmósfera más densa que la actual, cuya mayor presión impedía la sublimación del agua. El segundo, mucho más reciente (200 millones de años), se debió a la actividad geológica: grandes mesetas llenas de hielo (como el suelo permafrost de Siberia) fueron calentadas por un volcanismo subyacente y se derrumbaron bruscamente, provocando unos aluviones de barro catastróficos, sin equivalentes en la Tierra: en la región de Ravi Vallis el aluvión alcanzó un caudal gigantesco: 300 millones de metros cúbicos por segundo, es decir mil veces más que el río Amazonas en período de crecida (!). Otra evidencia de la presencia de agua en el subsuelo es la corona redondeada de materiales de eyección que se aprecia alrededor del cráter Yuti. Ese tipo de eyección sólo ocurre si el cuerpo impactor choca contra una superficie blanda, llena de hielo o agua.
Hoy en día Marte parece estar muerto: no más volcanismo ni ríos. La única actividad son las tormentas de polvo (como la de 1971 que duró varios meses) que esculpen las piedras del desierto y crean inmensos campos de dunas, cambiando el paisaje entre las visitas de las sondas.

ALH 84001, Pathfinder y Global Surveyor

Marte ha sido y sigue siendo un gran candidato para la vida extraterrestre. La presencia de agua, aunque hoy esté congelada, es casi una evidencia para los exobiólogos. En 1996, la (muy) publicitada noticia de que habría huellas de bacterias en un meteorito de 1,9 kilos, descubierto en 1984, reavivó la discusión. La roca del ALH 84001, como fue llamado el meteorito, se formó en Marte hace 4,5 mil millones de años, durante la primerísima juventud del planeta. Es lava que se solidificó lentamente, cristalizándose: no es un lugar usual para encontrar fósiles, al menos en la Tierra (los hay más bien en rocas sedimentarias). Sufrió fracturas y cambios químicos durante su larga estadía en el suelo hasta que fue eyectado al espacio por el impacto de un asteroide, hace 16 millones de años. Posteriormente cayó en la Antártida hace 13.000 años, siendo ambas fechas determinadas por el comienzo y final de los efectos de la exposición a los rayos cósmicos, provenientes de las profundidades del universo.

¿Cuál es la evidencia de vida?

Apenas unos glóbulos de carbonatos que, sumando cuatro puntos de vista que individualmente no bastarían, indican un origen biológico: primero, los compuestos de carbono que sugieren que hubo materia orgánica; segundo, los inusuales pequeños cristales de magnetita (un óxido de hierro, Fe2O3), similares a los que sólo producen las bacterias terrestres; tercero, hay minerales, normalmente incompatibles, cuya cercanía unos con otros se debería, al menos en la Tierra, a una acción orgánica y, cuarto y último punto de vista, las evocativas formaciones con aspecto de bacterias.
Un problema es que esos objetos en forma de bacteria son demasiado pequeños: apenas entre 0,02 y 0,1 micrón. En la Tierra, en cambio, alcanzan entre 1 y 2 micrones. Muchos biólogos creen que en bacterias tan diminutas como las marcianas no hay espacio suficiente para albergar una cantidad mínima de moléculas biológicas, como el ADN.
Sin embargo, un argumento a favor es que en algún momento de la evolución tuvo que haber intermediarios entre las moléculas y las bacterias. Quizás sea éste el caso de los “organismos” del ALH 84001. El tema tiene largos días por delante.
Conviene finalmente hablar de las últimas (hasta el momento) y más impactantes sondas que fueron enviadas a Marte: el Mars Pathfinder (con su robot de exploración Sojourner) y el Mars Global Surveyor.
Tras cinco años de estudios, los ingenieros de la NASA (National Aeronautics and Space Administration) lograron, por un precio muy barato en relación, por ejemplo, a la sonda Cassini-Huyghens (que llegará a Saturno a un precio diez veces mayor), una sonda que fue todo un éxito, tanto científico como comunicacional: el Pathfinder. Ésta “amartizó” en una zona llamada Ares Vallis, una llanura compuesta de grava y rocas traídas hasta allí por una de las catastróficas inundaciones descritas más arriba y débilmente erosionadas por las tormentas de arena.
Los análisis químicos de las rocas fueron el rasgo más sobresaliente.
Las similitudes entre la arena del sitio al que llegó el Viking y éste indican que las tormentas afectan la composición del suelo y modifican la superficie marciana a escala global.
En tanto, uno de los descubrimientos más interesantes del Global Surveyor, en órbita marciana desde el 11 septiembre 1997, se debió a una casualidad: los ingenieros tuvieron dificultades para colocarlo en su órbita correcta, a causa de un desperfecto en un panel solar que impedía las complicadas maniobras de frenado con el roce con la atmósfera marciana. Durante varios meses la sonda pasó 120 veces sobre Marte, algunas de las cuales a muy baja altura, entre 100 y 200 km. Los investigadores aprovecharon cada uno de estos vuelos para encender un magnetómetro destinado a captar un eventual campo magnético. En las rocas del hemisferio sur, las más antiguas, se detectaron franjas de unos 200 km de ancho, cuyo magnetismo presenta alternancias de orientación, del manera similar a como el fondo oceánico nos muestra como el campo de la Tierra se ha invertido numerosas veces.
Todo indica que Marte tuvo un núcleo caliente que además de generar un fuerte campo magnético, probablemente producía tectónica de placas, el mismo fenómeno que causa la “deriva de los continentes” en la Tierra. En todo caso, el fenómeno dejó de existir hace 3,9 mil millones de años.
Éste y otros descubrimientos son sólo los primeros de la abundante cosecha del Mars Global Surveyor. En la segunda década del siglo XXI se prevén misiones tripuladas por geólogos especialistas en rocas sedimentarias, los que podrán aclarar qué ocurrió en la superficie marciana. Es una de las razones de las prolongadas misiones orbitales de la estación MIR: comprender y poder contrarrestar los efectos adversos sobre el organismo de un largo viaje (cerca de un año)en microgravidez.
Excentricidad es un cálculo que ilustra, para facilitar la comparación entre diversos cuerpos, la magnitud de la elipsidad de sus órbitas. Se obtiene restando el perihelio al afelio y dividiendo el resultado por el afelio. Por ejemplo, Mercurio, el más excéntrico de los planetas interiores: 70.000.000 - 55.000.000 = 15.000.000 / 70.000.000 = 0,2

Sublimación: cambiar de sólido a gas sin pasar por el estado líquido. La sublimación ocurre por un gran aporte de calor o por falta de presión.

Rayos cósmicos: son generalmente protones, neutrones, núcleos atómicos, neutrinos o fotones extremadamente energéticos emitidos por las estrellas de nuestra galaxia (incluyendo al Sol) o desde fuera de ésta. Millones de ellos nos atraviesan cada segundo. Su energía se mide en electrón-volt (eV).

LA MATERIA

¿De qué están hechas las cosas?

Saber cuáles son las fuerzas que gobiernan al universo y la naturaleza física de la materia que forma las cosas fueron tempranas interrogantes en las mentes de los seres humanos.
La materia fue durante largos milenios un misterio que aparentemente sólo dioses y espíritus podían aclarar: su origen y naturaleza han sido esclarecidos sólo en los dos últimos siglos y aún queda mucho por descubrir. En ese sentido, los físicos disponen hoy en día de herramientas tecnológicas (aceleradores de partículas para descubrir nuevas elementos y partículas subatómicas) y de teorías matemáticas cada vez más poderosas. 

Los comienzos

Para Tales de Mileto -basado en los relatos de Homero- el océano era la fuente de todas las cosas. Anaxímenes pensó que el aire, al dispersarse, daba lugar al fuego y, al condensarse, a la tierra y al agua.
En el 450 antes de JC, Leucipo de Mileto y su discípulo Demócrito de Abdera consideraron que no se podía dividir la materia indefinidamente: había un límite compuesto por unas diminutas partículas que llamó “átomos” (indivisibles). Creían que la combinación de los átomos en órdenes diversos producía todos los compuestos de la naturaleza.
Sin embargo, por el 430 antes de JC, el griego Empédocles de Agrigento llegó a la conclusión de que la Tierra (es decir la materia) estaba formada por las mismas cuatro sustancias básicas que describió Anaxímenes.
Un siglo después, Aristóteles supuso que el cielo era un quinto elemento: el “éter”. La fama de éste sabio y la concordancia de sus ideas con el posterior cristianismo hicieron que el “atomismo” de Demócrito sobrevivieran sólo en los escritos de Epicurio de Samos y del latín Lucrecio, en su poema “Sobre la naturaleza de las cosas”, escrito el año 60 antes de JC. Sólo siglos después, la historia los reconoció.
En la edad media, los alquimistas, combinando una buena experimentación con charlatanería y creencias a veces absurdas, pensaban que “lo metálico” de la materia se explicaba por el mercurio y la “combustibilidad”, por el azufre.
En el siglo XVI, el alquimista suizo Paracelso agregó que la sal (cloruro de sodio, NaCl), considerada como un elemento, confería la resistencia al calor...
La alquimia es conocida por su afanosa búsqueda de la “piedra filosofal”: se creía que restándole o aumentándole a un elemento una cantidad justa de otro, se le cambiaba su naturaleza. El gran sueño (nunca logrado) era convertir el plomo (o cualquier otro metal) en oro agregándole una cantidad justa de mercurio. Con esos experimentos, que a menudo eran vistos como al filo de la brujería, fueron descubiertos casualmente compuestos muy importantes como los ácidos minerales (nítrico, clorhídrico y sulfúrico) o el fósforo, lo que significó grandes avances, puesto que hasta ese entonces sólo se conocía al ácido acético (del vinagre).
Gracias a los nuevos ácidos, era posible obtener varios metales a partir de tierras sin tener que llegar a altas temperaturas.
Señalemos que el mismísimo Isaac Newton se dejó tentar por la alquimia y su misticismo.
En 1661, el inglés Robert Boyle sentó las bases de la química moderna. En su libro “El químico escéptico” estableció el primer criterio moderno para definir a un elemento: “una substancia básica que puede combinarse para formar compuestos y que no puede descomponerse en una substancia más simple, una vez aislada de un compuesto”. Sin embargo Boyle conservaba una visión medieval y seguía creyendo que se podía obtener oro a partir de otros elementos.
Un siglo después de Boyle, los trabajos de Henry Cavendish (famoso por descubrir la constante gravitacional) descubrió que dos gases, el hidrógeno y el oxígeno, se podían para formar agua. Su hallazgo causó un gran escándalo ya que destruía la idea del agua como elemento.
Hacia 1780, el químico francés Lavoisier (quien fuera guillotinado durante la revolución francesa), además de descubrir que el aire se descomponía en oxígeno y nitrógeno, había establecido una lista de cerca de 30 elementos.

De la alquimia a la relatividad

Los pioneros del siglo XVIII introdujeron nuevos métodos de trabajo, apartando la especulación filosófica: se privilegió la observación y la experimentación; se provocaban los fenómenos y se establecían leyes generales que podían ser validadas o rechazadas por nuevas experiencias. Apareció así el método científico moderno.
También se comenzó a entrever un nuevo concepto: la energía. Conocida como calor (“fluido calórico”) y luego como trabajo mecánico, fue finalmente llamada energía potencial, la cual puede convertirse en calor o trabajo.
Las nociones de energía y materia permanecieron separadas durante dos siglos hasta que, a comienzos del siglo XX, Albert Einstein y otros físicos demostraron que masa y energía son una sola entidad, la esencia fundamental de la realidad.
Es la relatividad, según la cual una cantidad de materia puede convertirse en una enorme cantidad de energía (y viceversa, es decir que a altas energías, las partículas aumentan de masa). Es así como se explica la enorme energía de las reacciones nucleares, lo que condujo a las tristemente famosas bombas atómicas. 
A comienzos del siglo XX, la física cuántica consideró que la radiación electromagnética (como la luz) está asociada a granos de materia llamados fotones.

El átomo y los elementos

A pesar de haber sido descartado durante siglos por la iglesia, el atomismo de Demócrito nunca fue desechado por completo. El filósofo italiano Giordano Bruno, atomista, fue quemado por herejía en 1600 por atreverse a decir que el universo, infinito, estaba poblado de estrellas que no eran más que otros soles, alrededor de los cuales podían orbitar otros planetas (los que hoy llamamos exoplanetas). Desde ese entonces, Bruno es un símbolo y un mártir de la independencia de la ciencia respecto del poder político y los dogmas religiosos. 
Hacia fines del siglo XVIII, era cada vez más claro que los compuestos estaban formados por elementos más simples, cuyas proporciones se conocían muy bien. Después de reunir los conocimientos de la época, el químico John Dalton, en 1808, publicó tales avances. Pero el conjunto sólo tenía sentido si se consideraba que los elementos estaban constituidos por cuerpos de diverso peso (como es el caso del hierro, del azufre, etc.) e indivisibles, que Dalton llamó átomos en honor a los visionarios griegos atomistas.
También en esos años, el químico italiano Amadeo Avogadro, aplicando la teoría atómica a los gases, descubrió que dos volúmenes iguales de gases de cualquier naturaleza tenían siempre el mismo número de partículas. Al principio pensó que eran átomos, pero pronto se comprobó que podían ser grupos de átomos o “moléculas”.
Sin embargo, en esa época no era posible medir con precisión el peso atómico de los elementos y las moléculas. Pasaron largos años hasta que así fuera, llegando finalmente hasta la elaboración de la tabla periódica, o sea la sistematización del peso atómico y las características químicas de los elementos. Desde ese entonces, se han seguido descubriendo o creando (no los hay en la naturaleza) nuevos elementos cada vez más pesados, algunos de ellos radioactivos, pues sus núcleos tan pesados son inestables. Son justamente la radioactividad y las contradicciones entre la cantidad de carga electromagnética y el peso atómico las que condujeron a la comprensión de la estructura de las partículas que componen el átomo, las llamadas partículas subatómicas. 

¿Qué es y cómo es un átomo?

Entender su estructura no fue fácil.
Cuando se colocaba a los elementos en la tabla periódica, no se sabía exactamente porqué “calzaban” justo en grupos con determinadas propiedades. La respuesta vino del descubrimiento de los electrones por J. Thomson, después de experimentar con tubos catódicos (de vacío) recién perfeccionados. Sin embargo, Thomson pensaba que los electrones estaban arracimados en un cuerpo principal con carga positiva, lo que, como veremos, era falso.
Los electrones eran el único flujo de partículas conocido a comienzos del siglo XX; eran llamados partículas “beta”. Debido a su pequeña masa, penetraban muy bien los obstáculos (delgadas placas metálicas). Sin embargo, en los años 1910, el inglés Ernest Rutherford y los esposos franceses Pierre y Marie Curie (los descubridores, junto a Henri Becquerel de la radioactividad natural) detectaron nuevas partículas, menos penetrantes que los electrones, emitidas por las substancias radioactivas. Fueron llamadas “alfa” (luego Rutherford averiguó que eran núcleos de helio, es decir dos protones y dos neutrones juntos, gracias a un análisis espectroscópico).
Al pasar cerca de un campo magnético, alfas y betas eran desviadas de distinta forma, lo que probaba que poseían masas y cargas distintas.
Pero hubo más: Rutherford detectó unas radiaciones a la salida de los tubos catódicos cuya carga era igual a la del electrón, pero positiva: salían en dirección opuesta a los electrones y un campo magnético actuaba sobre ellos al revés que con éstos. Atravesaban fácilmente la materia. Pronto se vio que eran partículas subatómicas y fueron llamados protones, es decir “lo primero”. Sin embargo, no era tan fácil arrancar protones del átomo como electrones. Se supuso que éstos estaban en la parte exterior y los protones, en un núcleo más difícil de alcanzar, de carga positiva y con casi toda la materia.
Luego Rutherford, usando unas placas fotográficas detrás de placas metálicas (oro y aluminio) bombardeadas por partículas alfa, descubrió que los átomos estaban compuestos principalmente de vacío, puesto que las placas eran fácilmente atravesadas: sólo escasas partículas alfa interactuaban con los núcleos de los metales. 
Pero quedaba el problema de la masa: el núcleo del helio, si bien tenía una carga positiva dos veces mayor que la del hidrógeno, su masa era cuatro veces mayor. Y así era el caso de todos los elementos: tienen menos protones (carga positiva) que los que su masa indica.
La respuesta vino de la radioactividad, específicamente de los isótopos. Algunos de ellos emitían partículas y después cambiaban de lugar en la tabla periódica: en 1913 se demostró que cuando un átomo emitía una partícula alfa (dos protones y dos neutrones), se transformaba en un elemento dos lugares más abajo en la tabla. Si, en cambio, emitía una beta (en electrón), ocupaba un lugar inmediatamente superior.
Fue hacia 1930 que finalmente la explicación llegó: fue descubierto el neutrón, una partícula de gran poder penetrador, sin carga y con masa similar a la del protón.
El neutrón permitía explicar los pesos atómicos y los isótopos. Había nacido la física nuclear. Lo que sucedió después tiene que ver con aplicaciones mortíferas de la fisión nuclear con mortíferas bombas y una cuestionada fuente de energía. 
Hoy sabemos que el átomo es el elemento constitutivo de la materia. Está compuesto por un núcleo con protones de carga positiva (p+) y neutrones sin carga (n) cuyas masas son similares: 1,64x 10-24g. El núcleo está rodeado por electrones (e-) de carga negativa, que equilibran la carga del átomo. Como la masa de los electrones es 1/1836 veces la de los protones, se les puede despreciar para calcular el peso específico de un elemento o molécula.
Los protones son estables. Los neutrones aislados, en cambio, decaen espontáneamente al cabo de 10 minutos, porque les es energéticamente favorable. Este decaimiento o desintegración genera un positrón (p+), un electrón (e-) y un neutrino (v?). Las leyes de la conservación de la carga obligan a que junto al protón se produzca un electrón, así la carga resultante es nula, como la del neutrón.
Las partículas subatómicas y la física cuántica
Los conocimientos actuales de la materia son mucho más difíciles de explicar. Con el descubrimiento de los rayos cósmicos, los ciclotrones y los modernos y gigantescos aceleradores de partículas, han aparecido numerosas nuevas partículas, algunas de las cuales viven sólo millonésimas de segundo: interactuan con la materia, aniquilándose apenas son creadas. Es el caso de, por ejemplo, el antielectrón, llamado positrón o del antiprotón. 
La explicación del origen del universo, del funcionamiento de las estrellas y del futuro del universo se hallan en las pequeñas fracciones de la materia. Es como una paradoja: para conocer lo infinitamente grande, hay que sumergirse en lo infinitamente pequeño.

Los estados de la materia

La materia puede presentarse bajo varias formas o estados, dependiendo de la temperatura y de la presión.
En el estado sólido, compacto y coherente, los átomos están ordenados y ocupan posiciones determinadas geométricamente, aunque están animados por movimientos (vibraciones) que son proporcionales a la temperatura. No se debe confundir a los cristales, sólidos perfectos, con el llamado “estado amorfo”: es el caso del vidrio, que no es más que un líquido cuya gran viscosidad lo hace parecer sólido.
El estado líquido es el intermediario entre el sólido y el gaseoso. Los átomos pueden moverse unos respecto de otros pero en forma limitada. Un líquido adquiere la forma del recipiente que lo contiene y su superficie libre es horizontal. En la Tierra, hay dos líquidos en grandes cantidades: el agua y el petróleo. Los únicos elementos en forma líquida son el mercurio y el bromo. Todos los demás líquidos son fabricados.
El que sigue es el estado gaseoso. Es el mejor conocido de todos. Ocurre cuando la temperatura es tal que las moléculas se mueven constantemente unas respecto de otras, chocando varios miles de millones de veces por segundo. El conjunto de esos choques sobre un elemento de pared se traduce en la presión.
Los gases son elásticos, comprimibles y menos densos que los sólidos y los líquidos. Cuando un gas ocupa un espacio muy grande, el recorrido promedio de las moléculas aumenta y su presión disminuye.
El cuarto estado de la materia es llamado plasma. Es un conjunto de partículas electrizadas (electrones e iones positivos) obtenido a más de 3000 °K. Las estrellas están constituidas por plasma que alcanza hasta 60.000 °K.
Reacciones termonucleares: a una temperatura de 10 millones de grados Kelvin, los núcleos de hidrógeno (que son en realidad protones) logran superar su repulsión electromagnética debido a la intensa agitación térmica y se fusionan en núcleos atómicos más pesados, como el helio. El proceso libera una cantidad enorme de energía, pues la masa final del nuevo núcleo es inferior a la que se utilizó para crearlo: se ha transformado en energía, en virtud de la ecuación de Einstein: E = mc2.
Isótopos: viene del griego Iso y Topos, el “mismo lugar”. Son todos los miembros de una familia de sustancias que ocupan el mismo lugar en la tabla periódica. Algunos pueden ser estables y otros, emitir radiaciones. Los núcleos con una cantidad igual de protones son isótopos. Los núcleos con número igual de neutrones (por ejemplo en hidrógeno 2 y el helio 3, cada uno de ellos con un protón) son isótanos.
Los núcleos de igual masa (como el calcio 40 y el argón 40) son isóbaros.
Fisión nuclear: en la fisión nuclear, al contrario de la fusión, son los núcleos atómicos pesados e inestables los que al fisionarse, se convierten en dos núcleos más ligeros. La masa de éstos es menor que la original, es decir que ha sido transformada en energía, como lo dice la ecuación de Einstein, E = mc2.

Rayos cósmicos: son partículas muy energéticas provenientes del espacio profundo. Pueden ser electrones, positrones o núcleos más pesados. Cuando chocan con la atmósfera o la superficie de la Tierra, ceden su enorme energía cinética generando una gran cantidad de partículas secundarias. Recientemente se han descubierto partículas que poseen la energía de una pelota de tenis servida por un “top ten”. Su origen aún no ha sido esclarecido.

Mensa - La Mesa, Monte Mesa

Esta es la única constelación que se refiere a un lugar material concreto. Primero fue bautizada como Mons Mensa por Nicolas-Louis de Lacaille, por el Monte Mesa, al sur del cabo de Buena Esperanza, en Sudafrica, donde trabajaba. Ideó esta pequeña constelación partiendo de estrellas entre la Gran Nube de Magallanes y el Octante.
Mensa, sin estrellas brillantes, es poco interesante, aparte de las bondades de la Gran Nube de Magallanes, del mismo modo que el monte Mesa a veces se oculta en las nubes.
Alpha Mensae es una estrella enana que tiene magnitud aparente de 5,1. Está relativamente cerca ya que su luz tarda sólo 28 años en alcanzarnos.
Beta Mensae es una débil estrella de magnitud 5,3 que está muy cerca de la Gran Nube de Magallanes y se ubica a 155 años luz.

OBSERVACIÓN DE MERCURIO Y VENUS

Al estar más cerca del Sol que nosotros, nunca vemos a Mercurio y Venus demasiado lejos de aquél. Venus no puede estar a más de 47° y mercurio a más de 28° del Sol. Cuando sus órbitas se encuentran al este del Sol, Venus y Mercurio se ven por la noche en el firmamento occidental después del crepúsculo: son las "estrellas vespertinas".
Por el contrario, si están al oeste del Sol, aparecen poco antes del alba, saliendo por el este no mucho antes de que salga el Sol: son las "estrellas matutinas". 
Pareció natural para los antiguos observadores pensar que estaban frente a dos estrellas diferentes. Pero Pitágoras, quizá informado por los babilonios, supuso que se trataba de los mismos.
Venus es mucho más fácil de observar: está más cercano a la Tierra: cuando estamos en el mismo lado del Sol, apenas 40 millones de km. (100 veces la distancia a la Luna) nos separan. De Mercurio, la distancia más pequeña que nos separa alcanza los 92 millones de km. Venus es también más grande que Mercurio (12.400 v/s 4.825 km. de diámetro) y refleja más luz gracias a las nubes de su atmósfera. Mercurio, como la Luna, sólo tiene rocas desnudas para reflejar la luz del Sol.
Venus, en su momento más brillante, tiene una magnitud de -4,22. Es 12,6 veces más brillante que Sirio (la estrella más luminosa) y el objeto más brillante fuera del Sol y la Luna. Mercurio sólo tiene una magnitud de -1,2, casi tan brillante como Sirio. La proximidad de Mercurio con el Sol hace que sólo sea visible cerca del horizonte y cuando el firmamento está aún brillante: a pesar de su brillo resulta difícil de observar. Dicen que el mismo Copérnico nunca llegó a observarlo.
El hecho que estos dos planetas se encuentren siempre cerca del Sol y oscilen de un lado a otro de éste hizo suponer a Heráclides, el 350 antes de Cristo, que rodeaban al Sol más que a la Tierra. Diecinueve siglos después, Copérnico volvió a sugerir la idea, pero respecto de todos los planetas del Sistema Solar. El 11 de diciembre de 1610, Galileo, observando Venus a través de su telescopio, vio una esfera iluminada sólo en parte. Tras repetir la observación, concluyó que eran fases, como las de la Luna. Mercurio mostró fases también. Al no poder explicarlas con el modelo geocéntrico vigente, éste fue abandonado definitivamente por los astrónomos serios pero no por la Iglesia Católica, la que persiguió fanáticamente a aquellos que discrepaban de la idea de una Tierra centro del universo (y el Hombre dueño de ella) por la "voluntad de Dios". 

MERCURIO

El más cercano al Sol de todos los planetas, orbita a sólo 58 millones de kilómetros (0,387 UA) de distancia en promedio, en un recorrido muy excéntrico: una máxima y una mínima de 70 y 55 millones de km., respectivamente. A tan poca distancia, el campo gravitatorio del Sol actúa como una traba, del mismo modo que la Tierra con la Luna: provoca una disminución de la velocidad de rotación (59 días) en comparación con la traslación (88 días): Mercurio, cuyo diámetro es de 4.825 kilómetros, da tres giros sobre sí mismo en dos giros alrededor del Sol. Su día solar es entonces de 176 días terrestres, dos veces más largo que su año. Esto explica la enorme diferencia de temperatura entre la cara iluminada (450°C o 720°K) y la oscura (-170°C o 100°K).
Desde la superficie de Mercurio, el Sol se ve dos veces y media más grande en el cielo y su intensidad, 6 veces mayor que en la Tierra. La gran velocidad de traslación mercuriana (47,9 km/segundo promedio, la más alta del Sistema Solar) aumenta en el perihelio (más cerca del Sol), respetando las leyes de Képler. Esto crea un curioso fenómeno para un observador que estuviera en su superficie: el Sol se detendría en el cielo, retrocedería y luego volvería a ir en el sentido correcto.
A causa de su cercanía con el Sol (nunca está a más de 27 grados de aquél), es de difícil observación. Los mejores telescopios se encandilan con la intensa luz solar y no alcanzan una buena resolución (ver observación de Mercurio y Venus).
Aún desconocido
Mercurio es, junto a Plutón, el planeta menos explorado del Sistema Solar. La sonda Mariner X, lanzada el 3 de Noviembre 1973 pasó cerca de Venus, el 5 de Febrero 1974, usando por primera vez la asistencia gravitacional, una estrategia que todas las sondas posteriores adoptaron: se aprovecha la fuerza de atracción de un planeta para desviar, frenar o acelerar una sonda que pase a proximidad.
Tras su primer vistazo del 29 de marzo, a 718 km. de distancia y con una resolución de 1,5 km., Mariner X se colocó en una órbita de 176 días (el doble del año de Mercurio) alrededor del Sol. El 21 Septiembre del mismo año pasó a 48.000 km. y el 16 Marzo 1975, a sólo 330 km., enviando por última vez señales: había agotado su combustible. Cartografió sólo un 45 % de la superficie mercuriana, con instrumentos hoy en día obsoletos. Por eso, las futura misión Mercury Orbiter es esperada con expectación por los planetólogos, quienes podrían aclarar, de paso, la última polémica surgida: la probable existencia de agua (en fase sólida o hielo) en las oscuras y frías grietas de los polos, detectada por los radares de Goldstone, Arecibo y el VLA (very large array).
La sobreabundancia de hierro (Mercurio tiene una densidad de 5,4, la segunda del Sistema Solar después de la Tierra) podría deberse a dos razones: la primera es que, de acuerdo a la teoría del origen del Sistema Solar, el viento solar fue muy intenso durante la fase de acreción de los planetesimales y redujo la cantidad de elementos volátiles (carbono, nitrógeno, sodio, potasio) disponibles.
La otra razón sería el impacto catastrófico de un enorme meteorito, el que arrancó las 3/4 partes del manto de rocas livianas.

Una débil atmósfera

La superficie de Mercurio es, a primera vista, parecida a la lunar: muchos impactos de meteoritos demuestran una inexistencia de actividad geológica desde hace a lo menos 3,9 mil millones de años, el récord del Sistema Solar. Hay además unos acantilados de más de 160 km. de largo y 2,5 km. de profundidad.
Sin embargo, Mercurio tiene una débil atmósfera cuyo origen es objeto de un intenso debate, pues se creía que las altas temperaturas otorgaban a las partículas una velocidad superior a la de escape, saliendo al espacio. Algunos piensan que 
El enigmático campo magnético de Mercurio, aunque cien veces menor que el de la Tierra, es el segundo mayor de los planetas telúricos. Su presencia significa que el núcleo de hierro está en estado líquido y animado por movimientos de circulación que crean dicho campo por "efecto dínamo", lo que se contradice con la aparente solidificación geológica del planeta. Es probable que una proporción de azufre en el núcleo ayude a rebajar un poco la temperatura de fusión del hierro y así permitir que existan corrientes que generen el mencionado efecto dínamo.
La interacción entre este campo y el viento solar (diez veces más denso que el que llega a la Tierra) resulta en un dinamismo y turbulencias únicos en el Sistema Solar: se dan excelentes condiciones para estudiar el plasma, llamado también el "cuarto estado de la materia", gracias a tormentas magnéticas muy breves (unos minutos y no horas como aquí) y diez veces más violentas que las terrestres (las llamadas auroras boreales). Se cree que durante las fuertes tormentas solares o durante el perihelio, las partículas ionizadas, muy energéticas, logran atravesar el campo magnético e impactan la superficie de Mercurio, eyectando nuevas partículas que son atrapadas por dicho campo. Se crean además fuertes corrientes eléctricas superficiales y/o internas.
Excentricidad es un cálculo que ilustra, para facilitar la comparación entre diversos cuerpos, la magnitud de la elipsidad de una órbita. Se obtiene restando el perihelio al afelio y dividiendo el resultado por el afelio. Por ejemplo, Mercurio, el más excéntrico de los planetas interiores: 70.000.000 - 55.000.000 = 15.000.000 / 70.000.000 = 0,2

Viento Solar: Está compuesto por partículas (protones en su mayoría) expulsadas a gran velocidad (200 a 400 km/s) de las estrellas a causa de la gran temperatura de su corona. Posee una densidad de cerca de 10 iones por metro cúbico. Este viento sopló la nube de polvo original, dejando visible el disco de acreción. Sin el campo magnético de la Tierra que nos protege, el viento solar ionizaría las moléculas de nuestros tejidos, dañándolos.
Ionización: es la pérdida o la adquisición de electrones por parte de un átomo o una molécula. El resultado es un desbalance en la carga eléctrica que necesita ser restablecido.

Microscopium - El Microscopio

Ubicada al sur de Capricornio y al este de Sagitario, esta pequeña y débil constelación fue configurada por 
Nicolas-Louis de Lacaille alrededor de 1750. Evoca el crucial invento del microscopio, cuya paternidad se 
atribuye al óptico holandés Zacharias Jannsen, alrededor de 1590, y a Galileo, entre otros.
R Microscopii es una débil estrella Mira variable que tiene un ciclo rápido que dura sólo 4,5 meses, durante el cual baja de magnitud 9,2 a 13,4 y vuelve a subir.

Monoceros - El Unicornio

Mococeros es la terminología latina de la palabra griega que significa "un solo cuerno". Según se cree, la existencia imaginaria del mítico unicornio deriva de una descripción confusa de un rinoceronte.
Es esta una constelación débil creada por el astrónomo alemán Jakob Bartsch alrededor de 1624. Ansiosos de generar un símil invernal al Triángulo de Verano del hemisferio norte, algunos observadores proponen un triángulo de invierno que limita con Betelgeuse (en Orión), Sirius (en Can Mayor) y Procyon (en Can Menor). Monoceros y la franja de la Vía Láctea, llenan el espacio en este triángulo.
M 50 es un hermoso racimo abierto, ubicado a un tercio de la distancia entre Sirius y Procyon, muy fácil de encontrar.
Con un telescopio de 250 mm la Nebulosa del Rosetón (NGC 2237) en forma de anillo y el racimo abierto que contiene (NGC 2244) presenta una escena de espectacular belleza.
El Racimo del Arbol de Navidad (NGC 2264) debe su nombre a su parecido con un abeto navideño.

Musca - La Mosca

Está al sur de la Cruz del Sur y es fácil de ubicar. En 1603, Johann bayer la nombró en su atlas de estrellas como Apis, la Abeja. Años después, Edmond Halley la llamó Musca Apis, la Abeja Mosca, y posteriormente 
Nicolas-Louis de Lacaille la llamó Musca Australis, la Mosca austral, para no confundirla con la mosca en la 
espalda de Aries, el Carnero. Como esta mosca septentrional ya no es una constelación, la Mosca austral paso a ser la Mosca.
Beta Muscae es una elegante estrella doble con dos estrellas de 4ª magnitud que giran una en torno a la otra en un período de cientos de años. El par está a unos 520 años luz de la Tierra. La separación de 1,6 segundos de arco es muy estrecha y es un desafío para un telescopio de 100 mm.
NGC 4372 es un racimo globular que está cerca de Gamma Muscae y sus débiles estrellas se encuentran esparcidas por 18 minutos de arco.
NGC 4833 es un racimo globular débil y grande a menos de un grado de Delta Muscae, es necesario un telescopio de 100 mm o más para separar y distinguir las estrellas del racimo.

LAS NEBULOSAS

El nacimiento de una estrella es un evento aún mal conocido, que ocurre en el corazón de las nebulosas. Éstas son vastas nubes de gases están constituidas principalmente de hidrógeno (70%), helio (28%), óxido de carbono y de polvo interestelar, es decir ínfimas partículas de silicatos y grafito cuyo diámetro no supera los 0,0001 milímetros. Su densidad muy baja: apenas decenas o cientos átomos por cm3.
El espacio contiene innumerables nebulosas que en su interior casi siempre albergan estrellas muy jóvenes, cuya luz se ve difusa y de un intenso color azul. Cuando la radiación de una estrella joven es lo suficientemente intensa, puede arrancarle electrones a los átomos del gas de la nebulosa (los ioniza). El resultado es un intenso color rojo en el caso del hidrógeno, o verde esmeralda en el caso del oxígeno. Este fenómeno es apreciable en la nebulosa Trifide, en la constelación del Sagitario, situada a 3.000 años luz de nosotros, hacia el centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia.

NEPTUNO 

Al menos en sus dimensiones, Urano y Neptuno pueden ser considerados planetas gemelos, con 53.000 y 51.000 km. de diámetro respectivamente y una naturaleza gaseosa y helada (-210°C o 63°K). 
En el volumen de Urano cabe 67 Tierras mientras que en el de Neptuno, 57. Neptuno es sin embargo más denso que su hermano (1,66 contra 1,27) ya que está compuesto principalmente de metano (CH4), un gas más denso que el hidrógeno. Así, si Urano es 14,5 veces más masivo que la Tierra, Neptuno lo es 17 veces.
Orbitando a 4.500.000.000 km. del Sol en promedio (30 UA), su traslación demora casi 165 años. Es un mundo helado, oscuro, donde el Sol, que se ve como una estrella apenas más brillante que las demás, entrega 900 veces menos luz que en la Tierra.

Descubierto por cálculos

Pocos años después de ser descubierto Urano, su órbita comenzó a presentar irregularidades respecto de los cálculos preestablecidos. A partir de 1821 el astrónomo francés Alexis Bouvard intentó calcular las perturbaciones producidas por los demás planetas conocidos. Pero Urano se mostraba rebelde y se apartaba de toda predicción. Bouvard concluyó, como muchos otros, que debía haber un planeta más allá. 
A partir de 1841 y en forma independiente, un estudiante de matemáticas inglés de sólo 22 años, John Couch Adams y un francés, Joseph Leverrier, ubicaron la posición teórica del misterioso desconocido. Sin embargo, mientras Adams no fue tomado en serio por sus compatriotas, Leverrier fue ayudado por el alemán Johann Galle, quien justo tenía un nuevo mapa de la región celeste en que supuestamente estaba el nuevo planeta. La noche del 23 septiembre 1846, tras apenas una hora apuntando con su telescopio, Galle y su ayudante Heinrich D'Arrest vieron por primera vez un objeto de octava magnitud que no figuraba en el mapa. Fue bautizado Neptuno, como el dios del mar, por su color verdoso.
Tres semanas después de ser visto por primera vez, se le descubrió un satélite, llamado Tritón, como un hijo de Neptuno: es un gran cuerpo de 2700 km. de diámetro que orbita en forma retrógrada (por razones desconocidas) a 365.000 km. del centro de Neptuno, una distancia apenas mayor a la de la Luna respecto de la Tierra. Sin embargo, a causa de la gran atracción gravitatoria de Neptuno, su velocidad es mayor: su traslación tarda sólo 5,8 días, una quinta parte de la lunar. Tritón es el único satélite de grandes dimensiones y cercano a su planeta con una órbita retrógrada en todo e Sistema Solar. No fue sino hasta 1949 que Gerard Kuiper, el astrónomo que dedujo el origen de los cometas de corto período, descubrió un segundo satélite neptuniano, Nérida, el más excéntrico de los satélites del Sistema Solar: su distancia al centro de Neptuno va desde 1.420.000 km. hasta 9.982.000 km. (!) y completa su traslación en 365,21 días, casi un año terrestre.

El último en ser visitado

Hasta que la sonda Voyager 2 lo alcanzara en 1989, rozando su polo norte a apenas 5.000 km., se sabía muy poco de Neptuno, a causa de la enorme distancia que nos separa. Al pasar tan cerca, dicha sonda mostró que su atmósfera está en constante y rápido movimiento: estrías y turbulencias gigantescas se desplazan a 1000 km/hora en sentido contrario a la rotación del planeta. Existe una mancha llamada la Gran Mancha Oscura, cuyo diámetro es igual al de la Tierra.
Neptuno posee un sistema de seis anillos, débiles y aparentemente discontinuos a causa de las perturbaciones de los seis pequeños satélites (no más de 150 km. de diámetro) que orbitan junto a ellos.
Tritón, en tanto, tiene varios rasgos interesantes: la sonda Voyager 2 pasó a sólo 39.000 km. de su superficie: fotografió su casquete polar norte cubierto de hielo de metano y nitrógeno. La temperatura de Tritón (-235°C o 38°K) es la más fría del Sistema Solar. Existen extraños cráteres de los que surge una substancia oscura: las mareas gravitacionales del cercano Neptuno deben tironear el interior de su satélite, calentándolo, produciendo volcanismo y géisers criogénicos, de la misma manera que Júpiter activa a Ío, su sulfuroso satélite, el más activo de todo el Sistema Solar.
Tritón "cae" lentamente hacia Neptuno. Cuando, en 50 millones de años más, aquél llegue a la "zona de Roche", una distancia que equivale generalmente a 2,44 radios ecuatoriales de un planeta, será despedazado por las mareas gravitacionales de Neptuno y convertido en anillos.
Algunos astrónomos creen que la gran inclinación de la órbita de Tritón (20 grados) se explicaría porque es un planetesimal primigenio del Sistema Solar "capturado" por la gravedad de Neptuno tardíamente. Habría permanecido congelado desde entonces. Su examen, como el de los cometas y de los asteroides, será de gran utilidad para conocer mejor la historia remota del Sistema Solar.

Newton, Isaac (1642-1727)

Matemático y físico británico, es considerado uno de los más grandes científicos de la historia. Hizo importantes aportes en muchos campos de la ciencia. Sus descubrimientos y teorías sirvieron de base a la mayor parte de los avances científicos desarrollados desde su época. Newton fue junto al matemático alemán Gottfried Wilhelm Leibniz uno de los inventores de la rama de las matemáticas denominada cálculo. También resolvió cuestiones relativas a la luz y la óptica, formuló las leyes del movimiento y dedujo a partir de ellas la ley de la gravitación universal.
En el verano de 1661, Newton ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge. Recibió su título de bachiller en 1665. Después de una interrupción de casi dos años provocada por una epidemia de peste, volvió al Trinity College, donde le nombraron becario en 1667. Recibió el título de profesor en 1668. Durante esta época se dedicó al estudio e investigación de los últimos avances en matemáticas y a la filosofía natural que consideraba la naturaleza como un organismo cuyo mecanismo era bastante complejo. Casi inmediatamente realizó descubrimientos fundamentales que le fueron de gran utilidad en su carrera científica.

El método de las fluxiones 

Newton obtuvo en el campo de las matemáticas sus mayores logros. Generalizó los métodos que se habían utilizado para trazar líneas tangentes a curvas y para calcular el área encerrada bajo una curva, y descubrió que los dos procedimientos eran operaciones inversas. Uniéndolos en lo que él llamó el método de las fluxiones, Newton desarrolló en el otoño de 1666 lo que se conoce hoy como cálculo, un método nuevo y poderoso que situó a las matemáticas modernas por encima del nivel de la geometría griega.
Aunque Newton fue su inventor, no introdujo el cálculo en las matemáticas europeas. En 1675 Leibniz llegó de forma independiente al mismo método, al que llamó cálculo diferencial; su publicación hizo que Leibniz recibiera en exclusividad los elogios por el desarrollo de ese método, hasta 1704, año en que Newton publicó una exposición detallada del método de fluxiones, superando sus reticencias a divulgar sus investigaciones y descubrimientos por temor a ser criticado. Sin embargo, sus conocimientos trascendieron de manera que en 1669 obtuvo la cátedra Lucasiana de matemáticas en la Universidad de Cambridge.

Óptica 

La óptica fue otra área por la que Newton demostró interés muy pronto. Al tratar de explicar la forma en que surgen los colores llegó a la idea de que la luz del Sol es una mezcla heterogénea de rayos diferentes -representando cada uno de ellos un color distinto- y que las reflexiones y refracciones hacen que los colores aparezcan al separar la mezcla en sus componentes. Newton demostró su teoría de los colores haciendo pasar un rayo de luz solar a través de un prisma, el cual dividió el rayo de luz en colores independientes. Esta es la base de la espectroscopía, desarrollada en el siglo XIX para el estudio de la composición química y naturaleza física de las estrellas.
En 1672 Newton envió una breve exposición de su teoría de los colores a la Sociedad Real de Londres. Su publicación provocó tantas críticas que confirmaron su recelo a las publicaciones por lo que se retiró a la soledad de su estudio en Cambridge. En 1704, sin embargo, publicó su obra “Óptica”, en donde explicaba detalladamente su teoría.

Principios elementales 

En agosto de 1684 la soledad de Newton se vio interrumpida por la visita de Edmund Halley (el mismo que reconoció el cometa que lleva su nombre) un astrónomo y matemático con el que discutió el problema del movimiento orbital. Newton había estudiado la ciencia de la mecánica como estudiante universitario y en esa época ya tenía ciertas nociones básicas sobre la gravitación universal. Como resultado de la visita de Halley, volvió a interesarse por estos temas.
Durante los dos años y medio siguientes, Newton estableció la ciencia moderna de la dinámica formulando las tres leyes del movimiento. Aplicó estas leyes a las leyes de Kepler sobre movimiento orbital (formuladas por el astrónomo alemán Johannes Kepler) y dedujo la ley de la gravitación universal. Probablemente, Newton es conocido sobre todo por su descubrimiento de la gravitación universal, que muestra como a todos los cuerpos en el espacio y en la Tierra les afecta la fuerza llamada gravedad. Publicó su teoría en “Principios matemáticos de la filosofía natural” (1687), obra que marcó un punto de inflexión en la historia de la ciencia, y además consiguió que su autor perdiera su temor a la publicación de sus teorías.
La aparición de “Principios” también implicó a Newton en un desagradable episodio con el filósofo y físico Robert Hooke. En 1687 Hooke afirmó que Newton le había robado la idea central del libro: que los cuerpos se atraen recíprocamente con una fuerza que varía inversamente al cuadrado de su distancia. Sin embargo, la mayor parte de los historiadores no aceptan los cargos de plagio de Hooke.
En el mismo año de 1687, Newton apoyó la resistencia de Cambridge contra los esfuerzos del rey Jacobo II de Inglaterra para convertir la universidad en una institución católica. Después de la Gloriosa Revolución de 1688, que expulsó a Jacobo de Inglaterra, la universidad eligió a Newton como uno de sus representantes en una convocatoria especial del Parlamento británico. Los cuatro años siguientes fueron de gran actividad para Newton, que animado por el éxito de “Principios”, trató de compendiar todos sus primeros logros en una obra escrita. En el verano de 1693 Newton mostró síntomas de una severa enfermedad emocional. Aunque recuperó la salud, su periodo creativo había llegado a su fin.
Las conexiones de Newton con los dirigentes del nuevo régimen de Inglaterra le llevaron a su nombramiento como inspector y más tarde director de la Casa de la Moneda en Londres, donde vivió hasta 1696. En 1703 fue elegido presidente de la Sociedad Real, un cargo que ocupó hasta el final de su vida. Como presidente, ordenó la inmediata publicación de las observaciones astronómicas del primer astrónomo real de Inglaterra John Flamsteed. Newton necesitaba estas observaciones para perfeccionar su teoría lunar; este tema le proporcionó ciertos conflictos con Flamsteed.
Newton también se implicó en una violenta discusión con Leibniz acerca de la prioridad de la invención del cálculo. Utilizó su cargo de presidente en la Sociedad Real para que se formara una comisión que investigara el tema y él, en secreto, escribió el informe de la comisión que hacía a Leibniz responsable del plagio. Newton incluso recopiló la relación de acusaciones que la sociedad había publicado. Los efectos de la disputa se alargaron casi hasta su muerte.
Además de su interés por la ciencia, Newton también se sintió atraído por el estudio de la alquimia, el misticismo y la teología. Muchas páginas de sus notas y escritos (especialmente en los últimos años de su carrera) están dedicadas a estos temas. Sin embargo, los historiadores han encontrado poca relación entre estas inquietudes y sus trabajos científicos.

Norma - La Escuadra

Esta pequeña constelación se ubica al este de Centauro y del Lobo. En principio, Nicolas-Louis de Lacaille la llamó Norma et Regula, la Escuedra y el Nivel, aludiendo a las herramientas del carpintero. Pero el nivel se ha olvidado y ha quedado como la Escuadra. A su costado se ubica Circinus, el Compás.
Ubicada al sur de la Vía Lactea, Norma presenta buenos campos para los prismáticos, con diversos racimos abiertos. Para ser una constelación pequeña, ha tenido suerte con la aparición de novas: se recuerda una en 1893 y otra en 1920.
NGC 6067 es un pequeño racimo abierto, en el que unos buenos prismáticos nos permiten ver unas 100 estrellas en un campo sorprendente, NGC 6087 es otro de los espectaculares racimos abiertos de Norma.

OCTANS - EL OCTANTE

Nicolas-Louis Lacaille ideó esta constelación del polo sur y la llamó Octans Hadleianus, en homenaje al octante y su inventor. Antecesor del sextante, el octante -inventado por John Hadley en 1730- era un instrumento utilizado para medir la altitud de un cuerpo celeste, un dispositivo básico para que los navegantes estableciesen sus rutas deviaje y los astrónomos orientasen sus observaciones.
Sigma Octantis es la estrella del polo sur.Tiene magnitud 5,4 y es difícil de ubicar a simple vista en una noche oscura, por lo que aunque caracteriza al polo, no es una estrella señalizadora tan adecuada como Polaris.
Los polos celestes se desplazan a medida que el eje terrestre se mueve o balancea como un trompo, durante unos 26 mil años. La vez que Sigma Octantis estuvo más cerca del polo, a menos de medio grado, fue alrededor de 1870. Estará a un grado alrededor del año 2000.
De aquí a unos 3 mil años, el polo se moverá por la Quilla y en 7 mil años pasará cerca de Delta Carinae. En 2ª magnitud, es la estrella más brillante del polo sur de todos los tiempos.

OPHIUCHUS - OFIUCO

Esta constelación cubre una vasta zona del cielo, con varios puntos interesantes, incluyendo algunas de las nubes de estrellas más ricas de la Vía Láctea. Ophiuchus aparece enroscado con Serpens, la Serpiente. Su nombre alude a la palabra griega para "portador de serpiente" y suele identificarse con Asclepio, dios de la medicina.
La leyenda dice que Asclepio supo del poder curativo de las plantas a través de una serpiente. Su talento médico era tal que incluso resucitaba muertos, lo que enfurecía a Hades, dios del mundo subterráneo, el que convenció a su hermano Zeus para que lo matara con un rayo. Más tarde, Zeus lo situó en el cielo en premio a sus habilidades médicas, junto a la Serpiente, su maestra.
El 9 de octubre de 1604, Ofiuco visitó la supernova más reciente de la galaxia. La estrella de Kepler por semanas brilló más que Júpiter.
M 9, 10, 12, 14, 19 y 62, son todos racimos globulares que muestran diversos ejemplos de concentraciones de estrellas. Todas ellas se ven con prismáticos, pero con un telescopio de 150 o más se aprecian bastante mejor.
RS Ophiuchi es una nova recurrente que entró en erupción en 1898, 1933, 1958, 1967 y 1985. Su magnitud va de 11,8 hasta 4,5.
La Estrella de Barnard es una enana roja de magnitud 9,5 y su movimiento aparente es el más grande conocido. A 6 años luz, es la más próxima después del sistema Alpha Centauri.

ORION - ORIÓN

Con distintos nombre en las culturas antiguas, para los griegos Orión era un gigante y un gran cazador. Cuentan que Artemis, diosa de la Luna y de la caza, se enamoró de él y dejó de cumplir su tarea de iluminar el cielo nocturno. Apolo, su hermano gemelo, viendo a Orión nadar en el mar, desafió a su hermana para golpear lo que parecía un punto entre las olas. Artemis le disparó una flecha y le mató. Cuando el mar devolvió el cuerpo de Orión, vió lo que había hecho y desconsolada colocó su cuerpo en el cielo, junto con sus perros de caza. Su pena explica por qué la Luna parece triste y fría.
Orión es espectacular, con Rigel, Betelgeuse y sus tres estrellas en línea brillando en el cielo entre diciembre y abril.
Betelgeuse (Alpha Orionis) es impresionante, variable con magnitud 0,3 a 1,2 en un período de casi 7 años.
Rigel (Beta Orionis) es una potente supergigante, a unos 1.400 años luz de distancia y es 50 mil más luminosa que el Sol.
La Gran Nebulosa (M 42) es un nido de estrellas que se considera una de las más bellas panorámicas que se puedan observar, visible a simple vista con cielo oscuro. Los torbellinos de nebulosidad que presenta se extienden desde su núcleo de 4 estrellas llamado Trapezium y dan fuerza a la nebulosa. Es también llamada nebulosa de Orión.

Pavo - El Pavo Real

Esta es una constelación moderna, creada por Johann Bayer y catalogada en su atlas de 1603. No está lejos del polo sur celeste, al sur de Sagitario y de la Corona Austral.
Su nombre está asociado al pavo consagrado a Hera en la mitología griega. Hera sospechaba que Zeus, su marido, estaba enamorado de la mortal Io y que la había transformado en vaquilla para ocultarla. Hera pidió a Argus Panoptes -un gigante de cien ojos- que vigilara a la vaquilla, pero Zeus pidió a Hermes que lo matara. Enterada Hera de la muerte del gigante distribuyó sus ojos por la cola del pavo en su honor.
Estrella de Pavo (Alpha Pavonis) es una estrella que está a 150 años luz. Se trata de un sistema binario con elementos que giran uno en torno al otro en menos de 2 semanas, pero están demasiado unidos como para distinguirlos con un telescopio.
NGC 6752 es un racimo globular espectacular, que está a 17 mil años luz. Es el tercero en tamaño después de Omega Centauri y 47 Tucanae.
NGC 6744 es una galaxia débil pero hermosa y es una de las espirales con barra más grande de las observadas hasta ahora.

Pegasus - Pegaso

Esta constelación no tiene estrellas brillantes, pero es fácil de localizar pues sus estrellas más luminosas, junto a Alpha Andromedae, forman la Gran Escuadra de Pegaso.
En la mitología griega, cuando Perseo decapitó a la Medusa Gorgona, Pegaso derramó su sangre. Llevado el caballo alado al monte Helicón, una coz suya hizo manar el manantial de Hipocrene, fuente de inspiración de los poetas.
M 15 es uno de los mejores racimos globulares nórdicos y está a 34 mil años luz. Observado con prismáticos parece una parcela nebulosa, pero aperados de un telescopio veremos una obra maestra.
NGC 7331 es la galaxia espiral más luminosa de Pegaso, pero estamos sólo ante una magnitud de 9.
El Quinteto de Esteban es un grupo de galaxias muy débil situado a medio grado de la galaxia NGC 7331.

Perseus - Perseo

Es esta una hermosa constelación que atraviesa la Vía Láctea. Sus estrellas forman un arco entre Casiopea y Capella, en el Cochero.
La proeza más conocida de Perseo, hijo de Zeus y la mortal Danae, fue ultimar a la Medusa Gorgona, una de las tres hermanas, que era tan horrible que sólo con su mirada convertía en piedra a quien la encarara. Usando el escudo de bronce de Ateneo como espejo, logró acercarse lo suficiente para partirle la cabeza y hacer brotar su sangre.
Entre las variables eclipsables, la centelleante Algol es la estrella más conocida. En ciclos de 2 días, 20 horas y 48 minutos su magnitud cae de 2,1 a 3,4 en un eclipse de 10 horas de duración.
M 34 es un brillante racimo abierto ubicado en medio de un rico campo de estrellas. Con prismáticos o telescopio es un panorama atractivo.
El par de racimos abiertos NGC 869 y 884 son espectaculares observados con prismáticos.
Perseids es la denominación de una de las más interesantes lluvias de meteoros procedentes del cometa periódico Swift-Tuttle que alcanza su clímax el 11 y 12 de agosto de cada año.

Phoenix - El Fénix

Símbolo por excelencia del renacimiento, en la mitología griega el Fénix era un ave de extraordinaria belleza que vivió por 500 años. La leyenda dice que había hecho su nido con ramas y hojas aromáticas y lo había ubicado de manera tal de recibir los rayos solares del mediodía, hasta que fue destruido por el fuego. Sin embargo, un pequeño gusano salió entre las cenizas e iluminado por el Sol se transformó en un nuevo Fénix. 
En el antiguo Egipto y en monedas romanas se contemplan representaciones pictóricas de este pájaro milagroso. La idea de este pájaro tiene antecedentes en la antigua China, donde se conocía a un pájaro de fuego llamado Ho-neaou.
SX Phoenicis es el paradigma de una enana Cepheid variable, cuya magnitud va entre 7,1 y 7,5 y repite en 79 minutos y 10 segundos. Aunque los períodos Cepheid son muy exactos, acá la escala varía con un brillo máximo de 6,7. Este cambio se produce pues la estrella tiene dos constelaciones diferentes que evolucionan simultáneamente. La variación de luminosidad es difícil de controlar y necesita de una cuidadosa comparación con las estrellas fronterizas.

Pictor - El Caballete del Pintor

Esta constelación austral fue llamada primero Equuleus Pictoris, el Caballete del Pintor, por Nicolas-Louis Lacaille, y luego su nombre se redujo a Pintor. Está al sur de la Paloma, al lado de la luminosa Canopus, la que opaca su pálido grupo de estrellas.
En 1925 apareció una nova inhabitual, presentándose como una resplandeciente estrella de 2ª magnitud, creciendo su brillo hasta casi llegar a la magnitud 1 y de ahí empezó a decaer, sin abandonar su luminosidad de magnitud 2 hasta 2 meses más tarde.
Beta Pictoris es una estrella de 4ª magnitud ubicada en un disco de polvo y cristales de hielo, lo que quizás sea un sistema planetario en formación. La nebulosa que la envuelve puede verse con telescopios grandes y técnicas especiales.
La Estrella de Kapteyn fue descubierta por el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1897. Está apenas a 12,7 años luz y se desplaza rápidamente entre las lejanas estrellas del fondo, dibujando 8,7 segundos de arco por año, que es la anchura de la Luna cada dos siglos. De magnitud 8,8 es visible con prismáticos.

Pisces - Piscis o El Pez

Por siglos esta poco luminosa constelación ha sido asociada a uno o dos peces. Entre los mitos griegos y romanos, se cuenta que Afrodita y su hijo Heros eran perseguidos por el monstruo Tifón y, ante la inminencia de su captura, se transformaron en peces para huir nadando con sus colas atadas para no separarse.
El anillo de estrellas en el pez occidental se llama el Círculo y está bajo Pegaso. Debajo de Andrómeda se ubica el pez oriental.
En agosto del año 7 a.C. en Piscis hubo una triple conjunción, en la que Júpiter y Saturno se mostraron cerca uno del otro tres veces en un solo año, lo que produjo un panorama inverosímil en el cielo. Este fenómeno es una de las más seguras explicaciones para la famosa Estrella de Belén.
Zeta Piscium es una hermosa estrella doble con magnitud 5,6 y 6,5, con sus elementos separados por 24 segundos de arco.
M 74 es una galaxia espiral vecina a Eta Piscium. A pesar de ser la más luminosa de Piscis, es débil en términos absolutos, por lo que requiere un cielo oscuro y un telescopio de por lo menos 200 mm para visualizarla.
La Estrella de Van Maanen es un raro ejemplo de estrella blanca enana de magnitud 12,2. Se puede observar con un telescopio de 200 mm.
Piscis Austrinus - El Pez austral
Es una constelación fácil de ubicar debido a su única estrella brillante, Fomalhaut, denominada La Solitaria, conocido punto de referencia. Los antiguos persas, la veían como estrella real con el privilegio de ser una de las vigilantes del cielo. 
Algunos de los antiguos atlas muestran al Pez Austral bebiendo el agua que se derrama de la jarra de Acuario. Está ubicada al sur de Acuario y Capricornio.
Relativamente cerca, a 22 años luz, Fomalhaut, de magnitud 1,2, es el doble de grande que el Sol y su luminosidad es 14 veces mayor.
A unos dos grados de arco hacia el sur hay una estrella enana de magnitud 6,5 que aparenta compartir el desplazamiento de Fomalhaut. Están tan separadas que no se las puede asociar a un sistema binario y, tal vez, son supervivientes de algún racimo desaparecido.
Pitágoras (c. 582-c. 500 a.C.), filósofo y matemático griego, cuyas doctrinas influyeron mucho en Platón.
Nacido en la isla de Samos, Pitágoras fue instruido en las enseñanzas de los primeros filósofos jonios Tales de Mileto, Anaximandro y Anaxímenes. Se dice que fue el primero en llamarse a sí mismo “Filósofo” o amante de la sabiduría. Pitágoras habría sido condenado a exiliarse de Samos por su aversión a la tiranía de Polícrates. Hacia el 530 a.C. se instaló en Crotona, una colonia griega al sur de Italia, donde fundó un movimiento con propósitos religiosos, políticos y filosóficos, conocido como pitagorismo.
La filosofía de Pitágoras se conoce sólo a través de la obra de sus discípulos. De sus prédicas no se conserva nada escrito por lo que no se puede decir cuales son ideas realmente suyas.

LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR

Con las radiaciones que el joven Sol comienza a emitir, se inicia un flujo contrario al de las partículas atraídas por gravedad hacia él. Con gran velocidad, energía y hacia todas direcciones, la radiación y las partículas que forman viento solar, comienzan a "despejar" la nube de polvo con la excepción del disco de acreción. Es a partir de esos momentos que la estrella queda directamente visible para los astrónomos (Fig: Jóvenes estrellas con cúmulos de gas).
El disco de acreción es irregular: está fragmentado en zonas más masivas y/o densas, con más atracción gravitatoria, que serán los planetas.
Los fragmentos individualizados del disco de acreción son así soplados con una violencia proporcional a su distancia del Sol.
La distancia al Sol, primera diferenciación
Según aquel modelo aceptado para nuestro Sistema Solar, la composición química de cada uno de los planetas es consecuencia directa de esa distancia: mientras más cerca del Sol, mayor es la proporción de elementos y compuestos más resistentes al flujo de partículas, gracias a su densidad y masa: éstos son hierro, níquel, magnesio y silicatos (rocas a base de silicio), entre otros.
En cambio, los livianos y volátiles hidrógeno, helio, carbono, metano, amoníaco, benceno, además de otros gases inertes son, siempre según el modelo, inexorablemente "barridos" hacia fuera, hasta zonas frías más estables. Casi siempre ausentes en los pequeños planetas internos, son al contrario los componentes principales de los planetas gaseosos y gigantes situados más allá del cinturón de asteroides. Dichos gigantes presentan una estructura interna relativamente idéntica: un núcleo metálico rodeado de rocas y, por encima, hidrógeno, helio y metano, amoníaco, hidrosulfuros y cristales de agua. Los planetas gaseosos son "pesos pesados" cuya gran masa pudo retener esas enormes atmósferas.

Todos diferentes, todos parientes

Pese a sus diferencias, todos los planetas del Sistema Solar son parientes cercanos.
Es, además de la distancia respecto del Sol, la larga historia individual de cada uno de ellos que produjo la significativa heterogeneidad entre, por ejemplo, los planetas llamados "telúricos" o interiores: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Si bien todos ellos están constituidos de metal y silicatos, sus diferentes tamaños, atracciones gravitatorias y distancias al Sol determinan fuertes diferencias en cuanto a atmósferas y morfología superficial. Aún no se sabe si las atmósferas provienen del interior de los planetas, por "desgasificación", o por aporte de cometas.
En cuanto a morfologías, Mercurio por ejemplo, muy pequeño (5 % de la masa de la Tierra) para retener atmósfera, muestra antiquísimos e intactos impactos de meteoritos, que la inexistente erosión nunca borrará. Gracias a esos impactos, se puede trazar la historia de los bombardeos meteóricos: la edad, la frecuencia y los tamaños. Así, la investigación de los cráteres de la Luna entregó valiosas claves sobre las características del aporte de masa que significa dicho bombardeo, es decir la acreción, que aún dura. Hoy no cabe duda que caerán más meteoritos y cometas sobre la Tierra: incluso se han calculado las probabilidades, las que disminuyen a medida que aumenta el tamaño del cuerpo que nos impactará. Un evento de consecuencias locales o globales ocurrirá sin duda, aunque no se sabe si en unos pocos o en millones de años más.
Viento solar: Está compuesto por partículas (protones en su mayoría) expulsados a gran velocidad de las estrellas a causa de la gran temperatura de su corona. Posee una densidad de cerca de 10 iones por metro cúbico. Este viento sopló la nube de polvo original, dejando visible el disco de acreción. Sin el campo magnético de la Tierra que nos protege, el viento solar ionizaría las moléculas de nuestros tejidos, dañándolos.

Desgasificación: llegada a la superficie de los gases atrapados junto a otros elementos por una disminución de la presión.

Platón (c. 428-c. 347 a.C.)

Filósofo griego, uno de los pensadores más creativos e influyentes de la filosofía occidental.
Platón nació en el seno de una familia aristocrática en Atenas. Su padre, Aristón, era al parecer, descendiente de los primeros reyes de Atenas. Perictione, su madre, estaba emparentada con el legislador del siglo VI a.C. Solón. Su padre murió cuando aún era un niño y su madre se volvió a casar con Pirilampes, colaborador del estadista Pericles.
De joven, Platón tuvo ambiciones políticas pero se desilusionó con los gobernantes de Atenas. Más tarde se proclamó discípulo de Sócrates, aceptó su filosofía y su forma dialéctica de debate: la obtención de la verdad mediante preguntas, respuestas y más preguntas. Aunque se trata de un episodio muy discutido, que algunos estudiosos consideran un metáfora literaria sobre el poder, Platón fue testigo de la muerte de Sócrates durante el régimen democrático ateniense en el año 399 a.C. Temiendo tal vez por su vida, abandonó Atenas algún tiempo y viajó a Italia, Sicilia y Egipto.
En el año 387 Platón fundó en Atenas la Academia, institución a menudo considerada como la primera universidad europea. Ofrecía un amplio plan de estudios, que incluía materias como astronomía, biología, matemáticas, teoría política y filosofía. Aristóteles fue su alumno más destacado.
Ante la posibilidad de conjugar la filosofía y la práctica política, Platón viajó a Sicilia en el año 367 a.C. para ser tutor del nuevo gobernante de Siracusa Dionisio el Joven. El experimento fracasó. Platón regresó a Siracusa en el año 361 a.C., pero una vez más su participación en los acontecimientos sicilianos tuvo poco éxito. Pasó los últimos años de su vida dando conferencias en la Academia y escribiendo. Murió próximo a los 80 años en Atenas en el año 348 o 347 a.C.
Obra
Los escritos de Platón adoptaban la forma de diálogos, donde se exponían ideas filosóficas, se discutían y se criticaban en el contexto de una conversación o un debate en el que participaban dos o más personas. El primer grupo de escritos de Platón incluye 35 diálogos y 13 cartas. Se ha cuestionado la autenticidad de algunos diálogos y de la mayoría de las cartas.

Primeros diálogos 

Los diálogos se pueden dividir en tres etapas de composición. La primera representa el intento que hizo Platón de comunicar la filosofía y el estilo dialéctico de Sócrates. Algunos de esos diálogos tienen el mismo argumento. Sócrates se encuentra con alguien que dice saber mucho, manifiesta ser ignorante y pide ayuda al que afirma saber. Sin embargo, conforme Sócrates empieza a hacer preguntas, se hace patente que quien se dice sabio realmente no sabe lo que afirma saber y que Sócrates aparece como el más sabio de los dos personajes porque, por lo menos, él sabe que no sabe nada. Ese conocimiento, por supuesto, es el principio de la sabiduría. Dentro de este grupo de diálogos se encuentran Cármides (un intento por definir la templanza), Lisis (una discusión sobre la amistad), Laques (una búsqueda del significado del valor), Protágoras (una defensa de la tesis de que la virtud es conocimiento y que es posible aprenderla), Eutifrón (una consideración sobre la naturaleza de la piedad), y el libro I de La República (una discusión sobre la justicia).

Diálogos intermedios y últimos 

Los diálogos de los periodos intermedio y último de la vida de Platón reflejan su propia evolución filosófica. Las ideas de esas obras se atribuyen al propio Platón, aunque Sócrates sigue siendo el personaje principal en muchos diálogos. Los escritos del periodo intermedio abarcan los de Gorgias (una reflexión sobre distintas cuestiones éticas), Menón (una discusión sobre la naturaleza del conocimiento), Apología (la defensa que hizo Sócrates de sí mismo durante el juicio en el que fue acusado de ateísmo y corrupción de la juventud ateniense), Crátilo (la defensa de Sócrates de la obediencia a las leyes del Estado), Fedro (escena de la muerte de Sócrates, en la que discute sobre la teoría de las ideas, la naturaleza del alma y la cuestión de la inmortalidad), El Banquete (destacada realización dramática de Platón que contiene varios discursos sobre la belleza y el amor) y La República (máxima obra filosófica de Platón, que es una detallada discusión sobre la naturaleza de la justicia).
Entre los trabajos del último periodo se encuentran Teeteto (una negación de que el conocimiento tiene que ser identificado con el sentido de percepción), Parménides (una evaluación crítica de la teoría de las ideas), Sofista (una reflexión posterior sobre las ideas o las formas), Filebo (discusión sobre la relación entre el placer y el bien), Timeo (ideas de Platón sobre las ciencias naturales y la cosmología), y Leyes (un análisis más práctico de las cuestiones políticas y sociales).

Teoría de las ideas 

En el centro de la filosofía de Platón está su teoría de las formas o de las ideas. En el fondo, su idea del conocimiento, su teoría ética, su psicología, su concepto del Estado y su perspectiva del arte deben ser entendidos desde esta perspectiva.

Teoría del conocimiento 

La teoría de las ideas de Platón y su teoría del conocimiento están tan interrelacionadas que deben tratarse juntas. Influido por Sócrates, Platón estaba persuadido de que el conocimiento se puede alcanzar. También estaba convencido de dos características esenciales del conocimiento. Primera, el conocimiento debe ser certero e infalible. Segunda, el conocimiento debe tener como objeto lo que es en verdad real en contraste con lo que lo es sólo en apariencia. Ya que para Platón lo que es real tiene que ser fijo, permanente e inmutable, identificó lo real con la esfera ideal de la existencia en oposición al mundo físico del devenir. Una consecuencia de este planteamiento fue el rechazo de Platón del empirismo, la afirmación de que todo conocimiento se deriva de la experiencia. Pensaba que las proposiciones derivadas de la experiencia tienen, a lo sumo, un grado de probabilidad. No son ciertas. Más aun, los objetos de la experiencia son fenómenos cambiantes del mundo físico, por lo tanto los objetos de la experiencia no son objetos propios del conocimiento.
La teoría del conocimiento de Platón se expone en La República, en concreto en su discusión sobre la imagen de la línea divisible y el mito de la caverna. En la primera, Platón distingue entre dos niveles de saber: opinión y conocimiento. Las declaraciones o afirmaciones sobre el mundo físico o visible, incluyendo las observaciones y proposiciones de la ciencia, son sólo opinión. Algunas de estas opiniones están bien fundamentadas y otras no, pero ninguna de ellas cuenta como conocimiento verdadero. El punto más alto del saber es el conocimiento, porque concierne a la razón en vez de a la experiencia. La razón, utilizada de la forma debida, conduce a ideas que son ciertas y los objetos de esas ideas racionales son los universales verdaderos, las formas eternas o sustancias que constituyen el mundo real.
El mito de la caverna describe a personas encadenadas en la parte más profunda de una caverna. Atados de cara a la pared, su visión está limitada y por lo tanto no pueden distinguir a nadie. Lo único que se ve es la pared de la caverna sobre la que se reflejan modelos o estatuas de animales y objetos que pasan delante de una gran hoguera resplandeciente. Uno de los individuos huye y sale a la luz del día. Con la ayuda del sol, esta persona ve por primera vez el mundo real y regresa a la caverna diciendo que las únicas cosas que han visto hasta ese momento son sombras y apariencias y que el mundo real les espera en el exterior si quieren liberarse de sus ataduras. El mundo de sombras de la caverna simboliza para Platón el mundo físico de las apariencias. La escapada al mundo soleado fuera de la caverna simboliza la transición hacia el mundo real, el universo de la existencia plena y perfecta, que es el objeto propio del conocimiento.

Naturaleza de las ideas 

La teoría de las ideas se puede entender mejor en términos de entidades matemáticas. Un círculo, por ejemplo, se define como una figura plana compuesta por una serie de puntos, todos equidistantes de un mismo lugar. Sin embargo, nadie ha visto en realidad esa figura.
Lo que la gente ha visto son figuras trazadas que resultan aproximaciones más o menos acertadas del círculo ideal. De hecho, cuando los matemáticos definen un círculo, los puntos mencionados no son espaciales, sino lógicos. No ocupan espacio. No obstante, aunque la forma de un círculo no se ha visto nunca -y no se podrá ver jamás- los matemáticos y otros sí saben lo que es. Para Platón, por lo tanto, la forma de círculo existe, pero no en el mundo físico del espacio y del tiempo. Existe como un objeto inmutable en el ámbito de las ideas, que sólo puede ser conocido mediante la razón. Las ideas tienen mayor entidad que los objetos en el mundo físico tanto por su perfección y estabilidad como por el hecho de ser modelos, semejanzas que dan a los objetos físicos comunes lo que tienen de realidad. Las formas circular, cuadrada y triangular son excelentes ejemplos de lo que Platón entiende por idea. Un objeto que existe en el mundo físico puede ser llamado círculo, cuadrado o triángulo porque se parece (“participa de” en palabras de Platón) a la idea de círculo, cuadrado o triángulo.
Platón hizo extensiva su teoría más allá del campo de las matemáticas. En realidad, estaba más interesado en su aplicación en la esfera de la ética social. La teoría era su forma de explicar cómo el mismo término universal puede referirse a muchas cosas o acontecimientos particulares. La palabra justicia, por ejemplo, puede aplicarse a centenares de acciones concretas porque esos actos tienen algo en común, se parecen a, participan de, la idea de justicia. Una persona es humana porque se parece a, o participa de, la idea de humanidad. Si humanidad se define en términos de ser un animal racional, entonces una persona es humana porque es racional. Un acto particular puede considerarse valeroso o cobarde porque participa de esa idea. Un objeto es bonito porque participa de la idea, o forma, de belleza. Por lo tanto, cada cosa en el mundo del espacio y el tiempo es lo que es en virtud de su parecido con su idea universal. La habilidad para definir el término universal es la prueba de que se ha conseguido dominar la idea a la que ese universal hace referencia.
Platón concibió las ideas de manera jerárquica: la idea suprema es la de Dios, que, como el sol en el mito de la caverna, ilumina todas las demás ideas. La idea de Dios representa el paso de Platón en la dirección de un principio último de explicación. En el fondo, la teoría de las ideas está destinada a explicar el camino por el que uno alcanza el conocimiento y también cómo las cosas han llegado a ser lo que son. En lenguaje filosófico, la teoría de las ideas de Platón es tanto una tesis epistemológica (teoría del conocimiento) como una tesis ontológica (teoría del ser).

Teoría política 

La República, la mayor obra política de Platón, trata de la cuestión de la justicia y por lo tanto de las preguntas ¿qué es un Estado justo? y ¿quién es un individuo justo?.
El Estado ideal, según Platón, se compone de tres clases. La estructura económica del Estado reposa en la clase de los comerciantes. La seguridad, en los militares y el liderazgo político es asumido por los filósofos-reyes. La clase de una persona viene determinada por un proceso educativo que empieza en el nacimiento y continúa hasta que esa persona ha alcanzado el máximo grado de educación compatible con sus intereses y habilidades. Los que completan todo el proceso educacional se convierten en filósofos-reyes. Son aquellos cuyas mentes se han desarrollado tanto que son capaces de entender las ideas y, por lo tanto, toman las decisiones más sabias. En realidad, el sistema educacional ideal de Platón está, ante todo, estructurado para producir filósofos-reyes.
Platón asocia las virtudes tradicionales griegas con la estructura de clase del Estado ideal. La templanza es la única virtud de la clase artesana, el valor es la virtud de la clase militar y la sabiduría caracteriza a los gobernantes. La justicia, la cuarta virtud, caracteriza a la sociedad en su conjunto. El Estado justo es aquel en el que cada clase debe llevar a cabo su propia función sin entrar en las actividades de las demás clases.
Platón aplica al análisis del alma humana un esquema semejante: la racional, la voluntad y los apetitos. Una persona justa es aquella cuyo elemento racional, ayudado por la voluntad, controla los apetitos. Existe una evidente analogía con la estructura del Estado anterior, en la que los filósofos-reyes sabios, ayudados por los soldados, gobiernan el resto de la sociedad.

Ética 

La teoría ética de Platón descansa en la suposición de que la virtud es conocimiento y que éste puede ser aprendido. Dicha doctrina debe entenderse en el conjunto de su teoría de las ideas. Como ya se ha dicho, la idea última para Platón es la idea de Dios, y el conocimiento de esa idea es la guía en el trance de adoptar una decisión moral. Platón mantenía que conocer a Dios es hacer el bien. La consecuencia de esto es que aquel que se comporta de forma inmoral lo hace desde la ignorancia. Esta conclusión se deriva de la certidumbre de Platón de que una persona virtuosa es realmente feliz y como los individuos siempre desean su propia felicidad, siempre ansían hacer aquello que es moral.

Arte 

Platón tenía una idea antagónica del arte y del artista aunque aprobara algunos tipos de arte religioso y moralista. Su enfoque tiene que ver una vez más con su teoría de las ideas. Una flor bonita, por ejemplo, es una copia o imitación de las ideas universales de flor y belleza. La flor física es una reproducción de la realidad, es decir, de las ideas. Un cuadro de la flor es, por lo tanto, una reproducción secundaria de la realidad. Esto también significa que el artista es una reproducción de segundo orden del conocimiento y, en realidad, la crítica frecuente de Platón hacia los artistas era que carecían de un conocimiento verdadero de lo que estaban haciendo. La creación artística, observó Platón, parecía tener sus raíces en una inspirada locura.

Influencia 

La influencia de Platón a través de la historia de la filosofía ha sido inmensa. Su Academia existió hasta el año 529 a.C., en que fue cerrada por orden del emperador bizantino Justiniano I, que se oponía a la difusión de sus enseñanzas paganas. El impacto de Platón en el pensamiento judío es obvio en la obra del filósofo alejandrino del siglo I Filón de Alejandría. El neoplatonismo, fundado en el siglo III por el filósofo Plotino, fue un importante desarrollo posterior de las ideas de Platón. Los teólogos Clemente de Alejandría, Orígenes y san Agustín fueron los primeros exponentes cristianos de una perspectiva platónica. Las ideas platónicas tuvieron un papel crucial en el desarrollo del cristianismo y también en el pensamiento islámico medieval.
Durante el renacimiento, el primer centro de influencia platónica fue la academia florentina, fundada en el siglo XV cerca de Florencia. Bajo la dirección de Marsilio Ficino, los miembros de la academia estudiaron a Platón en griego antiguo. En Inglaterra, el platonismo fue recuperado en el siglo XVII por Ralph Cudworth y otros que se dieron a conocer como la escuela de Cambridge. La influencia de Platón ha llegado al siglo XX de la mano de pensadores como Alfred North Whitehead, que una vez le rindió tributo al describir la filosofía como una simple “serie de anotaciones de Platón”.

PLUTÓN Y CARONTE

El último planeta del sistema solar, situado a 40 UA del Sol, es en realidad un planeta doble: alrededor de Plutón, muy cerca (apenas 19.000 km.), órbita Caronte, cuyo diámetro de 1270 km. es un poco más de la mitad del de Plutón (2320 km.). Están totalmente sincronizados por el fenómeno de "traba gravitacional" por lo que se muestran siempre la misma cara, así como la Luna presenta la misma cara a la Tierra. Sin embargo, la "traba gravitacional" de aquellos va más allá: mientras que nuestro planeta, 80 veces más masivo que la Luna, está provisto de una gran inercia que lo mantiene en rotación, Plutón, apenas 10 veces más masivo que Caronte, está totalmente "bloqueado" mirando a su compañero. El lejano sistema doble posee un movimiento como el de una pesa girando alrededor de un eje situado en el centro del mango.
La influencia de las mareas gravitacionales de su compañero podría causar irregularidades en la superficie del pequeño Plutón, las que se sumarían a cráteres producto de impactos con otros cuerpos.

El último planeta

No fue fácil encontrar a Plutón: un planeta tan lejano tiene una luminosidad tan escasa y una traslación tan lenta que se "pierde" entre miles de estrellas igualmente débiles e inmóviles. Fue descubierto recién el 13 marzo 1930 por el norteamericano Clyde Tombaugh, quien había intuido su existencia por perturbaciones en la órbita de Neptuno. Comparó durante un mes placas fotográficas obtenidas con un telescopio que apuntó al mismo lugar -la constelación de Géminis- de manera de ver un "destello" producido por el nuevo planeta.
Los rasgos más notorios del sistema Plutón-Caronte, además de su lejanía que le confiere a su traslación la eternidad de 247 años, son sin duda la excentricidad y la gran inclinación de su plano orbital respecto de la eclíptica de su órbita: ambas son las mayores del Sistema Solar .
Cuando Tombaugh calculó su órbita y su distancia, se dio cuenta que durante un período de 20 años, Plutón y Caronte estaban más cerca del Sol que Neptuno: durante su perihelio, se hallan a 4.425.000.000 km. y en su afelio, a 7.590.000.000 km. A partir de 1999, volvieron a ser los más lejanos. 
A tal distancia del Sol, la energía que llega a la superficie de Plutón y Caronte es 6000 veces menor a la que nos llega en la Tierra: el astro del día se vería apenas más brillante que las demás estrellas. Las fotos del HST (Hubble Space Telescope) y la exploración radioastronómica indican que estaría compuesto de un núcleo de rocas rodeado de un manto de hielo que le otorgan una densidad de 2 g/cm3. La bajísima temperatura (-230° C o 43° K) permite que se congele el metano, cuyo color aparece rojizo.
Es posible que Plutón y Caronte no sean más que unos satélites de Neptuno arrancados de su órbita por un fenómeno desconocido. Muchos astrónomos creen que no son sino los planetoides más grandes del cinturón de Kuiper, del cual provienen algunos cometas. 
La naturaleza exacta de Plutón, seguirá siendo un misterio: las sondas Voyager no pudieron llegar hasta él.
Excentricidad es un cálculo que ilustra, para facilitar la comparación entre diversos cuerpos, la magnitud de la elipsidad de una órbita. Se obtiene restando el perihelio al afelio y dividiendo el resultado por el afelio. Por ejemplo, Mercurio, el más excéntrico de los planetas interiores: 70.000.000 - 55.000.000 = 15.000.000 / 70.000.000 = 0,2

Eclíptica: es el plano en el cual se mueven todos los demás planetas del Sistema Solar. La órbita de los satélites de los planetas de la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno coinciden con este plano.

PRIMERAS BÚSQUEDAS DE COMUNICACIONES EXTRATERRESTRES

Hacia fines del siglo pasado, una serie de descubrimientos científicos revolucionaron el mundo de la física y, en el caso que nos interesa en éste capítulo, de las comunicaciones. Tales avances servirían de base no sólo para el intercambio de información a distancia, es decir sin cable, en la Tierra, sino que también para la búsqueda de posibles mensajes provenientes de civilizaciones de mundos. Se trataba del nacimiento -mucho antes de la era espacial- de la SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence o búsqueda de inteligencia extraterrestre)
Los pioneros
En 1884, el físico alemán Heinrich Hertz demostró la existencia de las ondas de radio, de naturaleza electromagnética. Pero su temprana muerte, en 1894, le impidió ver la aplicación práctica de su hallazgo, siquiera a nivel de comunicaciones en la Tierra. Sin embargo, dos de sus contemporáneos, el italiano Guglielmo Marconi y el norteamericano (nacido en Serbia) Nikola Tesla se dieron cuenta no sólo del potencial de la tecnología radial para las comunicaciones en la Tierra; también creyeron captar señales de otros mundos. Tesla fue el primero en publicar esta última idea, en 1901, tras unos experimentos impactantes para la época: en 1899, se hallaba en su laboratorio de Colorado Springs cuando captó una perturbaciones eléctricas que lo “terrorizaron, pues había en ellas algo misterioso, por no decir sobrenatural”. Dichas perturbaciones no eran las conocidas, provenientes del Sol, de las auroras boreales o de la Tierra. Eran distintas, más regulares y Tesla supuso que había sido “el primer hombre en oír señales controladas por una inteligencia de otro planeta”.
Escépticos, los astrónomos de la época no indagaron más allá y Tesla, demasiado ocupado en sus demás investigaciones, tampoco. Sin embargo, el 20 enero 1919, Marconi, quien ya era famoso por sus transmisiones inalámbricas más allá del horizonte, causó una gran sensación periodística en los Estados Unidos. En una interesante entrevista, el afamado italiano contó como las ondas de emitidas desde la Tierra podían “viajar eternamente en el éter (se pensaba que el espacio no era vacío sino lleno de éter) y llegar hasta otros planetas". Era entonces posible captarlas, aunque fueran muy débiles. A modo de ejemplo, las ondas que él mismo había estado enviando hace diez años ya se podrían, según él, captar desde estrellas cercanas. Del mismo modo, Marconi pensaba seriamente que podríamos recibir información de planetas más antiguos y por tanto poblados por seres más avanzados que nosotros. En forma más reservada, creía que algunas fuertes señales captadas por él mismo "provenían de las estrellas", pero no sabía exactamente desde dónde, por lo que "habría que investigarlas mucho más exhaustivamente antes de dar cualquier respuesta definitiva".
De inmediato comenzó una especie de fiebre periodística, científica, tecnológica e incluso mística por la búsqueda de mensajes extraterrestres en la que se involucró el mismísimo Albert Einstein, el padre de la teoría de la relatividad: creía en la posibilidad de vida en Marte, si las condiciones fueran favorables. Los hipotéticos marcianos usarían, según él, fuertes señales de luz, según él más fácilmente controlables que las ondas de radio, para comunicarse con nosotros. La Academia Francesa de Ciencias ofreció un premio de 100.000 francos de la época a aquellas personas que “crearan el mejor medio para hacerle señas a un astro lejano y recibir una respuesta”... Desde 1909, el astrónomo norteamericano David Todd, pensando en señales provenientes de otros mundos, había ideado receptores muy sensibles de ondas hertzianas a bordo de globos, para evitar las perturbaciones atmosféricas, anticipándose, sin saber, a los grandes problemas que los modernos buscadores de SETI tienen con las interferencias de radio frecuencias producidas por nosotros, los millones de usuarios de teléfonos celulares, walkie-talkies, televisores, etc. Tras el fracaso de sus globos, Todd pudo sin embargo lograr el insólito apoyo del gobierno, la armada y el ejército de su país, así como de varias embajadas, para que mantuvieran silencio radial los 22 y 23 agosto 1924, cuando Marte se encontraría en su posición más cercana a la Tierra. Desde el vecino planeta rojo, sin embargo, nada. También hubo pintorescos intentos, por parte de astrónomos suizos, de enviar poderosos destellos de luz hacia Marte desde la cumbre del Jungfrau, en los Alpes.
Por su parte, el director del Smithonian Astrophysical Observatory, G.C.Abbot, pensaba que “Venus podía ser una fuente mucho más probable de señales, pues Marte había de ser muy helado. No se sabía aún de las infernales condiciones, totalmente incompatibles con la vida conocida, que reinan en la superficie de nuestro planeta gemelo.
Charles Steinmetz, un famoso inventor, declaraba con lucidez e idealismo que “si se hiciera el mismo esfuerzo en enviar señales a Marte que aquel que se hizo para la guerra (la primera mundial), se tendría probablemente éxito. La revista norteamericana Scientific American, sin quitarle validez a las conjeturas de Marconi, opinaba que el uso de alfabeto Morse por parte de hipotéticos marcianos era poco probable, que la distancia de aquí a Marte era demasiado grande y que ni la Torre Eiffel (la antena más grande de la época) ni las antenas de la US Navy (la armada) habían captado alguna señal hasta entonces. A parte de las dudas, las turbulencias políticas de la época oscurecían un poco más el panorama: la revista sospechaba a los bolcheviques rusos de la recién nacida URSS y/o al agresivo imperialismo japonés, pues ambos habían convertido a la radio en un medio privilegiado para su propaganda, tanto en sus países como hacia el exterior.
Otro de los problemas, como lo sintió el visionario y pionero radio-escucha Percy Maxim, era la retrasada y por tanto inadecuada tecnología de la época. Maxim vertió sus preocupaciones en el libro “El lugar de la vida en el cosmos”, en el cual se aborda extensamente el tema de las comunicaciones interestelares.
La confirmación de que las ondas de radio eran el camino para las comunicaciones interestelares vino en 1933, con el descubrimiento, a manos de Karl Jansky, de la radiación cósmica proveniente del centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia. Se inauguraba con ello, y con especulaciones más realistas, una era de la búsqueda sistemática y científicamente fundamentada de comunicaciones interestelares.
Lo rescatable de aquellos primeros inventores fue sin duda la originalidad de sus ideas y no tenerle miedo a las controversias que provocaban sus audaces y precipitados anuncios a los periodistas, al público y al resto de la comunidad científica. Su imaginación desbordante, vista hoy como una curiosidad histórica, los encaminó hacia los grandes avances actuales: desde la percepción de misteriosas señales hasta la posibilidad de determinar la longitud de onda ideal para posibles comunicaciones interestelares, los efectos y limitantes de la atmósfera terrestre y la potencia necesaria para enviar y recibir señales. Ellos demostraron que si bien las limitantes técnicas son importantes, no deben limitar el pensamiento.

LOS EXOPLANETAS HOY

Desde el hallazgo del primer planeta extrasolar alrededor de la estrella 51 Pegasi B -un hecho considerado entre los más espectaculares del siglo- en 1995, más de veinticinco otros han sido descubiertos. Y la lista, tanto de planetas como de astrónomos buscando, se alarga cada vez más. ¿Porqué tanto entusiasmo?
Mucho antes del comienzo de la exoplanetología, una idea estuvo siempre presente, tanto en la comunidad científica como en el público: si acaso estábamos solos en universo. De ella se originó la búsqueda de señales de radio que podrían provenir de seres con inteligencia e intenciones comunicativas, la SETI (Search for Extra-Terrestrial Life) y también las numerosas y, a veces, delirantes especulaciones sobre las posibles formas de vida alienígenas. De ésta última vertiente se origina la exobiología, o estudio de la bioquímica que probablemente existiría en otros planetas si las condiciones fueran favorables.
Junto a estas inquietudes, los planetólogos se preguntaban además si el modelo de creación y evolución del Sistema Solar era una excepción o un hecho presente en otras estrellas.

El nacimiento de una ciencia

Los planetas extrasolares descubiertos desde 1995, todos ellos gigantes con masas comprendidas entre 0,45 y 3,7 veces la de Júpiter, han desconcertado en gran medida a los planetólogos. Aunque era probable que se dieran, las diferencias respecto de nuestro Sistema Solar son demasiado grandes. Hay planetas, como 51 Pegasi B, Tau Boötis, Upsilon Andromedae, Rho Cancri y Rho Coronae Borealis (los llamados exoplanetas Pegasianos) que orbitan literalmente en la corona de sus estrellas, dando una vuelta completa (su traslación o el año local) en períodos entre 3,3 y 39,6 días. En comparación, Mercurio, el más cercano al Sol, lo hace en 88 días. Nada que ver con Júpiter o Saturno, los cuales se hallan a 5,2 y 9,5 UA del Sol, completando sus traslaciones en 11 y 29 años, respectivamente. 
Numerosas hipótesis tratan de explicar esa aparente aberración, sin que se haya podido comprobar alguna de ellas. Sólo se sabe que los exoplanetas existen.
Pero ¿cómo se sabe que existen si nadie los ha visto ni les ha tomado una fotografía? ¿Cómo han podido ser detectados?
Dificultades de la detección directa: el contraste
Si nos alejáramos a 10 pársecs (32,6 años luz) del Sistema Solar, el Sol se vería como una estrella de magnitud 5. La Tierra, de magnitud 30, estaría separada por 0,1 segundo de arco del Sol. En tanto, Júpiter tendría una magnitud de 27,5 y estaría a 0,5 segundo de arco (ver el universo en cifras).
Telescopios como el HST (Hubble Space Telescope) o el VLT (Very Large Telescope) podrían ver sin dificultades los dos planetas, gracias a su sensibilidad lumínica y resolución angular.
Sin embargo, hay un problema que ni el HST ni ningún otro telescopio (quizás sí podrá el VLT en modo interferométrico, es decir con varios telescopios combinados) puede aún resolver en el ámbito de la observación directa: la enorme luminosidad de las estrellas encandila completamente los instrumentos actuales, impidiéndoles ver eventuales planetas. El contraste es demasiado grande con los planetas ¿Cómo superar este escollo?
En los años 30 el astrónomo Bernard Lyot, pensando en los eclipses de Sol, imaginó la solución: cuando ocurren esos espectaculares pero escasos fenómenos, la Luna, gracias a su tamaño aparentemente igual al del Sol, nos permite ver la corona solar, cuya luminosidad es mucho menor que la de la fotósfera.
Lyot ideó un sistema, aparentemente simple, para poder observar y estudiar la corona solar sin tener que esperar que ocurra un eclipse: instaló un disco opaco en el plano focal de su telescopio. Había inventado empíricamente el primer coronógrafo.
Desde entonces, la tecnología ha llegado a los actuales coronógrafos en software que permiten valiosas observaciones, tanto del Sol como de otras estrellas con sus nubes o discos de polvo.

Más dificultades: difracción de los telescopios y atmósfera

Cuando la luz atraviesa el complejo sistema óptico de los modernos telescopios, sufre un fenómeno de difracción que altera la imagen de las estrellas. Ésto se traduce en que ya no las vemos como puntos luminosos sino como manchas, llamadas manchas de difracción. El tamaño de dichas manchas disminuye a medida que aumenta el tamaño de los telescopios. Así, para poder ver un exo-planeta, la mancha debe ser inferior a la distancia que separa a aquél de su estrella. Eso se llama “sacar al planeta del halo de difracción”.
Hasta el momento, el único planeta extrasolar descubierto a través de la observación directa es Gliese 229 B, que por su gran masa (poco más de 20 veces Júpiter) es en realidad una enana café. Fue posible hallarlo gracias a que el telescopio de 5 metros de diámetro de Mount Palomar, en los EE.UU. cuenta con una óptica adaptativa, un sistema especialmente diseñado para superar, en tiempo real, las limitaciones ópticas causadas por las turbulencias atmosféricas. Además, Gliese 229 B se halla lo suficientemente lejos de su estrella (a 44 UA) como para quedar fuera del halo de difracción y tener una buena relación de contraste con aquella.

Pros y contras de la luz infrarroja

La dificultad del contraste es superada en gran medida cuando se observa en el espectro infrarrojo: en él, la Tierra es más brillante que Júpiter pues al estar más cerca del Sol, posee una mayor temperatura (290°K o 15°C contra 123°K o -150°C). En el rango de longitudes de onda de los 10 micrones, la luminosidad de la Tierra ya no es 10-9 veces (mil millones menos) la del Sol, sino 10-6 (un millón menos), es decir, un contraste mil veces inferior y más ventajoso para la observación. Sin embargo, hay algunos problemas. Como la longitud de onda de los infrarrojos es mayor, la resolución angular de las observaciones es menor con esta técnica. Esto implica que para una resolución comparable, el diámetro de los telescopios infrarrojos debe ser más grande que el de aquellos diseñados sólo para la luz visible. Además, en el infrarrojo no sólo brillan los planetas y las estrellas, sino que, además, el llamado "polvo zodiacal". Éste es lo que queda de la gran nube de gas y polvo original que colapsó gravitacionalmente para dar lugar a un disco de acreción y luego a un sistema solar. Sus pequeñísimas y débilmente luminosas partículas brillan mucho más fuerte en el infrarrojo que en la luz visible porque el calor de la estrella aumenta significativamente su temperatura respecto del vacío espacial circundante.
La "contaminación" del polvo zodiacal está presente tanto alrededor de la estrella observada como en nuestro Sistema Solar .
Para los astrónomos, es una molestia que implica una pérdida de resolución de más o menos 20 veces así como una disminución del contraste de un eventual planeta extrasolar.

Las observaciones indirectas

La imposibilidad actual de ver directamente un exo-planeta es superada gracias a algunos “trucos”: uno de éstos consiste en detectar las oscilaciones de una estrella inducidas por la gravedad de un planeta. Fue el astrónomo norteamericano P. Van de Kamp quien ideó y puso en práctica, en los años 30, la observación del débil movimiento que una estrella describe alrededor de su centro de gravedad común un planeta. Con ese y otros métodos asociados intentó larga e infructuosamente descubrir algún planeta extrasolar alrededor de la estrella de Barnard. Fue con esa estrategia que, cincuenta años después de Van de Kamp, los suizos Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron 51 Pegasi B con el telescopio de 1,93 metros del Observatoire de Haute Provence, en los Alpes del sudeste de Francia (ver velocidad radial y astrometría).

La ocultación o fotometría: eclipses lejanos

Si tenemos suerte, el plano de la eclíptica de un sistema extrasolar puede encontrarse justo frente a nosotros. En ese caso, podemos ver la sombra que el paso del (o de los) planeta (s) produce cuando pasa entre la estrella y nosotros, del mismo modo que cuando vemos un eclipse de Sol o de Luna.
Si la teoría es simple, la práctica es más complicada: la probabilidad de encontrar un sistema con tales características es en realidad muy escasa y los eclipses, al igual que aquí, son poco frecuentes y duran sólo horas. Un extraterrestre tendría una probabilidad de más o menos 1% de ver un eclipse terrestre. Además, la ocultación sólo dura algunas horas. Cuando el planeta está cerca de la estrella (?1 UA), la escala de tiempo con que dicho fenómeno ocurre es del orden del año; para un planeta más lejano, en cambio, puede ser de miles de años (!). Hasta el momento, con esta técnica sólo se supone de la existencia de un planeta gaseoso alrededor de la estrella ? (beta) Pictoris, la misma alrededor de la cual el satélite infrarrojo IRAS descubrió el primer disco de acreción extrasolar en 1983.
Pese a todo, la fotometría, cuando resulte, podrá proveer una enorme cantidad de información: el radio del planeta puede ser estimado a través de la alteración de la luz de la estrella; se puede saber así la densidad e incluso la naturaleza química de aquél, con un examen espectroscópico, es decir de la absorción de determinadas longitudes de onda producida pos los elementos y moléculas del (o de los) planeta (s). 

Lentes gravitacionales: cuando la gravedad altera la luz

Tal como lo calculó Albert Einstein, el padre de la relatividad, Si la luz de una estrella pasa a proximidad de un objeto masivo como un planeta, los rayos luminosos son desviados. El resultado es una amplificación de la luz que alcanza, en el caso de los planetas telúricos, unos pocos %. En el caso más favorable de un gigante gaseoso, alcanza a varias decenas, incluso 100 %. Sin embargo, los complejísimos cálculos matemáticos y las incertidumbres que podrían resultar de la presencia de varios planetas son un serio inconveniente. Hasta el momento no se ha informado de algún hallazgo. Sin embargo, el sistema de búsqueda EROS II, basado en la Silla, tendrá posiblemente más éxito, gracias a la enorme cantidad de estrellas (? 20 millones) que analiza en un amplio sector (todo el bulbo central, es decir 80 grados de arco) de nuestra galaxia, la vía láctea.

Detectar los campos magnéticos

Al menos cuatro planetas del Sistema Solar poseen un campo magnético de origen interno. La magnetósfera así creada crea un fenómeno de aceleración de partículas éstas emiten ondas de radio que, en las longitudes decamétricas (? 10 metros), son incluso más intensas que las del Sol. Los instrumentos actuales podrían captar dichas ondas provenientes desde un Júpiter situado a 100.000 UA, o sea la mitad de la distancia a la estrella más cercana. Frente a la gran y molesta interferencia de la magnetósfera terrestre, en el futuro un buen sitio de observación podría ser... el lado oculto de la Luna.

Puppis y Pyxis - La Popa y La Brújula

Puppis está junto al Can Mayor y corresponde a la popa del barco Argo. Es el punto más al norte de las constelaciones que forman los restos de la embarcación. La Vía Láctea cruza la Popa, que presenta una variedad de racimos adecuados para prismáticos y telescopios. A su costado está Pyxis, antes llamada Malus, el mástil, que es más pequeña y débil.
Zeta Puppis es un sol azul y supergigante que está dentro de las galaxias más grandes. Está a 2 mil años luz y es de 2ª magnitud.
L Puppis es una de las estrellas variables rojas más luminosas. Su magnitud va de 2,6 a 6,2 durante un ciclo de 5 meses.
M 46 es un hermoso racimo abierto que se ve, mediante un telescopio pequeño, como una nube circular de estrellas débiles del diámetro aparente de la Luna. 
NGC 2438 es una débil nebulosa planetaria que parece integrar el racimo M 46, pero no lo comparte. Tiene magnitud 11 y un minuto de arco de ancho. Con un telescopio de 200 mm se le visualiza.
T Pyxidis es una nova recurrente con magnitud mínima de 16 y que llega a 7 durante sus períodos de erupción, lo que pasa a lapsos de 12 a 25 años.
Radioastronomía, rama de la astronomía que estudia los objetos celestes y los fenómenos astrofísicos midiendo su emisión de radiación electromagnética en la región de radio del espectro.

Historia 

Durante el tramo final del siglo XIX se llevaron a cabo intentos infructuosos para detectar la radioemisión celeste. El ingeniero estadounidense Karl G. Jansky, mientras trabajaba en los Laboratorios Telefónicos Bell en 1932, fue el primero en detectar ruidos provenientes de la región cercana al centro de la Vía Láctea, durante un experimento para localizar fuentes lejanas de interferencias de radio terrestres. La distribución de esta radioemisión galáctica fue cartografiada por el ingeniero estadounidense Grote Reber, utilizando un paraboloide de 9,5 m que construyó en su patio de Wheaton, Illinois. En 1943 Reber también descubrió la largamente codiciada radioemisión del Sol. Esta radioemisión solar había sido detectada pocos años antes, cuando fuertes estallidos solares habían producido interferencias en los sistemas de radar británicos, estadounidenses y alemanes, diseñados para detectar aviones.
Como resultado de los grandes progresos realizados durante la II Guerra Mundial en antenas de radio y receptores sensibles, la radioastronomía floreció en la década de los años cincuenta. Los científicos adaptaron las técnicas de radar de tiempo de guerra para construir diversos radiotelescopios en Australia, Gran Bretaña, Países Bajos, Estados Unidos y la Unión de Repúblicas Socialistas Soviéticas y muy pronto se despertó el interés de los astrónomos profesionales.
Fuentes de radioemisión discretas fueron catalogadas en número creciente y, desde la década de los años cincuenta, fueron identificadas muchas radiofuentes como distantes galaxias visibles. En 1963, la continua investigación de radiofuentes muy pequeñas llevó al descubrimiento de radiofuentes casi estelares llamadas quásares que, debido a que presentaban desplazamientos hacia el rojo de una magnitud sin precedentes, parecían encontrarse a distancias enormes de la Tierra. Poco después, en 1965, los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert W. Wilson anunciaron el descubrimiento de radiación de fondo de microondas cósmica de 3 K (-270 °C), que tiene muchas implicaciones para las teorías del origen y la evolución del Universo (véase Cosmología). En 1968 se descubrió un tipo nuevo de radiofuente, el púlsar, identificado rápidamente como una estrella de neutrones que gira a gran velocidad.
Durante muchos años, los astrónomos se concentraron en el estudio de longitudes de onda relativamente largas, cercanas a 1 m, para las que era fácil construir grandes estructuras de antenas y receptores sensibles. Al desarrollarse las técnicas para construir estructuras más grandes y más precisas, y perfeccionarse los equipos de recepción de onda corta, las bandas de longitud de onda de hasta 1 mm cobraron especial importancia. Al mismo tiempo, el desarrollo de la tecnología espacial (véase Astronáutica) permitió realizar observaciones de longitudes de onda muy largas por encima de la ionosfera, por lo general opaca a la radiación mayor de 20 metros.

Principios de radioastronomía 

La radioemisión cósmica, por lo que sabemos, proviene de procesos naturales, aunque de vez en cuando también se utilizan los radiotelescopios para buscar (hasta ahora sin éxito) posibles fuentes de radioemisión de inteligencia extraterrestre. Se ha reconocido que algunos mecanismos físicos producen la radioemisión observada.

Tipos de emisión 

A causa de los movimientos aleatorios de electrones, todos los cuerpos emiten radiaciones térmicas, o calor, características de su temperatura. Se han utilizado mediciones cuidadosas en todo el espectro de la intensidad de emisiones para calcular la temperatura de los cuerpos celestes lejanos, así como de los planetas del Sistema Solar y las nubes cálidas de gas ionizado de toda la galaxia.
Sin embargo, las mediciones de la radioastronomía se ocupan con frecuencia de las emisiones no térmicas mucho más intensas originadas por partículas cargadas como los electrones y los positrones que se mueven a través de los campos magnéticos galácticos e intergalácticos. Cuando la energía de la partícula es tan alta que su velocidad se acerca a la velocidad de la luz, a la radioemisión de estas partículas 'ultrarrelativistas' se suele referir como radiación de sincrotrón, término tomado del laboratorio de física de gran potencia, donde fue descubierto por primera vez este tipo de radiación.
Tanto las radiofuentes de sincrotrón (no térmicas) como las térmicas, irradian en una amplia gama de longitudes de onda. Por el contrario, una tercera categoría de materia (átomos excitados, iones y moléculas) irradia en longitudes de onda discretas características del átomo o de la molécula y del estado de excitación. La radioemisión de amplia gama recibe el nombre de emisión continua y la radioemisión discreta, emisión en línea.

Radiotelescopios 

Las longitudes de onda de radio son relativamente largas, yendo desde 1 mm hasta más de 1 km, y los radiotelescopios deben ser muy grandes para enfocar las señales que entran y producir una radioimagen nítida. El radiotelescopio estacionario más grande del mundo, en el Observatorio Arecibo en Puerto Rico, es un plato cóncavo de 305 m de diámetro. Las mayores antenas parabólicas dirigibles de plato miden de 50 a 100 m de diámetro y tienen una resolución de 1 minuto de arco aproximadamente, equivalente a la del ojo humano en longitudes de onda ópticas. Las ondas de radio que entran son enfocadas por la superficie parabólica en una pequeña antena de cuernos que las conduce a un receptor de radio extremadamente sensible. Estos receptores, aunque similares en principio a los aparatos de radio domésticos, detectan señales tan débiles como de 10-17 W. Las partes críticas del receptor están con frecuencia enfriadas a temperaturas cercanas al cero absoluto para obtener el mayor rendimiento posible. Para observaciones de la línea espectral, se usan receptores especializados que pueden sintonizar hasta 1.000 frecuencias de modo simultáneo.
Para obtener mayor resolución, se utilizan conjuntos de antenas como interferómetros que dan resoluciones de más o menos 1 segundo de arco, equivalente al de los grandes telescopios ópticos en condiciones de visión ideales. El mayor radiotelescopio de este tipo es el radiotelescopio VLA, situado en una llanura aislada cerca de Socorro, Nuevo México (Estados Unidos). El VLA contiene un total de 27 platos parabólicos de 25 m de diámetro cada uno que se mueven sobre vías de ferrocarril a lo largo de tres brazos de 21 km configurados en forma de Y. Cada antena contiene su propio receptor y las señales de cada receptor son enviadas a un edificio central donde son combinadas para formar la imagen de alta resolución mediante una técnica que se conoce como interferometría. Otros interferómetros utilizan antenas semejantes a las más grandes de televisión. Una instalación de este tipo, en Cambridge, Inglaterra, utiliza 60 antenas para detectar radiación en longitudes de onda de 2 metros.
Se pueden lograr resoluciones más altas incluso si las antenas se sitúan a miles de kilómetros de distancia. Estos espaciamientos hacen poco práctico enviar las señales desde cada antena directamente a un punto común. En su lugar, se realizan grabaciones separadas en cada antena y las cintas individuales se envían a unas instalaciones centrales donde se procesan. Esta técnica de interferometría de muy larga base (VLBI) implica usar relojes atómicos en cada telescopio para sincronizar las grabaciones individuales con una precisión de una millonésima de segundo. De esta forma, se consiguen resoluciones angulares de una milésima de arco de segundo, equivalente al tamaño angular aparente de una pelota de baloncesto (básquetbol) a la distancia de la Luna. En 1984, el gobierno de Estados Unidos asignó fondos para la construcción de una instalación llamada formación de muy larga base (VLBA), una red de 10 radioantenas extendidas desde la frontera de Estados Unidos con Canadá hasta Puerto Rico, y desde Hawai hasta la costa atlántica. Canadá y Australia proyectan programas similares.

Clases de radiofuentes 

Se han descubierto y estudiado muchas radiofuentes en nuestro Sistema Solar, en nuestra galaxia y en el espacio profundo.

Radioastronomía del Sistema Solar 

El Sol es la radiofuente más brillante del cielo. Su radioemisión es mucho más intensa de lo esperado de la emisión térmica de su superficie visible, que tiene una temperatura de cerca de 6.000 °C. Esto se debe a que la mayor parte de la radioemisión observada en longitudes de onda de radio más larga proviene de la atmósfera exterior, mucho más cálida, pero ópticamente invisible, que tiene temperaturas de cerca de 1.000.000 °C. Además de la emisión térmica, se producen explosiones y tormentas no térmicas, sobre todo durante los periodos de gran actividad de manchas solares, cuando la intensidad de radioemisión puede incrementarse en gran medida en un factor de un millón o más en periodos de tiempo de una hora.
La otra fuente de radioemisión natural no térmica del Sistema Solar es el planeta Júpiter. En longitudes de onda cercanas a los 15 m, Júpiter emite fuertes estallidos de radiación que provienen de regiones relativamente pequeñas, cerca de la superficie de la nube que gira con el planeta. La intensidad de estos estallidos parece estar muy condicionada por la posición del satélite Ío. Además, Júpiter está rodeado por extensos cinturones de radiación que irradian en la banda de microondas a longitudes de onda menores de 1 metro.
Se ha observado que emana radiación térmica de la superficie o de la atmósfera de todos los planetas excepto Plutón. Instrumentos a bordo de naves espaciales han utilizado estas emisiones para conseguir información sobre las condiciones meteorológicas de los planetas y otros fenómenos.

Radiofuentes galácticas 

La Galaxia (cuando se escribe con mayúscula la palabra se refiere a nuestra galaxia, también llamada Vía Láctea) emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro del débil campo magnético de la Galaxia. La emisión en línea de 21 cm de hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado con longitudes de onda ópticas.
Además de la difusa radiación de fondo de microondas, en la Galaxia existen fuentes discretas de radioemisión. Estas fuentes incluyen restos de supernovas, radioestrellas, nebulosas de emisión, nubes moleculares y púlsares.
Los restos de supernova son nubes de fragmentos de estrellas que han explotado. Los electrones relativistas producidos en la explosión de una supernova son capturados por el campo magnético que rodea el lugar de la explosión. Cuando estos electrones giran en espiral alrededor de las líneas del campo magnético, continúan irradiando durante miles de años. En algunos casos, la estrella misma continúa siendo fuente de radioemisión y se la denomina radioestrella. Otra clase importante de radioestrellas comprende los sistemas de estrellas binarias (dobles) que emiten ondas de radio cuando su masa se transfiere de un elemento al otro. A menudo, las radioestrellas son también fuentes de rayos X.
La radioemisión térmica se observa en nubes de hidrógeno ionizado (llamadas regiones H II) situadas a lo largo de los brazos espirales de la Galaxia. Cuando los electrones libres se recombinan con iones de hidrógeno u otros elementos ligeros, la potencia de radio que surge se puede observar como líneas de recombinación en la región de radio del espectro.
Las líneas espectrales también son el resultado de transiciones vibratorias y rotatorias de moléculas interestelares como el vapor de agua (H2O), el amoníaco (NH3), el metanal (formaldehído, H2CO) y el monóxido de carbono (CO). Se conocen más de 50 moléculas interestelares, incluyendo moléculas orgánicas y muy complejas. En algunas nubes interestelares, las líneas moleculares de radio son muy intensas debido al efecto máser (amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación). Véase también Láser.
La intensidad de la mayor parte de las radiofuentes cósmicas es constante, o sólo varía lentamente con el tiempo. Sin embargo, los púlsares emiten estallidos periódicos cortos o pulsos de radiación una vez por segundo. Aunque se les descubrió por su intensa radioemisión, más tarde se vio que algunos también emiten pulsos ópticos y rayos X. Se cree que los púlsares se forman cuando estrellas como el Sol se contraen por efecto de su propia gravedad a dimensiones de unos 10 km. La densidad entonces se hace muy grande y los átomos son despojados de sus electrones, dejando una llamada estrella de neutrones.

Radiogalaxias 

La mayor parte de las galaxias emiten ondas de radio y lo hacen con potencias comparables a las de nuestra propia galaxia —unos 1032 W. Sin embargo, en el caso de las llamadas radiogalaxias, la radioemisión es de más de 100 millones de veces más fuerte. La mayor parte de esta potencia no se origina en las galaxias mismas, sino en nubes de gases ionizados y recalentados o plasma, situadas a cientos de miles o incluso millones de años luz de la galaxia madre. Estas radionubes gigantes pueden tener 100 veces el tamaño de la galaxia misma y se encuentran entre los objetos conocidos más grandes del Universo.
Para generar las potentes radioemisiones de las radiogalaxias se necesita gran cantidad de potencia, que puede ascender a una fracción significativa de la potencia total que resultaría de la combustión nuclear de una galaxia entera. El origen de esta potencia y la forma en que se convierte en radioemisiones han sido los problemas más importantes de la astrofísica desde que se descubrieron las radiogalaxias.
Imágenes detalladas de radiogalaxias, obtenidas con radiotelescopios de alta resolución como el VLA, muestran a menudo un notable chorro de material conectando una brillante radiofuente compacta en el núcleo galáctico con los más extendidos radiolóbulos (nubes). Se acepta que estos chorros o haces transporten potencia desde el núcleo galáctico al plasma radioemisor y que la fuente de potencia se encuentra en un objeto muy denso, posiblemente un agujero negro situado en el centro de la galaxia. Con frecuencia se encuentra una radiofuente compacta en el centro de una radiogalaxia. Cerca del centro de una extraña radiogalaxia observada a mediados de los años ochenta, dos brillantes cúmulos de estrellas emiten chorros en apariencia trenzados.

Quásares 

Los quásares parece que irradian con la luminosidad de cientos de galaxias, pero cada quásar es más pequeño que una galaxia normal en una relación de cerca de un millón. Los quásares tienen desplazamientos hacia el rojo muy grandes y por lo tanto, se piensa que están a gran distancia de la Vía Láctea. Como los quásares parecen ser tan potentes y como su radiación varía con rapidez, en principio se creyó que más bien serían débiles objetos cercanos en vez de potentes objetos distantes. No obstante, se han ido acumulando evidencias que apoyan la interpretación cosmológica de los desplazamientos hacia el rojo. Las radiogalaxias, los quásares y los brillantes objetos conocidos como objetos tipo BL Lacertae probablemente son fenómenos muy relacionados.
Al igual que las radiogalaxias, algunos quásares también están rodeados de lóbulos extendidos de radioemisiones potentes, pero la mayor parte de la radioemisión desde los quásares proviene de un núcleo brillante de sólo unos cuantos años luz de diámetro y coincide con el quásar visible ópticamente.
Cuando se observa con interferómetros de alta resolución, a menudo se ve que este núcleo está compuesto por dos o más regiones más pequeñas que parecen moverse la una hacia la otra con velocidades 'superlumínicas', muy superiores a la velocidad de la luz. Aunque estas velocidades tan altas parecen violar en principio la teoría de la relatividad de Albert Einstein, de hecho se pueden explicar como el resultado de un movimiento algo menor que la velocidad de la luz, casi dirigida hacia el observador. El intervalo de tiempo observado entre las sucesivas posiciones de los chorros relativistas de material parece acortarse y la velocidad parece multiplicarse por un factor grande por encima de la velocidad real.

Cosmología 

Como las radiogalaxias y los quásares son radiofuentes con tanta potencia, pueden ser detectados a gran distancia. A causa del tiempo que tardan en llegar las señales a la Tierra desde las radiofuentes lejanas, los radioastrónomos pueden ver el Universo como era hace más de mil millones de años, o incluso el origen del Universo (la llamada Gran Explosión). Por desgracia no es posible determinar la distancia a una radiofuente con sólo radiomediciones, de modo que es imposible distinguir entre una potente fuente lejana y una cercana pero relativamente débil. Sólo se puede determinar la distancia si la fuente es ópticamente identificada como una galaxia o un quásar que tiene un desplazamiento hacia el rojo mensurable. No obstante, de los estudios de la distribución de gran cantidad de radiofuentes, parece que cuando el Universo sólo tenía unos pocos cientos de miles de años, la cantidad de radiofuentes intensas era mucho mayor y sus dimensiones más pequeñas. Véase Cosmología.
Radiotelescopio VLA, el mayor radiointerferómetro del mundo, que se encuentra cerca de Socorro, Nuevo México, EEUU. Su nombre, VLA, proviene del inglés, Very Large Array. Consta de una serie de 27 antenas parabólicas, de 25 m de diámetro cada una, colocadas en tres brazos de 21 km, en forma de Y. Es administrado por el Observatorio Nacional de Radioastronomía y entró en pleno funcionamiento en 1981, aunque algunos de sus elementos se habían utilizado durante años.
El VLA funciona por el principio de la interferometría, una técnica de radioastronomía en la que se utilizan conjuntamente diversas antenas para construir una imagen del cielo tan detallada como la que se obtendría con la antena más grande. Cada antena contiene su propio receptor; las señales de cada una se envían a un edificio central donde, combinadas, forman una imagen de alta resolución. El poder de resolución total (posibilidad de precisar los detalles) de las 27 antenas es igual al de una sola antena con un diámetro de 27 km. La resolución máxima en una longitud de onda de 1,3 cm es como la resolución de un telescopio óptico con un reflector de aproximadamente 91 cm de diámetro.

LA RELATIVIDAD

Es la teoría desarrollada a principios del siglo XX, que originalmente pretendía explicar ciertas anomalías en el concepto de movimiento relativo, pero que en su evolución se ha convertido en una de las teorías básicas más importantes en las ciencias físicas. Esta teoría, desarrollada fundamentalmente por Albert Einstein, fue la base para que los físicos demostraran la unidad esencial de la materia y la energía, el espacio y el tiempo, y la equivalencia entre las fuerzas de la gravitación y los efectos de la aceleración de un sistema.

Física clásica 

Las leyes físicas aceptadas de forma general por los científicos antes del desarrollo de la teoría de la relatividad (hoy denominadas leyes clásicas) se basaban en los principios de la mecánica enunciados a finales del siglo XVII por el físico y matemático británico Isaac Newton. La mecánica newtoniana y la relativista se diferencian por sus suposiciones fundamentales y su desarrollo matemático, pero en la mayoría de los casos no se distinguen apreciablemente en sus resultados finales; por ejemplo, el comportamiento de una bola de billar al ser golpeada por otra bola puede predecirse mediante cálculos matemáticos basados en cualquiera de los dos tipos de mecánica con resultados casi idénticos. Como la matemática clásica es muchísimo más sencilla que la relativista, es la que se emplea en este tipo de cálculos.
Sin embargo, cuando las velocidades son muy elevadas (si suponemos, por ejemplo, que una de las bolas de billar se mueve con una velocidad próxima a la de la luz) las dos teorías predicen un comportamiento totalmente distinto, y en la actualidad los científicos están plenamente convencidos de que las predicciones relativistas se verían confirmadas y las clásicas quedarían refutadas.
En general, el límite de aplicación de la mecánica clásica a un objeto en movimiento viene determinado por un factor introducido por el físico holandés Hendrik Lorentz y el físico irlandés George Fitzgerald a finales del siglo XIX. Este factor se representa con la letra griega g (gamma) y depende de la velocidad del objeto según la siguiente ecuación: donde v es la velocidad del objeto, c es la velocidad de la luz y b = v/c. El factor gamma no difiere prácticamente de la unidad para las velocidades observadas en la vida diaria. Por ejemplo, las mayores velocidades que se encuentran en la balística ordinaria son de unos 1,6 km/s, la mayor velocidad que puede obtenerse con un cohete propulsado por combustibles normales es algo superior, y la velocidad de la Tierra en su órbita alrededor del Sol es de unos 29 km/s; para esta última velocidad, el valor de gamma sólo difiere de la unidad en cinco milmillonésimas. Por tanto, para fenómenos terrestres ordinarios, las correcciones relativistas son poco importantes.
Sin embargo, cuando las velocidades son muy grandes, como ocurre a veces en fenómenos astronómicos, las correcciones relativistas se hacen significativas.
La relatividad también es importante para calcular comportamientos en distancias muy grandes o agrupaciones de materia de gran tamaño. A diferencia de la teoría cuántica, que se aplica a lo muy pequeño, la teoría de la relatividad se aplica a lo muy grande.
Hasta 1887 no había aparecido ninguna grieta en la estructura de la física clásica, que se estaba desarrollando con rapidez. Aquel año, el físico estadounidense Albert Michelson y el químico estadounidense Edward Williams Morley llevaron a cabo el llamado experimento de Michelson-Morley. El experimento pretendía determinar la velocidad de la Tierra a través del éter, una sustancia hipotética que, según se creía, transmitía la radiación electromagnética, incluida la luz, y llenaba todo el espacio. Si el Sol se encuentra en reposo absoluto en el espacio, la Tierra debería tener una velocidad constante de 29 km/s debido a su rotación en torno al Sol; si este astro y todo el Sistema Solar se están moviendo a través del espacio, el continuo cambio de dirección de la velocidad orbital de la Tierra hará que su valor se sume a la velocidad del Sol en algunas épocas del año y se reste en otras. El resultado del experimento fue totalmente inesperado e inexplicable: la velocidad aparente de la Tierra a través del hipotético éter era nula en todos los periodos del año.
Lo que pretendía detectar el experimento de Michelson-Morley era una diferencia en la velocidad de la luz a través del espacio en dos direcciones distintas. Si un rayo de luz se mueve en el espacio a 300.000 km/s y un observador se desplaza en la misma dirección y sentido a 29 km/s, la luz debería moverse con respecto al observador con una velocidad aparente igual a la diferencia entre esos dos valores. Si el observador se mueve en la misma dirección pero en sentido opuesto, la velocidad aparente de la luz debería ser la suma de ambos valores. El experimento de Michelson-Morley no logró detectar una diferencia de este tipo (de hecho, el experimento empleó dos haces de luz perpendiculares entre sí). Ese resultado no podía explicarse con la hipótesis de que el paso de la luz no se ve afectado por el movimiento de la Tierra.
En la década de 1890, Fitzgerald y Lorentz aventuraron la hipótesis de que, cuando cualquier objeto avanza a través del espacio, su longitud en la dirección del movimiento se ve alterada por el factor beta. El resultado negativo del experimento de Michelson-Morley se explicaba suponiendo que, aunque un rayo de luz atravesaba efectivamente una distancia más corta que el otro en el mismo tiempo (es decir, avanzaba más lentamente), el efecto no pudo observarse porque la distancia se medía necesariamente con algún dispositivo mecánico que también sufría el mismo acortamiento. Efectivamente, si un objeto de 2,99 m de longitud se mide con una cinta métrica que indica 3 m pero ha encogido 1 cm, el objeto parecerá tener 3 m de longitud. Así, en el experimento de Michelson-Morley, la distancia recorrida por la luz en un segundo parecía ser la misma independientemente de la velocidad real de la luz. Los científicos consideraban que la contracción de Lorentz-Fitzgerald era una hipótesis poco satisfactoria, ya que empleaba el concepto de movimiento absoluto pero sacaba la conclusión de que ese movimiento no podía medirse.

Teoría de la relatividad especial 

En 1905, Einstein publicó el primero de dos importantes artículos sobre la teoría de la relatividad, en el que eliminaba el problema del movimiento absoluto negando su existencia. Según Einstein, ningún objeto del Universo se distingue por proporcionar un marco de referencia absoluto en reposo en relación al espacio. Cualquier objeto (por ejemplo, el centro del Sistema Solar) proporciona un sistema de referencia igualmente válido, y el movimiento de cualquier objeto puede referirse a ese sistema. Así, es igual de correcto afirmar que el tren se desplaza respecto a la estación como que la estación se desplaza respecto al tren. Este ejemplo no es tan absurdo como parece a primera vista, porque la estación también se mueve debido al movimiento de la Tierra sobre su eje y a su rotación en torno al Sol. Según Einstein, todo el movimiento es relativo. 
Ninguna de las premisas básicas de Einstein era revolucionaria; Newton ya había afirmado que “el reposo absoluto no puede determinarse a partir de la posición de los cuerpos en nuestras regiones”. Lo revolucionario era afirmar, como hizo Einstein, que la velocidad relativa de un rayo de luz respecto a cualquier observador es siempre la misma, aproximadamente unos 300.000 km/s. Aunque dos observadores se muevan a una velocidad de 160.000 km/s uno respecto al otro, si ambos miden la velocidad de un mismo rayo de luz, los dos determinarán que se desplaza a 300.000 km/s. Este resultado aparentemente anómalo quedaba demostrado en el experimento de Michelson-Morley. Según la física clásica, sólo uno de los dos observadores -como mucho- podía estar en reposo, mientras que el otro cometía un error de medida debido a la contracción de Lorentz-Fitzgerald experimentada por sus aparatos; según Einstein, ambos observadores tienen el mismo derecho a considerarse en reposo y ninguno de los dos comete un error de medida. Cada observador emplea un sistema de coordenadas como marco de referencia para sus medidas, y un sistema puede transformarse en el otro mediante una manipulación matemática. Las ecuaciones de esta transformación, conocidas como ecuaciones de transformación de Lorentz, fueron adoptadas por Einstein, aunque las interpretó de forma radicalmente nueva. La velocidad de la luz permanece invariante en cualquier transformación de coordenadas.
Según la transformación relativista, no sólo se modifican las longitudes en la dirección del movimiento de un objeto, sino también el tiempo y la masa. Un reloj que se desplace en relación a un observador parecería andar más lento y cualquier objeto material parecería aumentar su masa, en ambos casos en un factor igual al factor G (gamma mayúscula), inverso del factor g. El electrón, que acababa de descubrirse, proporcionaba un método para comprobar esta última suposición. Los electrones emitidos por sustancias radiactivas tienen velocidades próximas a la de la luz, con lo que el factor G podría llegar a ser de 2 y la masa del electrón se duplicaría. La masa de un electrón en movimiento puede determinarse con facilidad midiendo la curvatura de su trayectoria en un campo magnético; cuanto más pesado sea el electrón, menor será la curvatura de su trayectoria para una determinada intensidad del campo. Los experimentos confirmaron espectacularmente la predicción de Einstein; el electrón aumentaba de masa exactamente en el factor que él había predicho. La energía cinética del electrón acelerado se había convertido en masa de acuerdo con la fórmula: E = mc2.
La hipótesis fundamental en la que se basaba la teoría de Einstein era la inexistencia del reposo absoluto en el Universo. Einstein postuló que dos observadores que se mueven a velocidad constante uno respecto de otro observarán unas leyes naturales idénticas. Sin embargo, uno de los dos podría percibir que dos hechos en estrellas distantes han ocurrido simultáneamente, mientras que el otro hallaría que uno ha ocurrido antes que otro; esta disparidad no es de hecho una objeción a la teoría de la relatividad porque según esta teoría, la simultaneidad no existe para acontecimientos distantes. En otras palabras, no es posible especificar de forma unívoca el momento en que ocurre un hecho sin una referencia al lugar donde ocurre. Toda partícula u objeto del Universo se describe mediante una llamada “línea del universo”, que traza su posición en el tiempo y el espacio. Cuando se cruzan dos o más líneas del universo, se produce un hecho o suceso. Si la línea del universo de una partícula no cruza ninguna otra línea del universo, no le ocurre nada, por lo que no es importante (ni tiene sentido) determinar la situación de la partícula en ningún instante determinado. La “distancia” o “intervalo” entre dos sucesos cualesquiera puede describirse con precisión mediante una combinación de intervalos espaciales y temporales, pero no mediante uno sólo. El espacio-tiempo de cuatro dimensiones (tres espaciales y una temporal) donde tienen lugar todos los sucesos del Universo se denomina continuo espacio-tiempo.
Todas las afirmaciones anteriores son consecuencias de la relatividad especial o restringida, nombre aplicado a la teoría desarrollada por Einstein en 1905 como resultado de su estudio de objetos que se mueven a velocidad constante uno respecto de otro.

Teoría de la relatividad general

En 1915, Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general, en la que consideraba objetos que se mueven de forma acelerada unos respecto de otros. Einstein desarrolló esta teoría para explicar contradicciones aparentes entre las leyes de la relatividad y la ley de la gravitación. Para resolver esos conflictos desarrolló un enfoque totalmente nuevo del concepto de gravedad, basado en el principio de equivalencia.
El principio de equivalencia afirma que las fuerzas producidas por la gravedad son totalmente equivalentes a las fuerzas producidas por la aceleración, por lo que en teoría es imposible distinguir entre fuerzas de gravitación y de aceleración mediante un experimento. La teoría de la relatividad especial implica que una persona situada en un vehículo cerrado no puede determinar mediante ningún experimento imaginable si está en reposo o en movimiento uniforme. La relatividad general implica que si el vehículo resulta acelerado o frenado, o toma una curva, el ocupante no puede afirmar si las fuerzas producidas se deben a la gravedad o son fuerzas de aceleración producidas al pisar el acelerador o el freno o al girar el vehículo bruscamente.
La aceleración se define como el cambio de velocidad por unidad de tiempo. Consideremos a un astronauta que está de pie en una nave estacionaria. Debido a la gravedad, sus pies presionan contra el suelo de la nave con una fuerza igual al peso de la persona, w. Si esa misma nave se encuentra en el espacio exterior, lejos de cualquier otro objeto y prácticamente no influida por la gravedad, el cosmonauta también se verá presionado contra el suelo si la nave acelera. Si la aceleración es de 9,8 m/s2 (la aceleración de la gravedad en la superficie terrestre), la fuerza con que el astronauta es presionado contra el suelo es de nuevo igual a w. Si no mira por la escotilla, el cosmonauta no tiene forma de saber si la nave está en reposo sobre la Tierra o está siendo acelerada en el espacio exterior. La fuerza debida a la aceleración no puede distinguirse en modo alguno de la fuerza debida a la gravedad. Einstein atribuye todas las fuerzas, tanto las gravitacionales como las asociadas convencionalmente a la aceleración, a los efectos de la aceleración. Así, cuando la nave está en reposo sobre la superficie terrestre, se ve atraída hacia el centro de la Tierra. Einstein afirma que este fenómeno de atracción es atribuible a una aceleración de la nave. En el espacio tridimensional, la nave se encuentra estacionaria, por lo que no experimenta aceleración; sin embargo, en el espacio-tiempo de cuatro dimensiones, la nave está moviéndose a lo largo de su línea del universo. Según Einstein, la línea del universo está curvada debido a la curvatura del continuo espacio-tiempo en la proximidad de la Tierra.
Así, la hipótesis de Newton de que todo objeto atrae a los demás objetos de forma directamente proporcional a su masa es sustituida por la hipótesis relativista de que el continuo está curvado en las proximidades de objetos masivos. La ley de la gravedad de Einstein afirma sencillamente que la línea del universo de todo objeto es una geodésica en el continuo. Una geodésica es la distancia más corta entre dos puntos, pero en el espacio curvado no es, normalmente, una línea recta. Del mismo modo, las geodésicas en la superficie terrestre son los círculos máximos, que no son líneas rectas en los mapas corrientes.

Confirmación y modificación 

En la mayoría de los casos mencionados hasta ahora, las predicciones clásica y relativista son prácticamente idénticas, aunque la matemática relativista es más compleja. La famosa afirmación apócrifa de que sólo había 10 personas en el mundo que entendieran la teoría de Einstein se refería al complicado álgebra tensorial y a la geometría riemanniana de la relatividad general; en cambio, cualquier estudiante de cálculo elemental puede comprender la relatividad especial.
La teoría de la relatividad general ha sido confirmada en numerosas formas desde su aparición. Por ejemplo, la teoría predice que la línea del universo de un rayo de luz se curva en las proximidades de un objeto masivo como el Sol. Para comprobar esta predicción, los científicos decidieron observar las estrellas que parecen encontrarse muy cerca del borde del Sol. Estas observaciones no pueden realizarse normalmente, porque el brillo del Sol oculta las estrellas cercanas. Durante un eclipse solar total, sin embargo, es posible observar estas estrellas y registrar con precisión sus posiciones. Durante los eclipses de 1919 y 1922 se organizaron expediciones científicas para realizar esas observaciones. Después se compararon las posiciones aparentes de las estrellas con sus posiciones aparentes algunos meses más tarde, cuando aparecían de noche, lejos del Sol. Einstein predijo un desplazamiento aparente de la posición de 1,745 segundos de arco para una estrella situada justo en el borde del Sol, y desplazamientos cada vez menores de las estrellas más distantes. Las expediciones que estudiaron los eclipses comprobaron esas predicciones. En los últimos años se han llevado a cabo mediciones semejantes de la desviación de ondas de radio procedentes de quásares distantes, utilizando interferómetros de radio. Las medidas arrojaron unos resultados que coincidían con una precisión del 1% con los valores predichos por la relatividad general.
Otra confirmación de la relatividad general está relacionada con el perihelio del planeta Mercurio. Hacía años que se sabía que el perihelio (el punto en que Mercurio se encuentra más próximo al Sol) gira en torno al Sol una vez cada tres millones de años, y ese movimiento no podía explicarse totalmente con las teorías clásicas. En cambio, la teoría de la relatividad sí predice todos los aspectos del movimiento, y las medidas con radar efectuadas recientemente han confirmado la coincidencia de los datos reales con la teoría con una precisión de un 0,5%.
Otro fenómeno predicho por la relatividad general es el efecto de retardo temporal, en el que las señales enviadas a un planeta o nave espacial situados al otro lado del Sol experimentan un pequeño retraso (que puede medirse al ser devueltas a la Tierra) en comparación con lo indicado por la teoría clásica. Aunque se trata de intervalos de tiempo muy pequeños, las diferentes pruebas realizadas con sondas planetarias han dado valores muy cercanos a los predichos por la relatividad general. Se han realizado otras muchas comprobaciones de la teoría, y hasta ahora todas parecen confirmarla.

Observaciones posteriores 

Después de 1915, la teoría de la relatividad experimentó un gran desarrollo y expansión a cargo de Einstein y de los astrónomos británicos James Jeans, Arthur Eddington y Edward Arthur Milne, el astrónomo holandés Willem de Sitter y el matemático estadounidense de origen alemán Hermann Weyl. Gran parte del trabajo de estos científicos correspondió a un esfuerzo por ampliar la teoría de la relatividad para que incluyera los fenómenos electromagnéticos. Recientemente, numerosos científicos han tratado de unir la teoría gravitatoria relativista con el electromagnetismo y con las otras dos fuerzas fundamentales, las interacciones nuclear fuerte y nuclear débil. Aunque se han realizado algunos avances en ese terreno, no ha habido grandes éxitos, y hasta ahora no se ha aceptado ninguna de las teorías de forma generalizada.
Los físicos también han dedicado muchos esfuerzos al desarrollo de las consecuencias cosmológicas de la teoría de la relatividad. Dentro del marco de los axiomas planteados por Einstein son posibles muchas líneas de desarrollo. Por ejemplo, el espacio está curvado, y se conoce exactamente su grado de curvatura en las proximidades de cuerpos pesados, pero su curvatura en el espacio vacío (causada por la materia y la radiación de todo el Universo) es incierta. Además, los científicos no están de acuerdo en si es una curva cerrada (comparable con una esfera) o abierta (comparable con un cilindro o una taza con paredes de altura infinita).
La teoría de la relatividad lleva a la posibilidad de que el Universo se está expandiendo: esa es la explicación generalmente aceptada para la observación experimental de que las líneas espectrales de galaxias, quásares y otros objetos distantes se encuentran desplazadas hacia el rojo. La teoría del Universo en expansión hace que sea razonable suponer que la historia del Universo es finita, pero también permite otras alternativas. Es parte de los misterios del futuro del universo.
Einstein predijo que las perturbaciones gravitacionales importantes, como la oscilación o el colapso de estrellas de gran masa, provocarían ondas gravitacionales, perturbaciones del continuo espacio-tiempo que se expandirían a la velocidad de la luz. Los físicos siguen buscando este tipo de ondas.
Gran parte de los trabajos posteriores sobre la relatividad se centraron en la creación de una mecánica cuántica relativista que resultara satisfactoria. En 1928, el matemático y físico británico Paul Dirac expuso una teoría relativista del electrón. Más tarde se desarrolló una teoría de campo cuántica llamada electrodinámica cuántica, que unificaba los conceptos de la relatividad y la teoría cuántica en lo relativo a la interacción entre los electrones, los positrones y la radiación electromagnética. En los últimos años, los trabajos del físico británico Stephen Hawking se han dirigido a intentar integrar por completo la mecánica cuántica con la teoría de la relatividad.

Reticulum - El Retículo

Ubicada entre la luminosa Achernar y Canopus, esta pequeña constelación estelar débil fue llamada inicialmente Rhombus, el Rombo, por Isaak Habrecht de Estrasburgo. Lacaille la volvió a bautizar con el nombre de Reticulum en homenaje al retículo, que es la cuadrícula del ocular de un telescopio y que sirve para centrar y enfocar. En algunos círculos también se llama la Red.
R Reticuli es una estrella de categoría Mira que presenta un vivo color carmesí y su luminosidad oscila entre 7 y 13 en un período de 9 meses.

Sagitta - La Flecha

Esta es una constelación pequeña situada entre Altair, en el Aguila, y Albireo (Beta Cygni). Los antiguos hebreos, persas, árabes, griegos y romanos identificaron a este grupo de estrellas con una flecha y la asociaron con la saeta usada por Apolo para aniquilar al Cíclope, con la flecha que Hércules lanzó a los Pájaros de Stymphalia y con el dardo de Cupido.
U Sagittae es una estrella binaria eclipsable que cada 3,4 días cae de 6,5 a 9,3 de magnitud.
V Sagittae es débil y cae irregularmente desde 8,6 a 13,9 de magnitud, pero es atractiva ya que cambia un poco cada noche. Se piensa que hace tiempo era una nova.
M 71 es un racimo fértil de estrellas débiles que está al sur de una línea imaginaria entre Delta y Gamma Sagittae. Se le considera un racimo globular pobre y poco poblado.

Sagittarius - Sagitario

Es parte del zodíaco y su rasgo más característico es el grupo de estrellas que la habita, que parece una tetera.
Sagitario es un centauro, mitad hombre y mitad caballo, y se le asocia a Quirón, también identificado con Centauro, aunque en su representación lleva un arco, lo que no es propio de Quirón, famoso por su sabiduría y amabilidad. Otros dicen que Quirón creó la constelación para guiar a Jason y los Argonautas.
Está en la Vía Láctea, en el centro de la galaxia, donde la banda es más ancha, aunque aparece atravesada por oscuras líneas de polvo. Es un tesoro de racimos globulares y galácticos, rico en nebulosas brillantes y oscuras.
El Gran Racimo de Sagittarius M 22 es un globular muy grande, el mejor de la constelación. Su magnitud 6,5 lo hace fácil de ver.
M 23 es uno de los muchos racimos galácticos de Sagitario y tiene unas 100 estrellas en un área tan extensa como la Luna aparente.
La Nebulosa de la Laguna (M 8) es una formación difusa y espectacular alrededor del racimo NGC 6530.
La Nebulosa Trífida (M 20) está al norte de M 8. Debe su nombre a 3 fajas de nubes oscuras que la dividen.
La Nebulosa Omega (M 17), también conocida como el Cisne o la Herradura, sólo puede verse con prismáticos.

Scorpius - El Escorpión

Para los griegos, Scorpius es el escorpión que mató a Orión y por ello ambas constelaciones están en lados opuestos del cielo.
Es una bella constelación zodiacal, llena de luminosas estrellas y ricos campos estelares, en la Vía Láctea. En el extremo norte, dibuja una línea de tres estrellas, con Antares en el centro. Los persas veían a Antares y Fomalhaut como estrellas reales, vigilantes del cielo.
Los romanos se referían a Antares como Cor Scorpionis (corazón del escorpión). Los chinos aludían a su brillo como al "Gran Fuego".Está a unos 520 años luz y es una supergigante roja de mil millones de kilómetros de ancho y nueve mil veces más luminosa que el Sol, pero tiene una masa apenas 10 a 15 veces mayor que el Sol. Su interior puede ser un vacío muy caliente.
Beta Scorpii es una estrella doble cuyos componentes tienen una separación de 13,7 segundos de arco y magnitudes 2,6 y 4,9.
M 4 es un extraño racimo globular que presenta aspectos distintos según el instrumento con que se le observa.
El Racimo Mariposa (M 6) debe su nombre a que sus estrellas semejan una mariposa.
Scorpius X-1 es una binaria en la que una expulsa gas sobre la otra, una estrella densa que podría ser una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Es una brillante fuente de rayos X..

Sculptor - El Taller del Escultor

Se ubica al sur de Acuario y la Ballena. Tiene escasos elementos atractivos y los más interesante es un pequeño racimo de galaxias en espiral.
NGC 253, por medio de un pequeño telescopio, se ve como una de las galaxias más interesantes del cielo, en especial observada desde el hemisferio sur. Grande y aparentemente aplanada, la descubrió Caroline Herschel, en 1783, cuando buscaba cometas.
NGC 55 es otra excelente galaxia de apariencia aplanada. A través de un telescopio de 200 mm se ve con un extremo más luminoso que el otro.
Esta constelación, originalmente llamada El Taller del Escultor por Nicolas-Louis de Lacaille, la podemos considerar como el grupo local más cercano a la Tierra en todo el cosmos.

Scutum -El Escudo de Sobieski

Ideada por Johannes Hevelius a finales del siglo 17, la llamó Scutum Sobiescianum en homenaje al rey de Polonia John Sobieski, quien rechazó la invasión del ejército turco a su país en 1683.
Es fácil de identificar en el cielo, a pesar de no ser una constelación grande ni brillante, ya que una de las nubes de estrellas de la Vía Láctea está dentro de sus componentes.
R Scuti es una estrella variable semirregular tipo RV Tauri, que cae desde la magnitud 5,7 a 8,4 con un período de 5 meses.
El Racimo Pato Salvaje (M 11) es un elemento muy interesante del tipo abierto, fácil de ver con prismáticos y espectacular con telescopio. Es uno de los más compactos en su tipo y la presencia de una estrella brillante en su fondo subraya su belleza.

Serpens - La Serpiente

Es la única constelación que aparece dividida en dos partes. La cabeza y la cola, Serpens Caput y Serpens Cauda, están separadas por Ofiuco (Portador de Serpientes). Antiguamente estos tres elementos conformaban una sola constelación.
R Serpentis es una estrella del tipo Mira, a medio camino entre Beta y Gamma Serpentis, con un brillo máximo de 6,9 que cae hasta 13,4, con un período de un año.
M 5 es un impresionante racimo globular que está a unos 26 mil años luz.
La Nebulosa del Aguila (M 16) es una sorprendente combinación de nebulosa y racimo de estrellas, perfectamente visualizable a través de un telescopio de 200 mm.

Sextans - El Sextante

Esta es otra constelación ideada por Johannes Hevelius, quien le asignó este nombre para recordar la destrucción del sextante que usó para medir las posiciones de las estrellas y orientarse en sus observaciones astronómicas. El sextante, al igual que el resto de sus instrumentos, fue destruido por un incendio en septiembre de 1679.
Ubicada entre Leo e Hidra, la estrella más luminosa de Sextante, de magnitud 4,5, apenas puede verse sin ayuda óptica. En la antigüedad, los chinos tomaron a una de las estrellas más débiles de Sextans para representar a Tien Seang, el Ministro de Estado en el Cielo.
La Galaxia de Spindle (NGC 3115) es de 10ª magnitud, de apariencia aplanada y tiene forma de lente. A diferencia de otras galaxias débiles, ésta muestra una visión satisfactoria con telescopios de 200 mm o más. Parece ser una galaxia entre elíptica y espiral.

SUPERNOVAS

Cuando se les acaba el combustible a las estrellas supergigantes, conocen un fin abrupto.
Por grande que sea su núcleo, es decir por mucha contracción gravitatoria que pueda generar, la última reacción termonuclear posible es la que entrega hierro y níquel como productos: los núcleos de estos átomos son los que más energía interna tienen, los más ligados.
Si se formaran núcleos más pesados, éstos no entregarían energía a la estrella sino que, al contrario, sería necesario darles energía para formarlos. Por ello, si un núcleo es lo suficientemente masivo para comprimirse hasta las temperaturas necesarias para producir hierro, su fin es inminente.
Una vez producido el hierro (proceso muy rápido) el núcleo deja de producir energía. Entonces, su peso, en crecimiento con las capas superiores, lo comprime cada vez más, hasta alcanzar la densidad en la cual los electrones son absorbidos por los neutrones. El núcleo se derrumba sobre sí mismo en fracciones de segundo en una implosión gravitacional llamada supernova.
Durante dicho derrumbe se alcanzan energías gigantescas cerca del centro, con innumerables reacciones nucleares muy distintas a las normales en la evolución previa de las estrellas. Es en esos instantes que se produce el oro y la mayoría de los elementos más masivos que el hierro. Se produce así una cantidad enorme de energía, con una gran liberación de rayos gamma y neutrinos.
Parte de esa energía escapa desde el centro y, de una manera cuyos detalles no se conocen bien, detiene e invierte la caída de las partes más externas de la estrella, expulsándolas con gran fuerza. Es como si éstas rebotaran cerca del centro.
Hay dos tipos de supernovas. Las de tipo I son producidas por el colapso de enanas blancas o estrellas de neutrones producido por un aporte de masa más allá del límite. Esta situación se da en algunas estrellas binarias. En los espectros de esas supernovas no hay hidrógeno (fue consumido por la enana blanca). Se les conoce también como Novas.
Las supernovas de tipo II son las que hemos descrito más arriba. En sus espectros sí hay hidrógeno.
A causa de su alta luminosidad (muy variable entre cada caso) de más de 1010 luminosidades solares (Ls), o sea una magnitud absoluta de -20, las supernovas pueden ser vistas en galaxias muy remotas. Por ello, son muy útiles para conocer las distancias extragalácticas, sobre todo ahora que se ha podido calibrar mejor los distintos tipos de supernovas que hay.
El problema es que ocurren muy poco y las que han aparecido en galaxias cercanas (cuya distancia es bien conocida), son más bien escasas.

Taurus - Tauro o El Toro

Otra constelación boreal zodiacal que destaca por tener a dos de los racimos más grandes y emblemáticos del espacio celeste: las Hiadas y las Pléyades. 
En todos los tiempos los toros han sido objeto de culto y veneración como símbolos de fuerza y fertilidad. Los griegos creían que esta constelación era Zeus disfrazado de toro. Zeus se enamoró de Europa, la hermosa hija del rey de los fenicios. Una vez, jugando a la orilla del mar, Europa vio a un hermoso toro blanco en la manada de su padre. El toro, que era Zeus disfrazado, se le acercó y se postró ante ella, la que subió sobre sus espaldas. El toro corrió hacia el mar y nadó hasta Creta en donde Zeus hizo de Europa su amante. Uno de sus hijos, Minos, se convirtió en el rey de Creta.
Las Pléyades (M 45), también llamadas las Siete Hermanas, son el racimo abierto más famoso y da forma al hombro del toro. Durante una noche oscura se pueden ver 6 de sus estrellas a simple vista. En buenas condiciones se contemplan 9. Con más de 500 estrellas, el racimo está a 410 años luz y cubre un área 4 veces el de la Luna.
Las Hiadas es también un racimo abierto, pero está más cerca, a 150 años luz, por lo que a simple viste se divisa la separación entre sus estrellas. Sus componentes forman la cabeza del toro.
Aldebaran (Alpha Tauri) es una gigante estrella naranja, la más brillante de Tauro. A 60 años luz, es el ojo del toro.

TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE 

Es el primer observatorio en órbita de uso general, desarrollado en un marco de cooperación entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA). Lanzado el 24 de abril de 1990, el HST (Hubble Space Telescope, en inglés) recibió su nombre en honor del astrónomo estadounidense Edwin Hubble, quien demostró en los años 20 el alejamiento de las Galaxias. El espejo principal del telescopio tiene un diámetro de 2,4 m y sus lentes están diseñadas de forma que cuando realiza una observación de la luz visible el telescopio puede determinar, en teoría, objetos astronómicos que se encuentran a una distancia angular de hasta 0,05 segundos de arco. En comparación, los grandes telescopios tradicionales sobre la Tierra, funcionando cuando el cielo está en condiciones atmosféricas óptimas, obtienen una resolución de imagen de 0,5 segundos de arco. En principio, el HST estaba equipado para realizar observaciones en la regiones visible y ultravioleta del espectro electromagnético y contaba con cinco detectores: las cámaras WFPC (Wide Field Planetary Camera) y FOC (Faint Object Camera), los espectrógrafos FOS (Faint Object Spectrograph) y GHRS (Goddard High Resolution Spectrograph), y el fotómetro HSP (High Speed Photometer). Tiene también tres sensores de guía de precisión que se pueden utilizar para medidas astronómicas de gran precisión como la determinación de distancias de las estrellas.
Cuando el telescopio ya estaba en órbita, los científicos descubrieron que su espejo principal no enfocaba bien debido a un error de fabricación. Se llevó a cabo una misión de asistencia para reparar el problema en diciembre de 1993, utilizando la lanzadera espacial Endeavour. Se insertó un dispositivo de corrección óptica llamado COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) en la ranura correspondiente al fotómetro de alta velocidad (HSP) que tuvo que retirarse. La cámara WFPC, con un recorrido óptico diferente del de los otros cuatro instrumentos, fue sustituida por la cámara WFPC2, que tenía incorporado un elemento corrector para el defecto del espejo principal. Esta cámara ha proporcionado imágenes más detalladas de algunos fenómenos, como la formación de estrellas. El telescopio también facilitó una de las mejores visiones del planeta Júpiter cuando fue bombardeado por los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994. Las imágenes de los efectos producidos por las colisiones, proporcionaron a los científicos datos de gran importancia para el análisis espectral de la composición química de la atmósfera de Júpiter.
En febrero de 1997, seis astronautas a bordo de la lanzadera espacial Discovery llevaron a cabo una misión de puesta a punto del telescopio que incluía una revisión técnica y la instalación de dos poderosos instrumentos de observación. Los espectrógrafos GHRS y FOS fueron retirados y sustituidos por estos dos nuevos instrumentos: el espectrógrafo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) y la cámara NICMOS (Near Infrarred Camera and Multi-Object Spectrometer). Al contrario que sus predecesores, GHRS y FOS, que pueden observar de una vez un único punto en el espacio, el espectrógrafo STIS puede observar una línea continua. Esto permite, entre otras cosas, estudiar las diversas velocidades a las que la materia gira en torno al centro de una galaxia.
La cámara NICMOS es el primer instrumento del HST que trabaja en la región infrarroja del espectro electromagnético. La radiación infrarroja, al contrario que la visible, no es reflejada ni absorbida por la materia y se detecta normalmente en forma de calor radiante; por ello, esta cámara permitirá contemplar objetos calientes, como estrellas en proceso de formación, que se encuentren en el interior de nubes de polvo y gas. Los astrónomos también confían en detectar galaxias tan lejanas que desde la Tierra parecen emitir radiación en la región infrarroja en vez de en la visible. Además, la luz de estas galaxias ha recorrido una distancia tan grande hasta alcanzar la Tierra que las galaxias aparecen como eran cerca del origen del Universo, proporcionando a los astrónomos datos sobre las galaxias en formación.
La NASA tiene previsto realizar otras dos nuevas revisiones del HST en los próximos cinco años.

Telescopium - El Telescopio

Creada por Nicolas-Louis de Lacaille en el siglo 18 en homenaje al valioso instrumento, primero fue bautizada como Tubus Telescopium. Está ubicada entre Sagitario, Ofiuco, la Corona Austral y Escorpión.
RR Telescopii es una pequeña estrella del tipo nova muy interesante. En un período de 13 meses variaba entre las magnitudes 12,5 y 15, hasta que en 1944 alcanzó la magnitud 6,5 y mantuvo ese estado por 5 años, volviendo a caer, también con período de 13 meses. Se cree que puede ser un sistema binario donde una gran estrella roja se hace cargo de las variaciones menores y otra más pequeña y caliente es responsable de una parte de la conducta de la nova.

TOLOMEO, CLAUDIO (c. 100-c. 170)

Astrónomo, matemático y geógrafo cuyas teorías y explicaciones astronómicas dominaron el pensamiento científico hasta el siglo XVI. También se reconocen sus aportaciones en matemáticas, óptica y geografía. Posiblemente, Tolomeo nació en Grecia, pero su nombre verdadero, Claudius Ptolemaeus, refleja todo lo que realmente se sabe de él: “Ptolemaeus” indica que vivía en Egipto y “Claudius” significa que era ciudadano romano. De hecho, fuentes antiguas nos informan de que vivió y trabajó en Alejandría, Egipto, durante la mayor parte de su vida.

Almagesto

La primera y más famosa obra de Tolomeo, escrita originariamente en griego, se tradujo al árabe como “al-Majisti” (Obra magna). En Europa, las traducciones latinas medievales reprodujeron el título como “Almagesti”, y desde entonces se le conoce simplemente como “Almagesto”. En esta obra, Tolomeo planteó una teoría geométrica para explicar matemáticamente los movimientos y posiciones aparentes de los planetas, el Sol y la Luna contra un fondo de estrellas inmóviles. Esta obra no incluía ninguna descripción física de los objetos del espacio.
Tolomeo comenzó por aceptar la teoría mantenida de forma generalizada en aquel entonces de que la Tierra no se movía, sino que estaba en el centro del Universo. Por razones filosóficas, se consideraba que los planetas y las estrellas se movían con movimiento uniforme en órbitas perfectamente circulares. Más tarde amplió la teoría en un intento de explicar los enigmas astronómicos que presentaba, por ejemplo, los aparentes movimientos de retroceso de los planetas y las variaciones aparentes de tamaño o brillo de la Luna y de los planetas. Tolomeo planteó que los planetas, el Sol y la Luna giraban en pequeñas circunferencias cuyos centros giraban a su vez alrededor de circunferencias mucho más grandes que tenían su centro en la Tierra. De esta forma, hizo que su sistema se adecuara a la mayoría de las observaciones que habían registrado los astrónomos.
Utilizó el término “epiciclo” para describir la pequeña circunferencia sobre la que, según él, giraban los objetos en el espacio. Para que funcionara la teoría de los epiciclos, tuvo que introducir variaciones en las matemáticas tradicionales. Ésta fue una de las razones por las que el astrónomo polaco Nicolás Copérnico rechazó el sistema de Tolomeo en el siglo XVI y desarrolló su propia teoría heliocéntrica, que establece de forma correcta que el Sol está situado en el centro del Sistema Solar. Aun así, Copérnico mantuvo un elaborado sistema de epiciclos.

Otras obras 

Tolomeo también contribuyó sustancialmente a las matemáticas a través de sus estudios en trigonometría y aplicó sus teorías a la construcción de astrolabios y relojes de sol. En su “Tetrabiblon”, aplicó la astronomía a la astrología y la creación de horóscopos. En “Geografía”, obra de gran importancia histórica, describe el mundo tal como lo conocía la gente de su tiempo. Esta obra, que utiliza un sistema de latitud y longitud, influenció a los cartógrafos durante cientos de años, pero adolecía de falta de información fiable. Tolomeo también dedicó un tratado a la teoría musical: “Harmónicos”, y en Óptica exploró las propiedades de la luz, especialmente la refracción y la reflexión. La “Óptica”, conocida solamente por una versión árabe, hace hincapié en los experimentos y en la construcción de aparatos especiales para promover el estudio de la luz y desarrollar una teoría matemática de sus propiedades.

Triangulum Austral - El Triángulo Austral

Por primera vez esta constelación apareció en Uranometría, el atlas de Johann Bayer, en 1603. Se presenta como una figura de tres caras en el cielo austral. Se ubica al sur de Norma (el Nivel) y al este de Circinus (el Compás), instrumentos de uso obligado para carpinteros y navegantes en los viajes al hemisferio sur.
R Trianguli Australis es una de las Cepheid de la constelación. Varía en una magnitud de casi un punto, entre 6,0 y 6,8. Como toda Cepheid, es muy regular y su período exacto es de 3.389 días.
S Trianguli Australis es otra brillante Cepheid que va de 6,1 a 6,7 en 6.323 días.
NGC 6025 es un pequeño racimo abierto, con unas 30 estrellas de 9ª magnitud, con un fondo de estrellas más débiles.

Triangulum - El Triángulo

Esta es una constelación pequeña y débil situada al sur de Andrómeda, cerca de Beta y Gama Andromedae. Pese a su carencia de atractivo, esta constelación era muy conocida en la antigüedad. A causa de su similitud con delta, la letra griega, se le conoció como Delta o Deltotum. Se le vincula al delta del río Nilo y a la isla de Sicilia,en Italia, por su forma de triángulo. Los hebreos le dieron su nombre asociándolo con la forma de un instrumento musical triangular.
La Galaxia del Molinillo (M 33) tiene una magnitud 5,5, alumbrando un área tan grande que es muy difícil de abarcar visualmente. Se ve en forma de hilera pues aparece de frente. Un telescopio de campo visual ancho es necesario para contemplar la galaxia, ya que uno de campo estrecho es inútil para esta tarea.

Tucana - El Tucán

Los tucanes son los más grandes en la familia de los Ramphastos, aves de colores luminosos y grandes picos que viven en América tropical. Johann Bayer escogió este nombre para la constelación y la representó mostrando al Tucán sentado sobre la Pequeña Nube de Magallanes, una de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea, cuidándola como a un huevo.
47 Tucanae (NGC 104) está a 16 mil años luz y brilla con magnitud 4,5, compitiendo con Omega Centauri por el título del racimo globular más espectacular del cielo.
Pequeña Nube de Magallanes (PNM) es una galaxia que se puede ver a simple vista, con cielo y atmósfera adecuada, al lado de 47 Tucanae. Está a casi 200 mil años luz de nosotros y se estima que tiene unos 30 mil años luz de ancho.

Ursa Maior - La Osa Mayor

Es una las constelaciones más antigua y más conocida. Muchas leyendas de distintas culturas y naciones aluden a este grupo de 7 estrellas representadas por un carro, nombre por el que también se la conoce.
Para los cherokees, en América del Norte, el brazo del carro es un grupo de cazadores que porfiadamente persiguen a la osa desde que asoma en el cielo en primavera hasta que se pone en las noches de otoño. Los chinos veían a las estrellas de la Osa Mayor como una fuente de alimentos para la población en época de escasez. Lo mismo decían los hebreos.
Mizar (Zeta Ursae Majoris) y Alcor conforman la famosa doble estrella aparente ubicada en medio del brazo del carro. Tiene una separación de 12 minutos de arco y a simple vista se percibe como un par. Mizar es una estrella binaria real, separada por 14 segundos de arco.
M 81 es una galaxia espiral visible con prismáticos. Observada en condiciones óptimas es impresionante.
M 82 está a medio grado de M 81 y es alargada y estrecha. 
La Nebulosa de la Lechuza (M 97) es una nebulosa planetaria oval que tiene la forma de este pájaro. Es grande y borrosa y para ubicarla se requiere al menos un telescopio de 75 mm o más.

Ursa Minor - La Osa Menor

Esta constelación aparenta ser una cuchara con el mango doblado por un niño juguetón. Fue Tales de Mileto, el astrónomo griego, el que la reconoció como constelación el año 600 a.C.
En la antigua Grecia se decía que Zeus y Calisto, una mortal, tuvieron un hijo llamado Arcas. Hera, esposa de Zeus, convirtió a la amante en una osa y, en una ocasión y mientras cazaba, Arcas estuvo a punto de matarla. Zeus salvó a Calisto y junto a su hijo los colocó en el cielo. Calisto es la Osa Mayor y Arcas la Osa Menor.
Polaris (Alpha Ursae Minoris) es la estrella polar del hemisferio norte. Se trata de una variable Cepheid a casi un grado del polo exacto. La precesión del eje de la Tierra llevará al polo a casi 27 minutos de arco de Polaris alrededor del año 2100 y luego empezará a alejarse otra vez. 
Polaris está a 820 años luz, con una compañera de 9ª magnitud distanciada unos 18 segundos y medio de arco.

Vela - La Vela (de Argo)

Este grupo estelar, junto a Carina (la Quilla) y Pyxis (la Brújula), integraba un gran agrupación de estrellas en el cielo austral que se denominaba Argos Navis, el Barco Argo, que era la nave en que Jasón y los Argonautas viajaron en busca del Vellocino de Oro. En 1750, Nicolas-Louis de Lacaille dividió a Argos Navis distribuyendo sus estrellas en las constelaciones aludidas.
Delta y Kappa Velorum, junto con Epsilon e Iota Carinae, conforman una versión corregida y aumentada, aunque de mayor debilidad, de la Cruz del Sur, por lo que también se la conoce como la Falsa Cruz.
Gamma Velorum es una estrella doble que se percibe con prismáticos y pulso firme. Su elemento principal es una Wolf-Rayet, muy caliente y brillante.
NGC 3132 es una brillante nebulosa planetaria que acompaña a los diversos racimos en Vela, aunque está al borde de Antlia. Tiene magnitud 8 y un minuto de arco de ancho y se la ve como la réplica meridional de la nebulosa de Anillo de Lira, aunque con una estrella principal más luminosa.

LA VÍA LÁCTEA

Cualquiera de nosotros puede ver un cinturón de estrellas lejanas y débiles que se extiende a lo largo del cielo, llamado Vía Láctea (de lactos = leche) a causa de su color lechoso. Al mirar arriba o abajo, en cambio, se ven sólo estrellas.
Desde el hemisferio sur, la Vía Láctea (VL) es tan brillante que algunos pueblos indígenas le colocaron nombre a zonas en que, desde el hemisferio norte, sólo se ven algunas estrellas.
Uno de los mayores logros de la astronomía del siglo XX fue conocer la estructura correcta de la VL.

Nuestra galaxia

En 1610, con el primer telescopio, Galileo descubrió que la VL estaba constituida por una multitud de estrellas.
A finales del siglo XVIII, en 1785, William Herschel construyó los telescopios más grandes de su época y los utilizó para explorar los cielos. No sólo descubrió el planeta Urano, sino también cantidad de satélites y estrellas dobles, además de innumerables cúmulos de estrellas y nebulosas. Como vio que en todas las direcciones alrededor de la VL había la misma cantidad de estrellas, pesó que el Sol debía encontrarse cerca de su centro. Hoy sabemos que eso es falso: grandes nubes de polvo y gases restringen la observación óptica a estrellas situadas a no más de 2000 parsecs (6.500 años luz) de distancia. Tras calcular que debía haber unos 100 millones de estrellas (en realidad hay mil veces más) Herschel intentó conocer el tamaño de la VL basándose en la comparación del brillo de las estrellas, dado que su luz disminuye con el cuadrado de la distancia. Su resultado fue demasiado pequeño: apenas 7.500 años luz de diámetro (es más de diez veces mayor).
Observaciones radioastronómicas han revelado que la VL tiene forma de espiral, con un engrosamiento central de estrellas viejas; un disco exterior de estrellas tanto viejas como jóvenes y calientes que constituyen los brazos espirales; y un gran halo de estrellas pálidas.
Las estrellas de la VL están todas unidas por la gravedad y giran alrededor de un centro distante, oculto detrás de nubes de polvo y gases interestelares (hidrógeno y helio en un 95%). El hidrógeno se puede detectar en la longitud de los 21 cm. 
El gas se manifiesta por absorción o por emisión de luz. El polvo, en tanto, por una fuerte absorción de luz. Las nubes de gases a una temperatura de hasta unos 30°K son principalmente hidrógeno molecular (H2) mientras que las que están a unas cuantos cientos de grados contienen hidrógeno atómico (H). Cerca de las estrellas más brillantes y calientes, en tanto, el hidrógeno es ionizado.
En las nubes situadas en un ancho anillo entre 3.000 y 8.500 parsecs del centro, hay grandes cantidades de hidrógeno. Por ello, es ahí donde hay una gran tasa de formación de estrellas y donde el brillo de las galaxias espiral es mayor.
El núcleo de la VL ha sido hasta hace poco una región misteriosa, oculta a la vista por oscuras nubes de polvo interestelar. Del núcleo, los astrónomos obtuvieron la primera descripción detallada en 1983, cuando fue lanzado el Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS). Dicho satélite es el mismo que confirmó además la existencia de nubes de polvo alrededor de algunas estrellas jóvenes. (Fig: nubes de polvo IRAS) Son algunas de esas nubes de polvo las que probablemente se transformarán en exoplanetas, en los cuales quizás habrá vida. Liberados de la opacidad atmosférica de la Tierra que los ocultaba, los sensores a bordo del IRAS grabaron con detalles sin precedentes las posiciones y las formas de innumerables fuentes de energía infrarroja que ocupan el corazón de la VL. Entre éstas se descubrió un objeto macizo que no era una estrella y demasiado compacto para ser un cúmulo de estrellas; podría ser un agujero negro.

Forma y tamaño de la VL

La luz, a una velocidad de 300.000 km/s, necesitaría 400.000 años para atravesar la VL de extremo a extremo de su halo. Éste último es una pálida zona con estrellas que no pertenecen ni a los cúmulos, de los que ya hablaremos, ni a la espiral visible de la galaxia. La espiral visible mide unos 100.000 años luz o 30.000 parsecs de diámetro. 
La VL está compuesta de estrellas que giran alrededor de un centro común. El Sol, situado a unos 30.000 años luz del centro de la VL, viaja a una velocidad de unos 210 km/s y completa una revolución entera cada 230 millones de años.
Hay una gran cantidad de polvo y partículas de gas esparcidas entre las estrellas. Esta materia interestelar intercepta la luz visible emitida por estrellas distantes, de modo que los observadores en la Tierra no pueden contemplar con detalle las partes lejanas de la Vía Láctea ni los cuerpos situados más allá: nuestra propia galaxia es una “zona de impedimento”.
Los cúmulos estelares
Fuera de la VL, en su periferia cercana, se ubican unos conjuntos de estrellas llamados cúmulos, ligados gravitacionalmente a aquella. Los más lejanos están a 150.000 años luz. Los cúmulos poseen una luminosidad máxima de 106 Ls. Son de forma esférica ya que no giran sobre sí mismos (si lo hacen, muy lentamente). Los hay de dos tipos: abiertos y globulares. 
Fue el astrónomo norteamericano Harlow Shapley quien, siguiendo el descubrimiento de Henrietta Swan Leavitt de la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas “variables cefeidas” esparcidas por toda la VL y en los cúmulos, contribuyó al cambio de visión heliocéntrica hacia una galactocéntrica.
Es como sigue.
Miss Leavitt estudió una clase especial de estrellas supergigantes, las variables cefeidas. Las variables más luminosas, unas supergigantes, alcanzan 2x104 luminosidades solares (Ls): su magnitud absoluta muy grande. Su brillo varía en períodos que dependen de su magnitud absoluta, pues hay una relación período-luminosidad. Gracias a esto, podemos calcular fácilmente su distancia.
Como los cúmulos no están en el plano de la galaxia, sus estrellas variables son fáciles de ver hasta distancias muy grandes, al contrario de gran parte de la galaxia. La mayor parte de los cúmulos contiene al menos unas pocas estrellas variables. Shapley calculó las distancias a los cúmulos. En 1917, ya conocía la distancia a 93 de ellos y construyó un mapa tridimensional. Los cúmulos resultaron tener una disposición esférica, pero el centro de esa esfera no era el Sol, sino un punto en medio de la VL, en la constelación del Sagitario, a unos 8.500 parsecs de distancia de nosotros. 
Shapley supuso (acertando) que los cúmulos estaban centrados sobre el centro de la galaxia. Su suposición ha sido verificada por muchos medios, incluyendo la distribución de los cúmulos en otras galaxias.

Virgo - Virgo, La Doncella, La Virgen

Virgo en el zodiaco es la única figura femenina y ha sido el símbolo de diversas divinidades en diversas culturas. Para los babilonios era Ishtar, diosa de la fertilidad; para los romanos era Astrea, diosa de la justicia; los griegos la llamaban Deméter, diosa de la cosecha. Virgo se muestra sujetando una espiga de trigo o llevando las balanzas de Libra, la constelación adyacente.
Spica (Alpha Virginis) es una estrella blanca y luminosa y que aparece como la espiga de trigo. Está a 220 años luz, con una luminosidad 2 mil veces más grande que la del Sol. 
Porrima (Gamma Virginis) es una de las mejores dobles, donde cada componente brilla con magnitud 3,7. Separada por 3 segundos de arco, el par es fácil de descomponer, pero el año 2017 se verá más junta.
M 49 es una de las más brillantes galaxias eclípticas en el racimo de Virgo.
M 84 y 86 son 2 galaxias eclípticas que están muy cerca para ser vistas en el mismo campo de un telescopio de poca potencia.
3C273 Virginis es el quásar más luminoso conocido, pero su magnitud es 13 lo que hace necesario un telescopio de 200 mm para verlo. Está a 3 billones de años luz y es el elemento más lejano que los aficionados pueden ver con telescopio.

Volans - El Pez Volador

La constelación de Piscis Volans, como la llamó primitivamente Johan Bayer en su atlas de 1603, está al sur de Canopus. Actualmente es llamada solamente Volans. Los marinos que surcaban los mares australes señalaban haber visto bancos de peces voladores, lo que parece haber ideado el nombre. Las aletas pectorales de estos peces alcanzan dimensiones parecidas a las alas de las aves y se deslizan por el agua en recorridos que lluegan a los 400 metros.
S Volantis es una estrella Mira que tiene una magnitud 8,6, aunque a veces llega hasta 7,7. Su promedio mínimo es 13,6. Este estrella tiene un período de casi 14 meses.

Vulpecula - La Zorra

Esta constelación tiene la especial particularidad de no estar vinculada a ninguna leyenda interesante, referencia mitológica, relato popular o moraleja. Es una idea de Johannes Hevelius en 1690, cuando la llamó Vulpecula Cum Anser que significa la Zorra con el Ganso, pero finalmente quedó como la Zorra.
La Nebulosa de Dumbbell (M 27) es una excelente nebulosa planetaria, muy acogedora para la exploración con telescopios pequeños. Es fácil de ubicar al norte de Gamma Sagittae, pues es grande y brillante. De magnitud 7, con prismáticos se verá como una débil mancha nebulosa. Con un telescopio pequeño, se distinguirá su extraña forma, y con un instrumento de mayor potencia se verá su estrella de magnitud 13. 
La emisión de gases de la Nebulosa de Dumbbell se extiende a una velocidad de 27 kilómetros por segundo, pero jamás veremos algún cambio relevante debido a lo indetectable del fenómeno para nuestros medios ópticos.
   
Departamento de Astronomía, Universidad de Chile 2006 
 


Glosario de términos relacionados con la Astronomía.

A

Ácido sulfúrico
Ácido dibásico fuerte, oleoso, corrosivo y pesado de fórmula H2SO4 que es incoloro en estado puro; es un agente oxidante y deshidratante muy potente. Es abundante en la atmósfera de Venus. 

Acreción
Acumulación de polvo y gas en cuerpos más grandes. 

Afelio
Punto de la órbita de un planeta donde está más alejado del Sol.

Agujero negro
Objeto cuya gravedad es tan grande que la velocidad de escape es superior a la velocidad de la luz. La luz que trata de escapar de un agujero negro vuelve a caer sobre su superficie tal como lo hace una piedra lanzada al aire. Por ello, un agujero negro es invisible desde su exterior. 

Albedo
Reflectividad de un objeto; razón entre la luz reflejada y la luz incidente (varía entre 0 y 1). Un objeto con albedo alto se ve más brillante que otro similar de albedo bajo. 

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

Angstrom
Unidad de longitud = 10-8cm. La usan los astrónomos para medir la longitud de onda de la luz visible. 

Año luz
Distancia que recorre la luz en un año, a una velocidad de 300,000 kilómetros por segundo; 1 año luz es equivalente a 9.46053x1012 km, o 63240 UA. 

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

Apogeo
El punto más distante de la Tierra en la órbita de un satélite artificial o de la Luna. 

Ascensión recta
Coordenada en la esfera celeste análoga a la longitud que usamos en la tierra. Se mide en horas, minutos y segundos de tiempo, hacia el este sobre el Ecuador Celeste. 

Asteroide
Cuerpos pequeños, de tamaños entre unos pocos metros hasta cientos de kilómetros que orbitan el Sol; principalmente entre Marte y Júpiter. Los asteroides reciben un número de serie cuando son descubiertos. 

Atmósfera
1) Componente gaseosa que rodea la superficie de estrellas, y algunos planetas y satélites. 2) Unidad de presión equivalente a la presión atmosférica media a nivel del mar; una atmósfera corresponde a 105 N/m2. 

Aurora
Brillo causado en la ionósfera de un planeta por la interacción de su campo magnético con partículas cargadas procedentes del viento solar. En la tierra se observan cerca de las regiones polares, y se conocen como Aurora Austral (hemisferio sur) o Boreal (norte).


B

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

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

Big-Bang
La gran explosión inicial que dio origen al universo en expansión actual a partir de un estado de densidad y temperatura extremadamente altas. 

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


C

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

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

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

Calisto
Satélite de Júpiter descubierto por Galileo. 

Carbonato
Compuesto que contiene carbono y oxígeno; un ejemplo es el carbonato cálcico (caliza). 

Cenit
Intersección de la vertical de un lugar y la esfera celeste. El Sol sólo pasa por el cenit durante el año en las zonas tropicales de la tierra. 

Ceniza
Material de grano fino producido por una erupción piroclástica. 

Ciclo solar
Variación periódica de la actividad magnética del Sol que dura aproximadamente 11 años. Esta se manifiesta en la frecuencia o número de los eventos activos del Sol, que incluye las manchas y prominencias solares. 

Cinturón de Kuiper
Zona del sistema solar externa a las órbitas de Neptuno y Plutón que contiene una gran cantidad de objetos pequeños, tales como asteroides y cometas. Se cree que el planeta Plutón puede ser originario del cinturón de Kuiper, como también muchos de los cometas observados. 

Cinturón de radiación
Regiones de partículas cargas en la magnetósfera de un planeta. En la Tierra fueron descubiertos por Van Allen y llevan su nombre. 

Coma
1) Polvo y gas que rodean al núcleo activo de un cometa. 2) Cúmulo de Galaxias en la Constelación de Coma. 

Cometa
Cuerpo pequeño del sistema solar compuesto de una aglomeración de hielos y material rocoso. Cuando se acercan al sol generan una gran cola de gases y polvo que les da su apariencia espectacular cuando son visibles a simple vista. 

Constante de Hubble (H)
Número que describe la velocidad de expansión del universo actual. La velocidad de alejamiento de un objeto distante debida a la expansión del universo se obtiene multiplicando la constante de Hubble por la distancia que nos separa de el: v=Hd. 

Constelación
Agrupación aparente de estrellas brillantes en la esfera celeste. El cielo está dividido en 88 constelaciones. 

Convección
Circulación de un fluído provocada por gradientes de temperatura. Es importante en las capas externas de estrellas como el Sol. 

Corona
Parte superior de la atmósfera solar, caracterizada por bajas densidades y altas temperaturas (> 106 K); no es visible desde la Tierra excepto durante un eclipse total de Sol o mediante la utilización de telescopios especiales llamados coronógrafos. 

Coronógrafo
Telescopio especial que bloquea la luz del disco solar para permitir el estudio de la tenue atmósfera solar. 

Cráter
1) Depresión formada por el impacto de un meteorito. 2) Depresión alrededor del orificio de un volcán. 

Cretáceo
Término geológico que denota el intervalo de la historia terrestre que comenzó hace unos 144 millones de años y terminó hace unos 65 millones de años, con la desaparición de los dinosaurios. 

Cromósfera
Nivel más bajo de la atmósfera solar entre la fotósfera y la corona. 

Cuasar
Objeto extragaláctico muy distante caracterizado por su apariencia óptica estelar, su espectro con líneas de emisión anchas, y un gran corrimiento al rojo de su espectro indicando grandes distancias. Se cree que son los núcleos de galaxias distantes, donde hay materia cayendo hacia agujeros negros extremadamente masivos (10^9 masas solares).


D

Declinación
Coordenada en la esfera celeste análoga a la latitud terrestre. 

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

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

Disco de acreción
Gas y polvo que se acumula en el plano ecuatorial de un cuerpo mayor, que podría ser un hoyo negro, estrella, o planeta. El material en un disco de acreción puede caer al cuerpo central, coagularse en cuerpos menores formado un sistema planetario o de satélites, o bien formar un sistema de anillos como los de Saturno.


E

e=mc2
Fórmula de la famosa teoría de la relatividad de Einstein, conocida como relación de equivalencia entre energía-masa. La energía e es igual a la masa m multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado c2. Una pequeña masa produce una enorme cantidad de energía. La fusión de elementos en los interiores estelares y la caída de masa a un agujero negro producen grandes cantidades de energía debido a esta relación. 

Eclipse
Ocultación transitoria, total o parcial, de un astro debida a la interposición de otro astro (eclipse de Sol debido al ocultamiento lunar) o al paso del primero por la sombra proyectada por otro (eclipse de luna cuando ingresa al cono de sombra de la tierra). 

Eclíptica
Plano donde la Tierra describe su órbita alrededor del Sol. También es la trayectoria aparente del Sol a la esfera celeste durante el año. 

Efecto Doppler
Cambio aparente de la longitud de onda de un sonido o luz producido por el movimiento relativo de la fuente y el observador. 

Efecto invernadero
Aumento de la temperatura que se produce cuando la atmósfera absorbe la radiación solar entrante pero bloquea la radiación térmica (infrarroja) saliente; el dióxido de carbono es su principal causante. 

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

Enana blanca
Estrella de densidad muy alta (una tonelada por cm^3) que representa el estado final de una estrella como el Sol. Su estructura se debe al equilibrio entre la fuerza de gravitación y la presión de electrones degenerados en su interior. 

Eólico
Relacionado con el viento y sus efectos asociados. 

Equinoccio
Fechas en que el Sol cruza el Ecuador Celeste hacia el norte (equinoccio de otoño en el hemisferio sur, 21 de Marzo) o sur (equinoccio de primavera, 21 de Septiembre). Durante los equinoccios, el Sol sale por el punta cardinal Este y se pone por el punto cardinal Oeste; y la duración del día y la noche es la misma en toda la Tierra. 

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 volcán 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 lave 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. 

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

Escudos
Cualquiera de las extensas regiones donde las antiguas rocas del Precámbrico afloran en la superficie de la Tierra. 

Esfera celeste
Esfera imaginaria formada por el cielo. 

Espectro
Descomposición de la luz en sus colores, longitudes de onda o frecuencias. 

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

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

Europa
Satélite de Júpiter descubierto por Galileo. 

Excentricidad
Parámetro geométrico que define la forma de una elipse u órbita planetaria; razón entre la distancia focal y el eje mayor de una elipse. 

Excéntrico
No circular, elíptico (aplicado a una órbita).


F

Fácula
Región brillante de la fotósfera que se ve en luz blanca, difícilmente visible excepto cerca del limbo solar. 

Falla
Grieta o rotura en la corteza de un planeta a lo largo de cual pueden producirse movimientos o desprendimientos. 

Fotósfera
Superficie visible del Sol, parte superior de una capa convectiva de gases situada en la porción más externa del Sol cuya temperatura (5800 K) la hace emitir luz con longitudes de onda visibles; se pueden observar en la fotósfera manchas solares y fáculas. 

Frontera Cretáceo-Terciario
Límite estratigráfico en la Tierra que marca el fin de la Era Mesozóica, más conocida como la edad de los dinosaurios. Este límite está caracterizado por un fenómeno de extinción global que produjo la abrupta desaparición de la mayoría de las formas de vida sobre la Tierra. 

Fuerzas de marea
Empuje gravitacional sobre los objetos planetarios por parte de planetas o satélites cercanos. Cuando las fuerzas de marea de un planeta y varias lunas se concentran sobre determinadas lunas, particularmente si las órbitas de varios objetos hacen que se alineen de forma periódica, pueden generar una enorme cantidad de energía dentro del satélite. La intensa actividad volcánica de Io es el resultado de fuerzas de marea. 

Fusión nuclear
Proceso nuclear donde varios núcleos pequeños se combinan para dar uno más grande cuya masa es un poco más pequeña que la suma de los primeros. La diferencia de masa es convertida en energía mediante la famosa equivalencia E=mc2 de Einstein. Esta es la fuente de la energía del Sol y, en definitiva, de (casi) toda la energía en la Tierra.


G

Galaxia
Objeto de grandes dimensiones (20000 a 200000 anos luz) que contiene una gran cantidad de estrellas (miles de millones a millones de millones), Gas y polvo. El sol pertenece a la galaxia conocida como Vía Láctea. 

Ganimide
Satélite de Júpiter descubierto por Galileo. 

Gigante roja
Estrella con un diámetro muy grande y temperatura superficial baja. Representa las últimas etapas de la vida estelar, antes de convertirse en una enana blanca o explotar como Supernova. 

Granulación
Conjunto de pequeñas celdas vistas sobre la superficie del Sol debidas a los movimientos convectivos de los calientes gases solares. 

Gravedad
Fuerza física que atrae mutuamente a dos masas. Fue caracterizada por primera vez por Sir Isaac Newton en su libro "principios matemáticos de filosofía natural" en 1687. En ese libro se da una razón a los movimientos planetarios en torno al Sol, explicando las Leyes de Kepler. También se explican las mareas en los océanos terrestres como causa de la atracción gravitacional de la Luna y el Sol.


H

H-alfa
Longitud de onda de luz roja que es emitida y absorbida por el elemento hidrógeno, esta longitud de onda se emplea frecuentemente para estudiar el Sol. 

Heliocéntrico
Centrado en el Sol; ver Copérnico, Kepler, Galileo. 

Heliopausa
Punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento solar procedente de otras estrellas. 

Heliósfera
Espacio dentro de los límites de la heliopausa que contiene al Sol y el sistema solar. 

Hemisferio
Mitad de la esfera celeste que está dividida por un círculo máximo, por ejemplo, el horizonte, el ecuador celeste o la eclíptica. 

Hielo
Los científicos planetarios utilizan esta palabra para referirse al agua, metano y amoníaco que generalmente están en estado sólido en el sistema solar exterior. 

Hipótesis Gaia
Esta hipótesis, que recibe su nombre por la diosa griega de la Tierra Gaea, sostiene que la Tierra debería ser considerada como un organismo vivo. Fue formulada por primera vez en 1969 por el biólogo británico James Lovelock.


I

Ígneo
Roca o mineral que se solidificó a partir de material parcial o totalmente fundido. 

Inclinación
Inclinación de la órbita de un planeta, es el ángulo que forma el plano de su órbita con la eclíptica. La inclinación de una órbita lunar es el ángulo que forma su órbita con el plano del ecuador de su planeta. 

Io
Satélite de Júpiter descubierto por Galileo. 

Ion
Átomo o fragmento molecular que tiene una carga eléctrica positiva debido a la pérdida de uno o más electrones; el ion más simple es el núcleo de hidrógeno, un simple protón. 

Ionosfera
Región de partículas cargadas en la parte superior de la atmósfera de un planeta: la parte de la atmósfera terrestre que comienza a una altitud de unos 40 kilómetros y se extiende hasta los 400 kilómetros o más.


J

Joven
1) Cuando se usa para describir estrellas, se refiere a estrellas en proceso de formación, con edades de unos pocos millones de años o menos. Esto incluye a todas las estrellas masivas (que evolucionan muy rápido y mueren jóvenes) y a las estrellas en regiones de formación estelar.
2) Cuando se utiliza para describir la superficie de un planeta, "joven" significa que los rasgos visibles tienen un origen relativamente reciente comparado con la edad del planeta. Esto sucede cuando los rasgos más antiguos han sido destruídos por la erosión o el volvanismo. Las superficies jóvenes presentan pocos cráteres de impacto y son generalmente variadas y complejas; por el contrario, una superficie "vieja" es una que ha cambiado relativamente poco a lo largo del tiempo geológico. Las superficies de la Tierra e Io son jóvenes; las superficies de Mercurio y Calisto son antiguas. 

Júpiter
Quinto planeta del Sistema Solar, ubicado entre Marte y Saturno. Es el planeta mas grande, concentrando el 80% de la masa de todos los planetas juntos.


K

Kelvin (K)
Unidad para medir temperatura: 0 K es el cero absoluto; el hielo se derrite a 273 K (0° C, 32° F); el agua hierve a 373 K ( 100° C, 212° F). 

Kilógramo (kg)
Masa de un litro de agua; un kilogramo es equivalente a 1,000 gramos o 2.2 libras. 

Kilómetro (km)
Unidad de distancia; un kilómetro es equivalente a 1,000 metros o 0.62 millas.


L

Limbo
Extremo exterior del disco aparente de un cuerpo celeste. 

Límite de Roche
El punto más cercano en el que un cuerpo líquido puede orbitar alrededor de su planeta sin ser destruido por las fuerzas de la marea. 

Llamarada
Erupción repentina de energía sobre el disco solar que puede durar de minutos a horas, desde la que se emite radiación y partículas. 

Luz visible
Radiación electromagnética que es visible al ojo humano; su longitud de onda está entre 4000 y 7000 Angstrom.


M

Magma
Roca fundida en el interior de la corteza de un planeta que es capaz de realizar una intrusión en las rocas adyacentes o de una extrusión hacia la superficie. Las rocas ígneas se derivan del magma a través de la solidificación y los procesos asociados o mediante la erupción del magma sobre la superficie. 

Cola magnética
Porción de la magnetósfera planetaria que es empujada en la dirección del viento solar. 

Magnetopausa
Límite de la magnetósfera de un planeta. 

Magnetósfera
Región del espacio donde domina el campo magnético de un planeta sobre el producido por el viento solar. 

Magnitud
Brillo de un cuerpo celeste designado en una escala numérica, donde la estrella visible más brillante (Sirio) tiene magnitud -1.4 y la estrella más tenue visible tiene un magnitud 6; graduada de tal forma que una disminución de una unidad representa un aumento en el brillo aparente por un factor de 2.512 (5 magnitudes representa un factor 100 en brillo); también llamado magnitud aparente. 

Mancha solar
Área de la fotósfera solar que se ve como una mancha oscura. Parecen oscuras porque son más frías que la fotósfera que las rodea. 

Mare
Palabra del latín para "mar." Se usa para denominar las cuencas de impacto cubiertas de basalto tan comunes sobre la cara vista de la luna. 

Marte
Cuarto planeta en el Sistema Solar, órbita entre la Tierra y Júpiter. Posee dos satélites naturales que probablemente fueron capturados desde el cinturón de asteroides. 

Mercurio
(1) Planeta del Sistema Solar más cercano al Sol. No posee atmósfera ni satélites. Esta siempre relativamente cercano al Sol por que es difícil de observar, a pesar de ser bastante brillante. (2) El mensajero de los dioses en la mitología griega o romana. 

Meteorito
Parte de un meteoroide que sobrevive a su paso por la atmósfera terrestre. 

Meteoro
Fenómeno luminoso que se puede observar cuando un meteoroide entra en la atmósfera, comúnmente llamado estrella fugaz. 

Meteoroide
Pequeña roca en el espacio. 

Mons
palabra latín para monte, montaña.


N

Nebulosa
Masa de polvo y gas de muy baja densidad en el medio interestelar. Muchas veces asociadas a regiones de formación estelar. 

Nebulosa solar
Gran nube de gas y polvo a partir de la cual se condensaron el Sol y los planetas hace 4,600 millones de años. 

Neptuno
Octavo planeta en el Sistema Solar, cuya órbita se encuentra entre Urano y Plutón. Fue visitado por el Voyager II en Agosto de 1989. 

Neutrino
Partícula fundamental supuestamente producida en grandes cantidades por las reacciones nucleares en las estrellas; son muy difíciles de detectar porque la gran mayoría de ellos pasan completamente a través de la Tierra sin interactuar.


O

Oblicuidad
Ángulo que forma el plano ecuatorial de un cuerpo astral con su plano orbital. 

Ocultación
Bloqueo de la luz por la intervención de otro objeto; la Luna o un planeta pueden ocultar (bloquear) la luz de estrellas lejanas. 

Órbita
Trayectoria de un objeto que se mueve alrededor de un segundo objeto debido a las fuerzas de atracción gravitacional. 

Órbita geosincrónica
Órbita circular sobre el ecuador terrestre en la que el período orbital del satélite es de 24 horas. Una nave espacial que siga esta órbita parece que cuelga inmóvil sobre una posición fija de la superficie del planeta. 

Ovoide
Con forma de huevo.


P

Paleozóico
Término geológico que denota el intervalo de la historia terrestre desde los 570 a los 245 millones de años antes del presente. 

Paralaje
Desplazamiento anual aparente de las estrellas cercanas con respecto a estrellas lejanas debido al movimiento orbital de la Tierra en torno al Sol. Fue medido por primera vez por Bessel en 1836, demostrando una vez mas el movimiento de traslación de la tierra en torno al Sol, como habían sugerido Copérnico y Kepler. 

Parsec
Unidad de distancia a la cual una estrella posee un paralaje de 1 segundo de arco. Equivale a 3.26 años luz. 

Penumbra
(1) Región filamentosa más externa de una mancha solar. (2) Región de la sombra de un planeta o satélite en que hay un ocultamiento parcial de la superficie del Sol. 

Perigeo
Punto en órbita más cercano a la Tierra. 

Perihelio
Punto de la órbita de un planeta o cometa en que este se encuentra más cerca del Sol. 

Piroclástico
Relacionado con el material rocoso clástico (roto y fragmentado) formado por una explosión volcánica. 

Planeta Joviano
Cualquier de los cuatro planetas gaseosos más exteriores: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. 

Planetas inferiores
Los planetas Mercurio y Venus; se denominan inferiores porque sus órbitas están más cerca del Sol que la órbita terrestre. 

Planetas menores
Otro término para referirse a los asteroides. 

Planetas superiores
Los planetas Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón se denominan superiores porque sus órbitas están más alejadas del Sol que la órbita de la Tierra. 

Plasma
Gas de poca densidad donde los átomos individuales están cargados, aunque el número total de cargas positivas y negativas es igual, manteniendo una neutralidad eléctrica global. 

Plutón
Planeta del sistema solar normalmente mas alejado del Sol. Debido a la alta excentricidad de su órbita, Plutón se acerca más al Sol que Neptuno durante su perihelio. Tiene un satélite llamado Caronte. 

Precámbrico
Término geológico que denota el intervalo de la historia terrestre anterior a los 570 millones de años. 

Prominencia, erupción solar
Erupción de gases caliente por encima de la fotósfera del Sol. Las erupciones solares se pueden ver con más facilidad cerca del terminador, pero algunas son visibles incluso como brillantes corriente sobre la fotósfera. 

Pulsar
Estrella de neutrones que rota rápidamente emitiendo radiación en la dirección de sus polos. Desde la tierra dicha radiación se observa sólo cuando un polo apunta en nuestra dirección, como un faro. Se producen como resultado de la explosión de estrellas masivas (Supernova). 

Punto caliente
Centro de un vulcanismo persistente, se cree que es la expresión en superficie de la ascensión de un penacho caliente en el interior del manto terrestre. Ejemplos: Hawaii, Islandia, Galápagos. 

Punto Lagrangiano
Una de las soluciones al problema de los tres cuerpos descubierto por el matemático francés Lagrange en el siglo XVIII. Los dos puntos lagrangianos estables, L4 y L5, están en la misma órbita que el cuerpo primario, adelantado y atrasado respectivamente un arco de 60 grados.


Q


R

Radar de apertura sintética
Sistema de captación de imágenes que usa el efecto Doppler para aumentar la resolución efectiva. 

Radiación
Energía radiada en forma de ondas o partículas; fotones. 

Radio orbital síncrono
Radio orbital con el que el período orbital de un satélite es igual al período rotacional de un planeta. Un satélite síncrono con una inclinación nula (el mismo plano que el ecuador del planeta) permanece fijo en el cielo desde la perspectiva de un observador sobre la superficie del planeta. Estas órbitas se utilizan comúnmente para los satélites de comunicaciones en la tierra. 

Rayo cósmico
Partículas de energía extremada alta que provienen del espacio. Los rayos cósmicos interactúan usualmente con los átomos de la atmósfera antes de alcanzar la superficie terrestre. 

Rayo X
Radiación electromagnética muy energéticas, con longitudes de onda muy cortas. Los rayos X tienen longitudes de onda más cortas que la luz ultravioleta pero más largas que los rayos gama y rayos cósmicos. 

Relatividad
Describe de forma más precisa que la mecánica newtoniana los movimientos de los cuerpos en campos gravitatorios fuertes o con velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Predice la existencia de agujeros negros. (Curiosamente, Einstein recibió el premio Nobel en 1921 no por la Teoría de la Relatividad sino por su trabajo en 1905 sobre el efecto fotoeléctrico). 

Resolución
Nivel de detalle de una imagen; bajas resoluciones sólo permiten ver los rasgos o características grandes, mientras que resoluciones altas muestran detalles pequeños. 

Retrógrado
Rotación o movimiento orbital de un objeto en sentido horario cuando se ve desde el polo norte de la eclíptica; moviéndose en el sentido opuesto a la gran mayoría de los cuerpos del sistema solar. 

Rotación sideral
Tiempo de rotación medido respecto a las estrellas fijas, no con respecto al Sol o al cuerpo orbitado. 

Rotación síncrona
Cuando el período rotacional de un satélite es igual a su período orbital el mismo lado del satélite mira siempre hacia el planeta. Ejemplos: la Luna en torno a la Tierra, y Caronte en torno a PLutón.


S

Satélite
Cuerpo que gira alrededor de un planeta, o de otro cuerpo más grande. 

Saturno
Sexto planeta del sistema solar, orbitando entre Júpiter y Urano. Posee el sistema de anillos más espectacular del sistema solar, y el mayor número de satélites entre los planetas. Fue visitado por los Voyager I y II a comienzos de los 80, y por la misión Cassini en pocos años mas. 

Satélite guía, pastor
Satélite que limita la extensión de un anillo planetario mediante fuerzas gravitacionales. Hacen regresar las minúsculas partículas que tratan de escapar del anillo. 

Satélites troyanos
Satélites que orbitan en los puntos lagrangianos, 60° delante y 60° detrás de un planeta o satélite. Por ejemplo, Telesto y Calipso son troyanos de Tetis, satélite de Saturno. 

Semieje mayor
La mitad de la mayor de las dimensiones de una elipse. 

Sideral
De, relacionado con, o expresado en relación con las estrellas o las constelaciones. 

Silicato
Roca o mineral cuya estructura esta dominada por los enlaces entre los átomos de silicio y oxígeno (por ejemplo, olivino). Son abundantes en la corteza de los planetas terrestres. 

Solsticio
Fechas en que el Sol alcanza su separación aparente máxima con el Ecuador Celeste hacia el norte (Solsticio de invierno en el hemisferio sur, 22 de Junio) o sur (solsticio de verano, 21 de Diciembre). 

Sublime
La sublimación se produce cuando una sustancia cambia directamente de un estado sólido a gaseoso sin pasar por el estado líquido.


T

Tectónica
Fuerzas de deformación que actúan sobre la corteza de un planeta. 

Temperatura de un cuerpo negro
Temperatura de un objeto si está reemitiendo toda la energía térmica que se le ha añadido, es decir, si está en equilibrio con la radiación incidente. 

Terminador
Línea divisoria entre la parte iluminada y oscura del disco de un planeta o satélite. 

Tierra
Tercer planeta del Sistema Solar, entre Venus y Marte. 

Tropósfera
Región baja de la atmósfera de un planeta donde la convección hace que el gas permanezca mezclado y mantiene un incremento constante de la temperatura con la profundidad. La mayor parte de las nubes están en la troposfera. 

Tubo de lava
Túnel formado debajo de la superficie de un río de lava en solidificación.


U

Ultravioleta (UV)
Radiación electromagnética con longitudes de onda más cortas que la luz visible; la atmósfera de la Tierra bloquea de forma efectiva la trasmisión de la mayor parte de la luz ultravioleta. 

Umbra
Región oscura en el centro de una mancha solar. 

Unidad astronómica (UA)
Es la distancia media desde la Tierra al Sol; 1 UA = 149,597,870 km (92,960,116 millas). 

Urano
Séptimo planeta del sistema Solar, orbitando entre Saturno y Neptuno.


V

Velocidad de la luz
La velocidad de la luz es 299,792,458 metros/segundo. La teoría de la Relatividad de Einstein implica que nada puede ir más rápido que la velocidad de la luz. 

Venus
Segundo planeta del sistema Solar, orbitando entre Mercurio y la Tierra. Posee una espesa capa de nubes y la temperatura superficial más alta del sistema solar debido al efecto invernadero producido por gases atmosféricos. 

Vía Láctea
Históricamente se refiere a la franja blanquecina que atraviesa el cielo. Galileo mostró que estaba compuesta por un número muy grande de estrellas. Hoy denomina a nuestra galaxia. 

Viejo
Superficie planetaria que ha sido poco modificada desde su formación, generalmente aparece cubierta de gran cantidad de cráteres de impacto; (comparar con joven). 

Viento solar
Débil corriente de gas y partículas cargadas energéticamente, en su mayor parte protones y electrones -- plasma -- que fluye desde el Sol; la velocidad del viento solar alcanza velocidades de 350 kilómetros (217 millas) por segundo. 

Volátiles
Compuestos con temperaturas de fusión bajas, como hidrógeno, helio, agua, amoníaco, dióxido de carbono y metano. 

Volcán
Abertura en la superficie planetaria por la cual el magma y los gases y cenizas asociados son expulsados. 

Volcán escudo
Volcán con la forma de un domo aplastado, ancho y bajo, construido por corrientes de lava muy fluida. Por ejemplo, el monte Olympo en Marte.