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Astronomía

Astronomía

en 1969. Ubicado cerca del centro de la cara oculta de la luna, tiene un diámetro de alrededor de 93 kilómetros]] La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον + νόμος, etimológicamente el "conocimiento de las estrellas") es la ciencia que estudia los astros a partir de la información que nos llega de ellos a través de la radiación electromagnética. La astronomía es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden jugar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas etc. No debe confundirse la astronomía con la astrología, pseudociencia que afirma que el destino de las personas y de los asuntos humanos en general se encuentran relacionados con las posiciones aparentes de los cuerpos astronómicos en el cielo. Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos no. Además los astrólogos no han asumido todavía la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.

Ramas de la astronomía

La astronomía se encuentra dividida en cuatro grandes ramas:
- Astronomía de posición. Tiene por objeto situar en la esfera celeste la posición de los astros midiendo determinados ángulos respecto a unos planos fundamentales. Es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. También estudia el movimiento diurno y el anual del Sol y las estrellas. Incluye la descripción de cada uno de los planetas, asteroides y satélites del Sistema Solar. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y la determinación para la navegación de las coordenadas geográficas. navegación, la línea larga y oscura está formada por un vórtice de la atmósfera marciana. El fenómeno toca la superficie (mancha negra) y asciende por la orilla del cráter. Las vetas a la derecha son dunas de arena del fondo del cráter.]]
- Mecánica celeste. Tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano causado por las perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein con su Teoría de la Relatividad la explicó.
- Astrofísica. Es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la física nuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y relatividad.
- Cosmología. Es la rama de la astronomía que estudia los orígenes, estructura, evolución y nacimiento del universo en su conjunto.

Ramas de la astronomía por la parte del espectro utilizada

Atendiendo a la longitud de onda de la radiación electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste la astronomía se divide en:
- Astronomía óptica. Cuando la observación utiliza exclusivamente la luz en las longitudes de onda que pueden ser detectadas por el ojo, o muy cerca de ellas (alrededor de 400 - 800 nm). Es la rama más antigua.
- Radioastronomía. Usa para la observación radiación con longitudes de onda de mm a cm, similar a la usada en radiodifusión. La astronomía óptica y de radio puede realizarse usando observatorios terrestres, porque la atmósfera es transparente en esas longitudes de onda.
- Astronomía infrarroja. Utiliza detectores de luz infrarroja (longitudes de onda más largas que el rojo). La luz infrarroja es fácilmente absorbida por el vapor de agua, así que los observatorios de infrarrojos deben establecerse en lugares altos y secos.
- Astronomía de alta energía. Incluye la astronomía de rayos X, astronomía de rayos gamma y astronomía ultravioleta, así como el estudio de los neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones se pueden hacer únicamente desde globos aerostáticos u observatorios espaciales.

Ramas de la astronomía por el campo estudiado

observatorios espaciales
- Astrometría. Estudio de la posición de los objetos en el cielo y su cambio de posición. Define el sistema de coordenadas utilizado y la cinemática de los objetos en nuestra galaxia.
- Astrofísica. Estudio de la física del universo, incluyendo las propiedades de objetos astronómicos (luminosidad, densidad, temperatura, composición química).
- Cosmología. Estudio del origen del universo y su evolución. El estudio de la cosmología es la máxima expresión de la astrofísica teórica.
- Formación y evolución Galáctica. Estudio de la formación de galaxias y su evolución.
- Astronomía galáctica. Estudio de la estructura y componentes de nuestra galaxia y de otras.
- Astronomía estelar. Estudio de las estrellas, su nacimiento, evolución y muerte.
- Evolución estelar. Estudio de la evolución de las estrellas desde su formación hasta su muerte como un despojo estelar.
- Formación estelar. Estudio de las condiciones y procesos que llevan a la formación de estrellas en el interior de nubes de gas.
- Ciencias planetarias. Estudio de los planetas del sistema solar y de los planetas extrasolares.
- Astrobiología. Estudio de la aparición y evolución de sistemas biológicos en el universo. Existen también otras disciplinas que pueden ser consideradas como parte de la astronomía:
- Arqueoastronomía
- Astroquímica

Métodos de recopilación de información

:Artículo principal: Astronomía observacional En la astronomía, la información es recibida principalmente de la detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz visible, infrarrojo, ondas de radio), pero también se puede obtener información de rayos cósmicos, neutrinos, meteoros y, en un futuro cercano ondas gravitacionales (vea LIGO y LISA).

Historia de la astronomía

:Artículo principal: Historia de la astronomía La historia de la astronomía es vital en el desarrollo del pensamiento humano. Antiguamente, la astronomía se ocupaba solamente de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista. Dividieron la bóveda celeste en constelaciones llamando constelaciones zodiacales a las 12 que marcan el movimiento anual del Sol en el cielo. Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud. magnitud La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la Edad Media, pero floreció en el mundo con el Imperio Persa y el Islam. A finales del siglo IX, el astrónomo persa al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de los cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de Teherán (Irán), por el astrónomo persa al-Khujandi, quien observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le permitió calcular la inclinación de la eclíptica. También en Persia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario que es más preciso que el calendario juliano acercándose al Calendario Gregoriano. Abraham Zacuto fue el responsable en el siglo XV de las adaptaciones de las teorías astronómicas para las necesidades prácticas de la navegación en las exploraciones portuguesas. Durante el Renacimiento, Nicolás Copérnico propuso el modelo heliocéntrico del Sistema Solar. Su trabajo fue defendido, divulgado y corregido por Galileo Galilei y Johannes Kepler. Galileo añadió la novedad del uso del telescopio para mejorar sus observaciones. Kepler fue el primero que describió correctamente los detalles del movimiento de los planetas (Leyes de Kepler). Fue Isaac Newton, con la idea de extender a los cuerpos celeste la gravedad terrestre (Ley de la gravitación universal) el inventor de la mecánica celeste el que explicó definitivamente el movimiento de los planetas. Newton también desarrolló el telescopio reflector. Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos. Con el advenimiento del espectroscopio se demostró que eran similares a nuestro propio sol, pero con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños. La existencia de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como un grupo separado de estrellas no se demostró hasta el siglo XX, junto con la existencia de galaxias externas, y poco después, la expansión del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo. La astronomía moderna también ha descubierto una variedad de objetos exóticos como los quásares, púlsares, radiogalaxias, agujeros negros, estrellas de neutrones, y ha utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas que describen estos objetos. La cosmología hizo grandes avances durante el siglo XX, con el modelo del Big Bang fuertemente apoyado por la evidencia proporcionada por la astronomía y la física, como la radiación de fondo de microondas, la Ley de Hubble y la abundancia cosmológica de los elementos químicos.

Líneas de tiempo en astronomía

- Astronomía del sistema solar
- Astronomía estelar
- Cosmología
- Mapas y catálogos astronómicos
- Satélites artificiales y sondas espaciales
- Satélites naturales
- Tecnología de observación astronómica

Véase también

- Astrodinámica
- Astronáutica
- Astrónomo
- Astronomía amateur
- Astronomía estelar
- Astronomía extragaláctica
- Astronomía galáctica
- Cosmología
- Formación estelar
- Formación y evolución de las galaxias
- Instrumentos astronómicos
- Telescopio
- Observatorio
- Observatorio espacial
- Historia de la astronomía
- Objeto astronómico
- Sistema solar

Enlaces externos

- [http://www.shatters.net/celestia/index.html Celestia] Software libre de alta calidad en 3D.
- [http://www.espacioprofundo.com.ar Espacio Profundo] Toda la información sobre Astronomía en español. Categoría:Astronomía ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Nomos

:Nomo

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Asteroide

y su satélite Dactyl]] Un asteroide es un planeta muy pequeño. Los asteroides también se llaman planetas menores. Son cuerpos pequeños que desde la Tierra tienen aspecto de estrellas, de donde les viene el nombre de asteroides, dado por John Herschel poco después de los primeros descubrimientos, pese a que la denominación planetas menores es más adecuada. El 1 de enero de 1801, el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, descubrió el primer planeta menor, (1) Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor del entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I. Al descubrimiento hecho por Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños y el año 1807 se conocían cuatro en total. La mayor parte de los asteroides conocidos giran en el espacio que se conoce con el nombre de Cinturón de asteroides, que se encuentra entre Marte y Júpiter. Este cinturón está a una distancia del Sol comprendida entre 2 y 3,5 unidades astronómicas. Los asteroides del cinturón orbitan alrededor del Sol aproximadamente cada 3 a 6 años. Muchos planetas menores tienen órbitas muy excéntricas y algunos pasan cerca de la Tierra de vez en cuando. Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como (243) Ida y su satélite asteroidal Dactyl. El 10 de agosto de 2005 se anunció el descubrimiento de un asteroide (87) Silvia que tiene dos satélites girando a su alrededor, Rómulo y Remo. Rómulo, la primera luna, se descubrió el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 metros en Mauna Kea, tiene 18 km de diámetro y su órbita a una distancia de 1370 km, de Silvia tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diámetro y gira a una distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.

Asteroides cercanos a la Tierra

Existe un especial interés en identificar asteroides cuyas órbita interseccionan con la de la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atón.

Asteroides troyanos

Se denomina asteroides troyanos a un grupo de asteroides que se mueven en la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a 60 grados por delante, L₄, y por detrás de Júpiter, L₅.
- También el planeta Marte tiene por lo menos un asteroide troyano, (5261) Eureka, que ocupa el punto L₅ del sistema Sol- Marte.
- También el planeta Neptuno tiene un asteroide troyano 2001 QR ₃₂₂ también denominado 2001 QR322 ) es un asteroide descubierto en 2001 y es uno de los dos asteroides troyanos conocidos de Neptuno (el otro es 2004 UP10 orbita delante de Neptuno en su punto lagrangiano L ₄)

Método de denominación de los asteroides

En principio, cuando un asteroide es descubierto, recibe del Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC) un nombre provisional compuesto de una clave que indica el año, el mes y orden del descubrimiento. Esta denominación consta de un número, que es el año, y de dos letras: la primera indicando la quincena en que aconteció el avistamiento y la segunda reflejando la secuencia dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC, (Tutatis), indica que fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese período. Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir sus futura trayectoria, se les asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU). En un principio, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se acabó optando por formas más modernas. El primer asteroide que recibió un nombre no mitológico fue el número 125 de la serie, Liberatrix (liberadora en latín) que le fue otorgado en honor de Juana de Arco, aunque también se especula con que tal nombre es un homenaje al primer presidente de la República Francesa, Adolph Thiers. Por su parte, el primer nombre masculino, lo recibió el número 433, Eros. Hoy en día, las denominaciones son mucho menos restringidas y van desde nombres de ciudades y países como Barcelona (945), Hiroshima (2247), Austria (132), China (1125) y Uganda (1279) hasta nombres de personas famosas como Zamenhof (1462) o Piazzia (1000) en honor a Piazzi, personajes de ficción como Mr. Spock (2309) y otros conceptos como razas, géneros de animales y plantas, etc. Las efemérides de los mismos están recogidas anualmente en un volumen titulado "Ephemerides of Minor Planets", que publica el Institute of Theoretical Astronomy, Russian Academy of Sciences, Naberezhnaya Kutuzova 10, 191187 St. Petersburg (Russia).

Clasificación por grupo espectral

Los asteroide pueden ser clasifiacdos por su espectro óptico, que corresponde a la composición de la superficie de los asteroides, y teniendo en cuenta también su albedo, en los siguiente tipos:
- Tipo C: 75% de los asteroides conocidos, con albedos menores de 0,04, siendo extremadamente oscuros, semejantes a meteoritos. Parecen contener un elevado porcentaje de carbono.
- Tipo D: Este tipo de asteroides tienen un albedo muy bajo (0,02-0,05). Son muy rojos en longitudes de onda largas, debido quizás a la presencia de materiales con gran cantidad de carbono. Son muy raros en el cinturón principal y se les encuentra con mayor frecuencia en distancias superiores a 3,3 unidades astronómicas del Sol y su periodo orbital es la mitad del de Júpiter, es decir están en resonancia 2:1.
- Tipo S: Este tipo representa alrededor del 17% de los asteroides conocidos. Tienen un albedo de 0,14 como promedio. Composición metálica, formados fundamentalmente por silicio.
- Tipo M: Incluye muchos del resto de asteroides. Son asteroide brillantes (albedo 0,10-0,18), casi exclusivamente formados por níquel y hierro. Hay otros grupos de raros asteriodes, el número de tipos continúa creciendo y están siendo estudidados:
- Tipo T: Se caracterizan por un bajo albedo (0,04-0,11).
- Tipo E
- Tipo R
- Tipo V: Por Vesta.

Lista de asteroides importantes o interesantes

: Artículo principal: Lista de asteroides.

Véase también

- Astronomía
- Astrogeología Categoría:Sistema solar ja:小惑星 ko:소행성 ms:Asteroid simple:Asteroid th:ดาวเคราะห์น้อย

Astrología

La astrología (del griego: αστρολογία = άστρον, astron, «estrella» + λόγος, logos, «palabra»)es el estudio de la posición y del movimiento de los astros, a través de cuya interpretación y observación se pretende conocer y predecir el destino de los hombres y pronosticar los sucesos terrestres. Las personas que practican la astrología, los astrólogos, sostienen que las posiciones de ciertos cuerpos celestes ejercen influencia o tienen correlación con los rasgos de la personalidad de la gente, los sucesos importantes de sus vidas, e incluso sus características físicas. En la antigüedad la astrología (pretensión de adivinar el futuro por medio de la observación celeste) y la astronomía (estudio científico de los cielos) concurrían, pero a medida que la humanidad ha avanzado en conocimiento y ha entendido mejor la propia realidad, la astrología ha quedado relegada, al igual que la alquimia, como una reminiscencia como lo sería el Oráculo de Delfos o la adoración a los dioses egipcios. Sin menoscabar la importancia histórica que la astrología ha tenido en la historia del hombre, hoy en día no tiene más sentido que el de una corriente espiritual o mística o un mero pasatiempo para la sección de horóscopos del periódico.

Historia

En la antigüedad

Los orígenes de la astrología se mezclan con los de la astronomía, ya que prácticamente todas las civilizaciones han acudido a los astros tratando de averiguar el destino de los seres humanos. La astrología tal y como la conocemos nació en Babilonia hace más de 5.000 años. Se trataba de una mezcla de religión, ciencia y creencias. La parte científica estudiaba la evolución de los astros a lo largo del tiempo, y detectaba y determinaba la concurrencia de ciertos eventos. La parte religiosa intentaba determinar relaciones entre los eventos cósmicos y los sucesos terrenales como la caída de reyes o resultados de batallas. La observación del cielo proporcionó grandes instrumentos de cálculo y las bases de la astronomía y astrología actual, de las que destaca nuestro actual horóscopo, por otra parte ya desfasado puesto que las estrellas sí se mueven, aunque despacio, a lo largo del tiempo. Otros pueblos desarrollaron su propia astrología, y aunque se combinaron durante toda la edad antigua conservaron sus diferencias. Los egipcios, por ejemplo, mejoraban la medición e incluían los ángulos relativos y no sólo las colisiones. Después pasó a Grecia y Roma, con predomínio del vocabulario claramente zoroástrico. En Grecia y Egipto empezó a nacer la astronomía como conocimiento puro separándose de las supersticiones. En Roma se empezó a denunciar tímidamente a la astrología como superchería. Ptolomeo en su Almagesto recupera la división clásica zoroástrica dándole una precisión astronómica a la división del cielo en 12 sectores.

Edad Media

El cristianismo en sus inicios, sobre todo los padres de la iglesia, se dio cuenta de que la astrología contradecía la doctrina católica, pues de algún modo parecía contradecir el libre albedrío. Y la postura oficial de la Iglesia Católica fue la del rechazo. San Agustín condenó duramente la astrología, porque absolvía a los pecadores y le atribuía las culpas «al Creador y gobernante del cielo y las estrellas». Sin embargo, a pesar de las condenas oficiales, la astrología se conservó durante el oscurantismo de la Edad Media y con mejor suerte que el resto de tradiciones paganas, muchas de ellas realmente perseguidas bajo la acusación de brujería.

Renacimiento

A partir del siglo XIV la astrología sufrió un duro revés. Nicolás Copérnico en su obra De revolutionibus orbium coelestium, propuso que los planetas se mueven alrededor del Sol, y no en torno a la Tierra, como creían casi todos los antiguos, incluyendo los astrólogos. Esto invalidaba todas las predicciones clásicas de la astrología. Además, dicha teoría contó con gran resistencia por parte de la Iglesia Católica. En ese momento la astrología volvió a separarse de la astronomía y de la religión. Johannes Kepler manifestó en sus escritos que no creía en la astrología pero que era el medio habitual de ganarse la vida y conseguir dinero de reyes y nobles. En esos tiempos difíciles, los astrónomos necesitaban una excusa para su supervivencia.

Edad Moderna

La astrología sobrevivió al Renacimiento y a la eclosión de la ciencia adaptándose. Así, los astrólogos desecharon la teoría de los cuatro humores, aunque se mantuvieran algunos restos. A medida que se fueron descubriendo nuevos planetas en el Sistema Solar, varios signos astrológicos fueron cambiando de patrón; por ejemplo, el signo Piscis estaba regido por Júpiter hasta que en 1846 se descubrió Neptuno, que se transformó en el planeta de dicho signo. Actualmente, Júpiter, aunque dejó de ser el planeta de Piscis, sigue siendo el planeta de Sagitario.

Astrología occidental

Según la astrología occidental, el destino de cada ser humano se ve afectado en gran medida por el influjo de la posición de los astros, en el momento y lugar de su nacimiento, a partir de los cuales se obtiene su carta astral. El movimiento de los astros marca la suerte de individuos, e incluso de grupos, países, negocios, etc. Así, los astrólogos consideran que los seres del microcosmos afectados por el macrocosmos, de una manera sólo perceptible para algunos, y que puede ser desvelada por medio de la interpretación de los signos y disposiciones de los astros.

Los signos del zodíaco

La posición relativa del Sol respecto de las constelaciones del zodíaco en el momento del nacimiento de una persona determina su signo astrológico. Las constelaciones son grupos de estrellas que aparentan estar fijas en el cielo. La eclíptica, que es el plano por el que se traslada la Tierra respecto al sol, es especialmente importante para la astrología. Allí están las doce constelaciones de las «estrellas fijas». En el sentido contrario a las agujas del reloj, son Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis. Los tamaños y formas de las constelaciones han sido fijadas por convención, siendo de tamaños muy variados y llegando a veces a superponerse. Es imposible, por ejemplo, decir dónde finaliza Capricornio y comienza Acuario.

La eclíptica

La eclíptica es la banda circular que define el plano que contiene a la órbita que la Tierra recorre alrededor del Sol. Visto desde la Tierra, es la región del cielo que recorre el Sol al moverse por el cielo. Los astrónomos la utilizan como plano fundamental de uno de los sistemas de referencia para medir la posición relativa de los objetos astronómicos, ya que permanece muy estable sobre el fondo de las «estrellas fijas». En este sistema de coordenadas, la posición de un planeta se calcula usando dos números, análogos a las coordenadas geográficas:
- La latitud eclíptica mide la desviación del planeta del círculo en cuestión, y se mide en grados.
- La longitud eclíptica se determina midiendo en el sentido contrario a las agujas del reloj, la dirección desde el punto cero en la eclíptica. Toma valores entre 0 y 360°. El punto cero en la eclíptica se estableció usando el equinoccio vernal (que significa 'de la primavera') en el hemisferio norte —el 21 de marzo— la jornada durante la cual el día y noche tienen la misma duración en todo el planeta (la palabra "equinoccio" proviene del latín aequinoctium, que significa 'igual noche'). Este punto se define matemáticamente usando el punto de intersección entre el ecuador y la eclíptica (el plano formado por la órbita de la Tierra). El ecuador celeste se determina por la posición del eje de la Tierra en el espacio. Si este eje permaneciera siempre estable, el equinoccio vernal del 21 de marzo sería un punto fijo en el espacio. Al alcanzar la astronomía un alto desarrollo en la antigüedad durante la edad helenística entre el 200 a.C. y el 200 de nuestra era, el equinoccio vernal en el hemisferio norte se situó entre las fronteras de las constelaciones de las estrellas fijas de Aries y Piscis. Los astrólogos de la época dividieron el círculo de la eclíptica en doce segmentos iguales de 30° usando este punto cero como un marco de referencia. A estos segmentos se les dieron los mismos nombres de las constelaciones de estrellas fijas que quedaban más o menos encuadradas por estas zonas. Es importante distinguir estos segmentos de 30° de la eclíptica (o signos del zodíaco), de la constelación de estrellas fijas de fondo que lleva el mismo nombre que sin embargo, comparten una definición igualmente vaga y son de tamaño irregular.

La precesión de los equinoccios

El eje de la Tierra no es estable. La Tierra no es una esfera perfecta, sino que está aplanada en los polos y abultada en el ecuador. Reacciona a la influencia gravitatoria del Sol y la Luna como un trompo que gira y cuya rotación está distorsionada por una fuerza externa: esto origina lo que se llama la precesión de la Tierra, lo que significa que el eje de la Tierra en sí mismo rota en círculo, generando un movimiento cónico alrededor del polo fijo de la eclíptica. Una rotación completa alrededor de este cono toma aproximadamente 26000 años. Esta traslación del eje de la Tierra origina cambios en el ecuador celeste, de modo que el punto de intersección entre dicho ecuador y la eclíptica —el equinoccio vernal— se traslada de este a oeste a lo largo del círculo de la eclíptica; es decir, en dirección opuesta al zodíaco normal. El equinoccio vernal tarda aproximadamente 26.000 años en hacer una revolución completa alrededor de la eclíptica; es decir, a través de las doce constelaciones. Tarda una doceava parte de este tiempo —aproximadamente 2160 años— para transitar cada signo zodiacal. En la antigüedad el equinoccio vernal se ubicó entre los signos de Piscis y Aries, y debido a su movimiento retrógrado a través del zodíaco, en la actualidad, se ubica en la zona fronteriza entre las constelaciones de Piscis y Acuario, moviéndose lentamente hacia Acuario. Debido a que las constelaciones carecen de límites claros, es difícil definir exactamente cuándo el equinoccio vernal pasará de la constelación de Piscis a la de Acuario, es decir cuándo comenzará la llamada Era de Acuario. Dependiendo dónde se dibuje este límite, ocurrirá en algún momento entre el 2100 y 2500 DC. El equinoccio vernal es el punto de referencia a partir del cual, astrónomos y astrólogos comienzan su medida de la eclíptica, y marca el principio de la división del zodíaco en doce segmentos iguales. Esta es la razón por la cual el segmento del zodíaco conocido como "Aries" se sitúa donde está la constelación de Piscis. El 30 de marzo, el Sol se ubica aproximadamente a 10° del segmento astrológico de la eclíptica conocido como Aries, pero si uno pudiera ver las estrellas de día, vería que el Sol está situado en la zona de la constelación de Piscis. La astrología occidental ya no usa el fondo de las estrellas fijas como un punto de referencia, usa el mismo sistema de referencia que la astronomía: divide la eclíptica en segmentos comenzando en el equinoccio de primavera. Aunque a estos segmentos se les dieron los mismos nombres que a las constelaciones de estrellas fijas, a raíz de la precesión de la Tierra, ya no están alineados con las constelaciones del mismo nombre. Sólo en algunas áreas específicas de la astrología —como la astrología mundana que estudia los grandes cambios de época— la relación entre estas constelaciones de estrellas fijas y la eclíptica tiene importancia. De esta manera, se hace referencia a las grandes "Edades" de Piscis, de Acuario etc.

Astrologías no occidentales

Otros sistemas no occidentales de astrología trabajan en alguna medida con técnicas alternativas al sistema coordinado equinoccial eclíptico usado por los astrólogos occidentales. La astrología hindú usa como referencia las estrellas fijas en sus medidas, esto ha hecho que cada escuela astrológica de la India utilice un punto cero diferente. De todos modos, aunque no se sabe cuál es anterior, la astrología hindú (Jyotir Veda) es bastante parecida a la persa y por lo tanto a la occidental. Según los hindúes, su astrología fue la primera del mundo. En la astrología china se le da mayor importancia al año de nacimiento, asignándosele a cada año un signo: dragón, perro, caballo, ratón, cerdo, mono...

Situación actual

La astrología no es una disciplina científica, ni hace uso del método científico. La crisis religiosa y la contraposición de algunas personas contra la ciencia durante los siglos XIX y XX han logrado mantener la cifra de adeptos en esta creencia, cuya historia se prolonga desde antiguo y aún permanece vigente. La habitual aparición de horóscopos en periódicos, revistas, portales de internet, y otros medios, son tomados como un mero divertimento y entretenimiento de la curiosidad. El auge de movimientos como la teosofía o la New Age, vino a cubrir el hueco que dejaron los rosacruces y otros grupos de índole esotérica. El psicólogo francés Michel Gauquelin, realizó una exhaustiva investigación para demostrar la falsedad de la astrología. Sin embargo se encontró con una relación estadísticamente significativa entre las posiciones de los planetas y las profesiones. ( Véase http://cura.free.fr/gauq/15gdesp.html ). Sin embargo, estos estudios estaban muy controlados, como se explica en la crítica a la astrología.

Creencia en la astrología (estadísticas actuales)

Aunque las pretensiones de los astrólogos puedan parecer inverosímiles a la mayoría de las personas, en 1999 en España el 41% de los jóvenes españoles creía en la astrología y el horóscopo, el 33% confiaba en la posibilidad de predecir el futuro, el 29% en los sanadores espirituales y el 20% en que existen personas capaces de comunicarse con el más allá. (Estudio "Jóvenes Españoles '99", realizado por la Fundación Santa María bajo la dirección del sociólogo Javier Elzo). Cada día miles de personas de todo el mundo toman importantes decisiones médicas, profesionales o personales basándose en los consejos de astrólogos o de publicaciones astrológicas.

Críticas

La astrología y la precesión de los equinoccios

Uno de los argumentos más comunes usados en contra de la astrología es que las afirmaciones de los astrólogos quedaron obsoletas hace mucho tiempo. Por ejemplo, la astrología afirma que alguien nacido el 30 de marzo tiene el Sol a 10° de Aries; mientras que en realidad el 30 de marzo, el Sol está claramente entre las estrellas fijas de la constelación de Piscis. La contradicción se debe a que se miden cosas distintas. En esta fecha el Sol está en el signo zodiacal de Aries y en las estrellas fijas de la constelación de Piscis.

Los estudios de Michel Gauquelin

Michel Gauquelin fue un psicólogo francés que realizó un estudio estadístico entre el momento del nacimiendo de un individuo y su posterior profesión. Buscando desmontar a los astrólogos, descubrió sin embargo cierta correlación entre la fecha y hora de nacimiento (que marcaba una posición de los planetas) y la profesión de la persona. Aunque este estudio en un principio no pudo refutarse, pronto se empezaron a averiguar varias circunstancias que le restaban credibilidad. El caso más claro del estudio fueron los deportistas. Existían una correlación significativa en la posición de Marte en el momento del nacimiento con la calidad de los deportistas del estudio. A esta correlación se la llamó efecto Marte. Sin embargo, una serie de manipulaciones y datos en el estudio terminaron desmintiéndolo: #Algunos deportes entraban en el saco, mientras que otros (los que no cuadraban la correlación) fueron descartados. Este es el caso del baloncesto. #Los deportistas tenían que cumplir una serie de caracterísitcas: ser franceses, belgas u holandeses, haber nacido de forma natural (los partos no contaban)... en realidad, Gauquelin cribó los deportistas para quedarse con grupos que estadísticamente cumplían la correlación. #Se comprobo que en el caso de algunos deportistas con hermanos gemelos, sus hermanos tenían una profesión totalmente distinta a la del deporte. #El sistema no era predictivo. Tomando cualquier otra persona con una fecha de nacimiento en principio favorable, no existía una correlación entre su profesión y su nacimiento. Además, aunque los astrólogos en un principio cogieron con gran entusiasmo estas ideas, en realidad Gauquelin rompía con todas las normas de la astrología, ya que el estudio no tuvo en cuenta ninguna. En los enlaces externos se puede encontrar información acerca de los estudios de Gauquelin, en artículos en español.

Enlaces externos

- [http://www.skyscript.co.uk/index.html Skyscript.com] Página de Astrología (en inglés).
- [http://www.astro-campus.com Astro-Campus.com] Artículos recopilados de varias fuentes sobre Astrología.
- [http://www.arp-sapc.org/docentes/astrociencia.html Arp-sapc.org] ¿Es o no es la astrología europea una ciencia? (artículo crítico sobre las pretensiones científicas de la astrología).
- [http://cura.free.fr/docum/15kep-es.html Kepler] Extracto del libro de Kepler titulado "Sobre los Fundamentos muy Ciertos de la Astrología",(1602).
- [http://cura.free.fr/cura-esp.html C.U.R.A.] Centro Universitario de Investigación en Astrología.
- [http://skepdic.com/astrolgy.html Skepdic: Astrology] (diccionario para escépticos, en inglés).
- [http://www.rosicrucian.com/ssa/ssaeng01.htm Rosicrucian.com - Simplified Scientific Astrology] ('astrología científica simplificada', en inglés), por Max Heindel.
- [http://www.arp-sapc.org/publicaciones/lar24.html Un artículo sobre el "Efecto Marte" de Michel Gauquelin]
- [http://www.arp-sapc.org/publicaciones/lar30.html Otro artículo que habla del "Efecto Marte"] Categoría:Pseudociencia y ciencia oculta
- ja:占星術 ko:점성술 th:โหราศาสตร์

Precesión de los equinoccios

imagen:precesion.jpg
Precesión Equinoccios.

El polo norte forma con el polo de la ecliptíca un ángulo de 23º 26' gírando el polo norte celeste, en sentido retrógrado, alrededor de él en 25.780 años (fenómeno denominado Precesión de los equinoccios). Como consecuencia de ello:
- El polo norte celeste se mueve en relación a las estrellas, siendo ahora la estrella polar alfa de la Osa Menor.
- El punto Aries, intersección del ecuador con la eclíptica, retrograda sobre el ecuador en el mismo periodo, es decir, 50,25" por año. A principios de la Era cristiana el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de Aries. Actualmente, 2000 años después, ha girado un ángulo = 50,2511 x 2000 = 27,92º, proyectándose en Piscis. Categoría:astronomía ja:歳差 ko:세차운동

Esfera celeste

La esfera celeste es una esfera imaginaria de radio arbitrario y centro en el observador. Sobre ella se proyectan las estrellas para estudiar sus posiciones con respecto al observador. El Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es paralelo al eje de rotación de la Tierra.
- Vertical | Horizonte Astronómico
- Círculos horarios | Meridiano celeste | Meridiana
- Ecuador celeste | Paralelos celestes
- Coordenadas horizontales | Coordenadas horarias Categoría: Astronomía ja:天球 th:ทรงกลมฟ้า

Satélite

Se denomina satélite a cualquiera objeto celeste que gira alrededor de otro objeto celeste.
- Astronomía: Si el cuerpo es natural se llama Satélite natural o luna. El Sistema Solar tienen muchos satélites naturales girando entorno de sus planetas.
- Astronáutica: Si el cuerpo es artificial se denomina Satélite artificial. El primer satélite artificial fue el Sputnik, lanzado el 4 de octubre de 1957.
- Por analogía país satélite es un país que depende de otro mayor o más influyente.
- Una ciudad satélite es una ciudad que vive por la influencia de otra mayor. También recibe el nombre de ciudad dormitorio
- Televisión por satélite es un canal de televisión que funciona recibiendo mediante una antena parabólica la señal emitida por un satélite. Véase Astra e Hispasat. Categoría:Astronomía Categoría:Sistema solar ja:人工衛星

Tránsito

Fenómeno astronómico durante el cual un astro pasa por delante de otro más grande, bloqueando en cierta medida su visión. El tipo de tránsito más conocido, por su espectacularidad, es el eclipse solar, en el que es la luna la que cubre la vista del Sol. Los llamados tránsitos planetarios, son aquellos que suceden entre un planeta del Sistema Solar y el Sol. Desde la Tierra son visibles los de aquellos planetas que nos preceden, es decir Mercurio y Venus. Estos tránsitos son de gran importancia, ya que nos han ayudado a calcular las dimensiones del Sistema Solar, entre ellas la Unidad Astronómica. El primer astrónomo que se dio cuenta de las posibilidades de estas observaciones fue Edmund Halley (1656-1742). También los satélites efectúan tránsitos sobre el disco del planeta. Son muy conocidos los tránsitos de los satélites de Júpiter sobre el disco del planeta, o de sus sombras. Aparte de los satélites galileanos, sólo la sombra de Titán es lo suficientemente grande para ser observada sobre la superficie de Saturno por la mayoría de los telescopios.

Véase también

- Tránsito de Mercurio
- Tránsito de Venus Categoría:Astronomía ja:日面通過

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.

Astronomía

Ramas de la astronomía

Ramas de la astronomía por la parte del espectro utilizada

Ramas de la astronomía por el campo estudiado

Métodos de recopilación de información

Historia de la astronomía

Líneas de tiempo en astronomía

Véase también

Enlaces externos

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Estrella

Formación y evolución de las estrellas

Agrupaciones y distribución estelar

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Bibliografía

Véase también

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Críticas

La astrología y la precesión de los equinoccios

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Energía solar

Observación astronómica del Sol

Misiones espaciales

Precauciones necesarias para observar el Sol

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