Astronomia, Enciclopedia, Ebook

Les dejo el libro en formato pdf. Personalmente no soy fanatico de los ebooks, pero siempre que los baje me ayudaron a decidir si comprarlos o no a los libros completos.

– Como siempre digo – Si hay alguna queja sobre la subida de este libro, que me parece que deberia ser completamente publico para decidir si comprarlo o no, y en especial un libro de divulgacion cientifica como este deberia ser completamente abierto a todo el publico.

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Les dejo las primeras hojas para que vean si les gusta

I N T R O D U C C I Ó N

El Universo, una realidad en continua evolución.

Nuestra visión del Universo ha cambiado de aspecto durante el último cuarto de siglo. Hasta la década de los cincuenta, todo

lo que sabíamos del espacio que nos rodea nos llegaba a través de la información contenida en la luz de los astros y, por lo tanto,

sólo de las observaciones con telescopio. Asomándose a lo que los astrónomos llaman la ventana óptica de nuestra atmósfera, ese

corredor a través del cual pasan las radiaciones visibles del espectro electromagnético, ya era posible observar un panorama grandioso

y desconcertante. Un inmenso vacío en el cual, como islas en un océano sin límites, flotaban miríadas de galaxias conteniendo

cada una miles de millones de estrellas. Nuestro Sol no es más que una de las innumerables estrellas situadas en la periferia de

una de las muchas galaxias; y el cortejo de planetas que giran a su alrededor, granitos de polvo en el conjunto del Universo. Después

de la primera revolución astronómica llevada a cabo por COPÉRNICO, KEPLER, GALILEO y NEWTON, surge lo que algunos científicos

señalan como la segunda revolución astronómica, con una nueva serie de inventos y descubrimientos, y que aún está en plena

evolución. Con ella, el cuadro se ha modificado de manera profunda, definiendo contornos y detalles que pueden tildarse de apasionantes.

Hoy parece haberse establecido el momento en que nació el Universo, una gigantesca explosión, pintorescamente denominada

Big Bang, cuyo eco aún vibra en los espacios bajo la forma de una radiación fósil a 3 K. A partir de aquél lejano acontecimiento,

ocurrido por lo menos hace unos 15 mil millones de años, el Universo se expande sin cesar en todas direcciones extendiendo

sus tentáculos, constituidos por masas de estrellas y gases. En esta burbuja de materia en expansión, el hombre ha podido determinar

la presencia de extraños objetos. Galaxias que escapan rozando la velocidad-límite de la luz; estrellas de neutrones mucho

más pequeñas que la Tierra y que laten con la regularidad de un radiofaro, dejándose oir de un extremo a otro del Universo; objetos

que han sufrido un colapso y que son tan compactos como para atraer con su fuerza de gravedad materia y luz, haciéndose invisibles

y mereciendo la acertada denominación de “Agujeros Negros”. Una astronomía nueva para un Universo nuevo La “nueva

astronomía” ha hecho posible lograr un nuevo panorama del Universo, apenas esbozado en muchos aspectos, pero tan rico en fascinantes

temas. Junto a la ventana óptica, los astrónomos han podido abrir otra serie de perspectivas de observación que permiten

recoger informaciones invisibles al ojo humano, ya que se desplazan en longitudes de onda diferentes a las típicas de la luz. De

este modo nació la radioastronomía que se sirve de los radiotelescopios, enormes pabellones auriculares electrónicos en forma de

paraboloide, cuya misión es detectar las emisiones de radio que emiten las estrellas. Más allá de la atmósfera terrestre, que constituye

una pantalla impenetrable para la mayor parte de las longitudes de onda fuera del espectro visible, los instrumentos colocados

en misiles, satélites y globos-sonda, captan las emisiones celestes en el dominio de los infrarrojos, los ultravioletas, los rayos X y

los rayos g. Procediendo de esta manera, no sólo se ha podido estudiar cada objeto del cielo a través de la luz que vemos, sino

también en todas las otras longitudes de onda que emite. Algunos objetos, completamente desconocidos porque carecen de emisiones

en el espectro visible, se han revelado por primera vez. En una escala de magnitudes mucho más pequeña, pero sumamente

significativa para nosotros-como es la de nuestro sistema solar-, los cambios no han sido menos drásticos y perturbadores. En un

cuarto de siglo el hombre ha salido del ámbito terrestre y ha explorado la Luna, el cuerpo celeste más próximo; después se ha

lanzado hacia los planetas interiores y finalmente ha puesto sus ojos en los grandes gigantes exteriores. También en este caso la

cantidad de nuevos descubrimientos ha sido tan grande como para impulsar a los estudiosos a rediseñar los mapas de los planetas.

Hoy se habla de “nuevo sistema solar” para subrayar no sólo las novedades inherentes a la cartografía, el aspecto físico, la composición

química de los planetas, satélites y cuerpos menores, sino incluso las nuevas ideas sobre la génesis y la evolución de esta

parte del Universo en la cual nos encontramos. No es una empresa fácil hacer una síntesis de todos estos conocimientos que van de

los extremos confines del Universo a los detalles de nuestro sistema solar, teniendo como punto de referencia las ideas, los hombres,

y los maravillosos instrumentos que desempeñan el papel de protagonistas de esta gran epopeya científica. A esto debe agregarse

el enorme y secular problema del origen de la vida: ¿se trata de un fenómeno único que ha tenido como escenario el ámbito

primordial de la Tierra, o bien de un complejo ciclo cósmico que afecta a toda la materia del Universo como induciría a pensarlo el

descubrimiento de moléculas orgánicas en los espacios interestelares? La complejidad de todos estos aspectos nos ha llevado a

presentar esta obra de una manera accesible a todos los no especialistas, con un patrimonio de conocimientos y actualizaciones

científicas indispensables para quien pretende vivir informado durante estos tiempos, en los cuales nos estamos acercando velozmente

a la meta del año dos mil.

Guía para consultar la obra:

Cada voz contiene en caracteres cursivos los nombres de aquellas otras voces que pueden consultarse para completar los conocimientos.

Para los símbolos y las abreviaciones que aparecen en las distintas voces, a continuación presentamos algunas explicaciones

útiles. Distancias astronómicas: Son tan grandes con respecto a las que estamos habituados en la Tierra, que es preciso

recurrir a múltiplos de nuestro familiar kilómetro. 1 Unidad Astronómica (UA) = 1,495·108 km; 1 año luz (al) = 9,46·1012 km; 1

parsec (pc) = 3,26 al = 3,087·1013 km; 1 kiloparsec (kpc) = 103 pc; 1 Megaparsec (Mpc) = 106 pc. Para algunas magnitudes físicas,

como por ejemplo las dimensiones de los granos de polvo interestelar o la longitud de onda de la luz, se utilizan los siguientes

submúltiplos de metro: 1 micrómetro (mm) = l0–6 m; 1 nanómetro (nm) = 10–9 m; 1 Ångstrom (Å) = 10–10 m. Magnitudes estelares:

La luminosidad de los objetos celestes se mide en magnitudes o dimensiones estelares. Por convención, se dan números negativos

crecientes a los objetos siempre más luminosos, números positivos crecientes a objetos más débiles. A continuación se dan algunos

ejemplos: Sol, –27m; Júpiter, –3m; Dubhe, 2m; Luna, –15m; Vega, 0m; Urano, 5m; Venus, –5m; Aldebarán, 1m; Plutón 15m. El exponente

m significa, obviamente, magnitud, por ejemplo la estrella Mizar que tiene una magnitud de dos y medio, se suele escribir

2m,

5. El ojo no es capaz de percibir magnitudes inferiores a 6m Dimensiones aparentes Las dimensiones aparentes de los objetos

celestes se miden en grados. La Luna llena, por ejemplo, tiene una dimensión aparente de medio grado (0o,

5). 1° = 60= 3600.

– 2 –

A

Aberración de la luz. Es el fenómeno por el cual la posición

de las estrellas aparece desplazada hasta 20,

5 con respecto

a la real, como consecuencia del movimiento orbital de la

Tierra (29,8 km/s). De manera intuitiva se puede explicar

observando cómo los ocupantes de un coche que se desplaza

bajo una lluvia perfectamente vertical al suelo, tienen la

sensación de que ésta cae de manera inclinada hacia el

vehículo en el que viajan. Del mismo modo, los rayos luminosos

de una estrella observada desde la Tierra aparecen

desviados y la fuente, por consiguiente, desplazada. El

efecto fue descubierto por el astrónomo James BRADLEY en

1758 y constituyó la primera prueba de observación del

movimiento de la Tierra alrededor del Sol.

Aberración óptica. Con este término genérico se abarca una

serie de defectos que afectan a los instrumentos ópticos con

lentes y con espejos. En la aberración cromática los diversos

colores (longitudes de onda) que componen la luz, al atravesar

una lente son desviados de diferente manera y dan lugar

a la formación de una imagen contorneada por los colores

del arco iris. En una lente biconvexa, por ejemplo, los rayos

violetas convergen hacia el foco antes que los rojos. El

defecto se elimina recurriendo a un sistema acromático

compuesto, en su forma más simple, por dos lentes, una

denominada “flint” y la otra “crown”, cuyo Índice de refracción

es distinto. Los espejos carecen de aberración cromática.

La aberración esférica, en cambio, afecta tanto a las

lentes como a los espejos y se debe a que las partes periféricas

de una lente o de un espejo, hacen converger los rayos

luminosos hacia un foco ligeramente desplazado con respecto

al de las partes centrales, dando lugar a una imagen

desenfocada. El astigmatismo es un defecto de algunos

sistemas ópticos consistente en la incapacidad de conducir

hacia un foco común los rayos luminosos procedentes de

diversos planos, por ejemplo el plano horizontal y el vertical.

Si se observa una estrella con un anteojo con defecto

astigmático, en lugar de una imagen puntiforme se observará

una imagen elipsoidal. Para corregir el astigmatismo se

recurre por lo general al empleo de lentes tóricas (de toro de

revolución), que presentan una cara esférica y una cara

tórica. Sin embargo, en cierto momento se empleaban lentes

cilíndricas y esférico-cilíndricas.

Absorción atmosférica. La absorción atmosférica es la

disminución de la intensidad luminosa de una fuente celeste,

causada por los gases que componen la atmósfera. Crece

rápidamente en las capas más bajas de la atmósfera, cuya

densidad es mucho más elevada que la de los estratos superiores.

La absorción que experimenta la luz de un astro

observado cerca del horizonte, por tanto, es mayor que la de

un astro que se encuentra en el cenit, debido a que los rayos

luminosos del primero, deben atravesar una masa de aire

más grande. Los diversos colores que componen la luz

blanca en condiciones de cielo sereno experimentan una

absorción variable según su longitud de onda: los rayos

violetas son absorbidos más que los rojos y esto por un lado

provoca “el enrojecimiento” de los astros (sobre todo en la

proximidad del horizonte), y por otro, la coloración azul o

violeta del cielo que se puede observar en un día claro y

despejado. En cambio, cuando la atmósfera está cargada de

partículas de vapor de agua o de otra naturaleza, no se tiene

una absorción selectiva y el cielo aparece blanquecino.

Absorción interestelar. La absorción interestelar es el

fenómeno por el cual una estrella aparece menos luminosa

de cuanto debería, debido a su distancia; esto está causado

por la presencia, en el espacio interestelar, de nubes formadas

por gases y polvos. Considerando que estas sustancias

estén uniformemente distribuidas en el espacio, en un trayecto

de unos 3.000 AL, la luminosidad de una estrella

debería reducirse en 0m,

5. La distribución de la materia

interestelar, sin embargo, no es uniforme, y, por tanto, el

coeficiente de absorción varía en cada caso. La absorción

interestelar también presenta el fenómeno de la selectividad:

es experimentada en mayor medida por la luz azul y en

menor medida por la roja. Esta es la razón por la cual los

astros que se encuentran detrás de densas nubes interestelares

se nos aparecen más rojos. Este fenómeno es conocido

precisamente como enrojecimiento interestelar y la diferencia

entre el valor del color medido y el valor medio del

índice de color de las estrellas del tipo espectral examinado,

se llama “exceso de color”.

Abundancia de elementos. Entre los más importantes

logros de la Astrofísica, debe incluirse el descubrimiento de

que los Elementos químicos que constituyen los diversos

cuerpos celestes y su abundancia relativa, son prácticamente

iguales en todo el Universo. A este resultado se ha llegado

tanto por medio del análisis indirecto de estrellas y galaxias

lejanas con los métodos de la Espectroscopia, como a través

del análisis químico directo de rocas terrestres, de meteoritos

y de rocas lunares. Desde el punto de vista cuantitativo,

el elemento más abundante es el Hidrógeno (H) que representa,

aproximadamente, el 83,9 % de todos los átomos

presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el

Helio (He) con el 15,9 %. Todos los otros elementos cubren

el restante 0,2 %. Habitualmente la abundancia de los

elementos se expresa con relaciones de números de átomos.

En el análisis de la composición química de la Tierra y de

los meteoritos se elige con frecuencia, como elemento de

referencia, el silicio; en el del Sol y de las estrellas en

general, el hidrógeno. La génesis de los elementos más

pesados y raros, se explica admitiendo los procesos de

transformación nuclear que se producen en el interior de las

estrellas a partir de los elementos más livianos.

Aceleración de la gravedad. La fuerza de Atracción

gravitacional hace que un objeto en caída libre sobre un

cuerpo celeste se mueva, prescindiendo de eventuales resistencias

atmosféricas, de modo acelerado, o sea, con un

aumento constante de su velocidad por unidad de tiempo, y

que se dirija hacia el centro del cuerpo celeste. En la superficie

de la Tierra el valor de esta aceleración, que se indica

con la letra g, sería igual en cualquier punto si nuestro

globo fuese perfectamente esférico y si la fuerza centrífuga

debida a la rotación terrestre, que tiene como efecto una

disminución de la fuerza de atracción gravitacional, tuviera

en cualquier parte el mismo valor. Al no verificarse estas

dos condiciones, g (cuyo valor medio es de 980 cm/s2),

varía ligeramente de un lugar a otro.

– 3 –

Aceleración (perfil de). Es una descripción aproximada de

las variaciones de la Aceleración por gravedad a que está

sometido un astronauta durante las diversas fases del vuelo:

en el lanzamiento, en las maniobras en órbita y en la entrada

en la atmósfera. Bajo el efecto de las tremendas aceleraciones

del despegue y desaceleraciones de reentrada. Los

astronautas experimentan un valor g de hasta 8 veces superior

al normal.

Acimut. Es una de las dos coordenadas del sistema altacimutal.

Acoplamiento por carga (dispositivo de). Es un

dispositivo que permite la obtención de una imagen electrónica

de un elemento astronómico, ampliada centenares de

veces con respecto a la óptica. En una de sus aplicaciones

clásicas está constituido por una placa de circuitos integrados

que se coloca en el plano focal de un telescopio. La

placa contiene un gran número de diodos, es decir componentes

electrónicos que tienen la propiedad de producir un

flujo de corriente cuando incide sobre ellos la luz. Se procede

de tal manera que la corriente generada por cada diodo

se acumule durante una fracción de segundo y después se

descargue sobre una serie de diodos sucesivos, que tienen la

función de amplificarla y enviarla finalmente a un revelador

que convierte los impulsos eléctricos en una imagen. De

esta manera, aunque el objeto astronómico resulte muy

débil y no pueda ser revelado en una película fotográfica, es

posible obtener una imagen visible. Este sistema, además

de instalarse en los telescopios de tierra, se coloca en los

satélites artificiales y las sondas interplanetarias y a ello

debemos las notables y detalladas imágenes de los planetas

situados a miles de millones de kilómetros de distancia.

Acromática (lente). Es una lente en la que se ha corregido

el fenómeno de la Aberración cromática.

ADAMS (John Couch 1819-1892). Astrónomo inglés que,

sobre la base de las irregularidades observadas en el movimiento

de Urano -el último planeta conocido hasta 1846-,

predijo en 1945 la existencia de un planeta aún más distante

que, con su fuerza de atracción gravitacional, perturbaba

la órbita de aquél. Cálculos análogos realizados por el

francés U. LEVERRIER, permitieron al alemán J. GALLE

descubrir Neptuno en la noche del 23 de septiembre de

1946.

Aerolito. Cuerpo celeste de naturaleza pétrea que penetra en

la atmósfera y es recuperado sobre la superficie terrestre.

®Meteoro, Meteorito.

Afelio. Es el punto más distante de la órbita de un planeta

alrededor del Sol. Es el opuesto al Perihelio, el punto más

cercano al Sol.

Agena. Pequeño misil americano muy versátil, utilizado a

partir de 1959 como segunda sección del Thor, el Atlas y el

Titán para toda una serie de lanzamientos de satélites (por

ejemplo la serie Discoverer), de sondas lunares (Ranger,

Lunar Orbiter) e interplanetarias (Mariner). También ha

sido empleado como vehículo-blanco en las primeras operaciones

de Cita (rendez-vous) y Amarre (docking) en el

ámbito del programa Géminis. En esta última versión,

“Agena B”, el misil tenía las siguientes características:

altura, 7 m; diámetro, 1,5 m; peso con los depósitos llenos,

6.800 kg; potencia de empuje, 7.260 kg.

Agencia espacial. En los últimos años de la década de los

50, con la finalidad de coordinar los programas espaciales y

la actividad de los diversos centros de investigación dedicados

a la exploración del espacio, surgieron organizaciones,

tanto nacionales como internacionales, a las cuales de manera

genérica se da el nombre de agencias espaciales. La

más famosa es la NASA, iniciales de la National Aeronautics

and Space Administration, fundada en los Estados

Unidos el 1 de octubre de 1958. Los países europeos se han

asociado en una organización internacional, la ESA, iniciales

de la European Space Agency. También países que

constituyen medianas y pequeñas potencias han creado

agencias sobre el modelo de la NASA. Francia tiene el

CNES, iniciales del Centre National d’Etudes Spatiales;

Japón, la NASDA; la India, la ISRO (Indian Space Research

Organisation).

Agujero Negro. También las estrellas mueren, o por lo

menos dejan de existir como tales y se transforman en otra

cosa. Nuestro Sol, por ejemplo después de haber producido

energía durante 10 mil millones de años transformando

hidrógeno en helio (hoy el Sol tiene 5 mil millones de años,

encontrándose por lo tanto en la mitad de su ciclo vital),

experimentará una profunda transformación: agotado el

hidrógeno, su principal combustible nuclear, faltará la

presión interna y las capas, más profundas, atraídas por la

fuerza de gravedad precipitarán hacia el centro, o bien se

colapsarán mientras las externas se expandirán. En el transcurso

de este acontecimiento catastrófico la materia solar de

las regiones profundas será comprimida hasta tal punto que

los espacios entre los átomos serán reducidos y los electrones

se disociarán de sus respectivos núcleos. El nuevo

estado de equilibrio se alcanzará cuando la presión de los

electrones liberados detenga el colapso. En este punto, la

enorme esfera del Sol, que hoy es algo más de 100 veces

superior a la Tierra, se reducirá al tamaño de nuestro planeta

y su luminosidad descenderá 10.000 veces: se convertirá

en lo que los astrónomos llaman enana blanca. Sin embargo,

no todas las estrellas terminan en enanas blancas como

el Sol. Existen otras posibilidades. Si una estrella supera en

cuatro veces la masa del Sol, el colapso no se detiene en la

etapa de enana blanca, sino que continúa. La compresión de

la materia, en este caso, es tan potente como para impulsar

a los electrones libres contra las partículas positivas de los

núcleos (protones), transformándolos en neutrones. El astro

que entró en colapso se convierte, entonces, en una estrella

de neutrones, reduciéndose a un cuerpo mucho más pequeño

que la Tierra, de algunas decenas de km de diámetro. La

materia de una estrella de neutrones es tan densa que un

sólo cm3 pesa diez billones de toneladas. Enanas blancas y

estrellas de neutrones son dos etapas finales de la evolución

estelar previstas por la teoría, las que han encontrado precisas

confirmaciones en los modernos descubrimientos astronómicos.

Sin embargo, hay una tercera salida a la vida

estelar, mucho más fascinante y que todavía no ha podido

ser verificada por las observaciones: el “agujero negro”. Si

la estrella que ha agotado su combustible nuclear supera en

ocho veces la masa solar, entonces el colapso no se detiene

ni siquiera en la etapa de estrella de neutrones, sino que,

teóricamente, puede continuar indefinidamente haciendo

que la materia se concentre en un punto matemático, mientras

su densidad y la fuerza de gravedad tienden a hacerse

infinitas. Los efectos de un proceso similar son desconcertantes

y de difícil comprensión no sólo para el sentido

común, sino incluso para la propia física. La gravedad

ejercida por el objeto que entró en colapso, en efecto, sería

tan potente que ni siquiera las partículas de luz emitidas por

– 4 –

su superficie (la luz, como es sabido, viaja a la misma

velocidad que en nuestro mundo: alrededor de 300.000

km/s) podrían esquivarlo. El objeto se haría invisible, dejando

en su lugar una zona totalmente oscura: precisamente

un agujero negro. El espacio, que según lo previsto por la

teoría de la relatividad general de EINSTEIN se curva por la

presencia de una masa, experimentaría una deformación tal

como para convertirse en un embudo sin fin, a lo largo del

cual el objeto que entró en colapso se deslizaría desapareciendo

de nuestro Universo. Una astronave que, por casualidad,

tuviera que pasar por las proximidades de un agujero

negro, advertiría su presencia como una gran atracción

gravitacional, que la haría desviarse de su trayectoria. La

astronave podría esquivarlo ejerciendo con sus motores un

impulso superior a la fuerza de atracción del agujero negro;

o bien podría colocarse en una órbita a cierta distancia,

alrededor suyo, como hace un satélite alrededor de la Tierra,

equilibrando con la fuerza centrífuga la atracción gravitacional

del agujero negro; o, por último, podría dejarse

absorber por él precipitándose dentro del embudo gravitatorio.

Hay un límite después del cual el comandante de nuestra

presunta astronave no podría ni siquiera informarse por

radio de lo que le está sucediendo: se llama horizonte de los

acontecimientos o radio de Schwarzschild y representa un

umbral traspasado el cual ni siquiera la luz, y por lo tanto

las ondas electromagnéticas, tendrían la posibilidad de

escapar a la atracción gravitatoria del agujero negro. El

horizonte de los acontecimientos es un confín esférico,

cuyas dimensiones dependen de la masa del agujero negro:

su radio, en km, se puede calcular aproximadamente multiplicando

por tres la masa del agujero negro expresada en

masas solares. Para un agujero de 10 masas solares, por

ejemplo, el horizonte de los acontecimientos es una esfera

con radio de 30 km, o bien con un diámetro de 60 km.

Precipitándose en el agujero negro, la astronave sería estirada

como un elástico a lo largo de la dirección de caída por

fuerzas de marea ejercidas por la gravedad y sería, por lo

tanto, destruida. Pero admitiendo, hipotéticamente, que

estuviese hecha de un material tal como para resistir estas

tremendas fuerzas, no volvería a formar parte de nuestro

espacio y de nuestro tiempo. En efecto, según algunas teorías

los agujeros negros son túneles que se proyectan hacia

otros universos, o bien en nuestro propio Universo, pero en

espacio y tiempos completamente diferentes. Por esto, el

astrónomo americano Carl SAGAN los ha definido pintorescamente

como “metros cósmicos”. La idea de los agujeros

negros fue concebida por primera vez por el matemático y

astrónomo francés Pierre Simon DE LAPLACE (1749-1827)

hacia finales del siglo XVIII. Calculó que un cuerpo celeste

que tuviera la misma densidad que la Tierra, una vez superadas

ciertas dimensiones (unas 27.000 veces más grande

que nuestro planeta), habría ejercido una fuerza de gravedad

tal como para impedir que la luz lo esquivara. Llamó a

estos astros imaginarios “cuerpos oscuros”, y se convenció

de que el Universo debía estar lleno de ellos. A comienzos

del siglo XX, poco después de la formulación de la teoría de

la relatividad general por EINSTEIN, el físico alemán Karl

SCHWARZSCHILD, en un trabajo puramente teórico, calculó

cuales deberían ser las propiedades del espacio que rodea a

una masa tendente a concentrase en un punto. En 1939, el

físico nuclear Robert OPPENHEIMER y su colaborador Hartland

SNYDER, publicaron un trabajo en el cual, por primera

vez, tomaban en consideración la idea de que un agujero

negro pudiera formarse realmente del colapso gravitacional

de una estrella. Desde aquel momento tomó visos de realidad

la idea de que los agujeros negros pudieran existir

realmente, idea que fue reforzada a partir de los años 70 con

el descubrimiento de algunos objetos astronómicos problemáticos.

Así como, por definición, un agujero negro es

invisible, hoy se piensa en descubrirlos indirectamente a

través de la observación de los procesos energéticos que

deberían involucrar a la materia cósmica por ellos eventualmente

absorbida. Si, por ejemplo, uno de los componentes

de una estrella binaria tuviera que convertirse en un

agujero negro, los gases más exteriores de la compañera que

gira alrededor suyo serían atraídos hacia el embudo gravitacional,

comprimidos, sobre-calentados y emitirían radiaciones

de alta frecuencia. Investigaciones de este tipo han

llevado a los astrónomos a considerar que uno de los candidatos

más probables a agujero negro está representado por

el objeto “Cygnus X1”, de la constelación del Cisne. Aquí

es posible observar una estrella visible que recorre una

órbita elíptica alrededor de una compañera invisible, perdiendo

materia hacia ella. Esta materia emite un intenso

flujo de rayos X. “Cygnus X1” ha sido descubierto en 1971

por el satélite Uhuru, lanzado desde la base espacial italiana

San Marco en las costas de Kenya. Otro objeto análogo,

y por lo tanto considerado como un posible agujero negro,

es el indicado con la sigla “V 861 Scorpii” descubierto en

1978 por el satélite Copérnico. A pesar de estos recientes

descubrimientos, no puede darse como absolutamente cierta

la existencia de los agujeros negros.

Albedo. Es la relación entre la intensidad de la luz reflejada y

la incidente por parte de un cuerpo celeste que no emite luz

propia. Se mide con un número comprendido entre 0 y 1,

después de haberse establecido que 0 es el albedo de un

cuerpo que no refleja luz ninguna y 1 es el albedo de un

cuerpo que refleja toda la luz incidente. 0,5, por ejemplo, es

el albedo de un objeto celeste que refleja el 50 % de la luz

recibida. El albedo de un planeta o de un satélite varía,

obviamente, de una zona a otra según la naturaleza de su

superficie.

Alfa Centauro. Es la estrella más luminosa de la constelación

del Centauro y la que más luce de toda la bóveda

celeste después de Sirio y Canopo. Sin embargo, no es

visible desde las latitudes europeas porque brilla en el cielo

austral. Observada con un telescopio, lo que a simple vista

parece una estrella única se revela como un sistema formado

por tres soles que rotan alrededor de un Centro de gravedad

común. Lo que hace muy interesante al sistema

a Centauro es que representa el grupo de estrellas más

próximo a nosotros: algo más de 4 años luz. Y así como la

Luna fue el primer objetivo de la exploración humana dentro

del sistema solar, se prevé que a Centauro se convertirá,

dentro de uno o dos siglos, en la primera meta de las

exploraciones estelares. A los tres soles de a Centauro, se

les ha señalado con las letras A, B y C. A es una estrella

amarilla (Categoría espectral G2), muy similar a nuestro

Sol, no sólo por el color, sino también en lo relativo a masa,

dimensiones y luminosidad. Por este motivo se piensa que

puede estar rodeada por planetas del tipo terrestre. B es una

estrella azul (K1), más pequeña, más fría y menos luminosa.

A y B están la una de la otra a una distancia media de 23

UA y una rota alrededor de la otra en 80,1 años. A una

distancia aproximada de 0,16 AL de esta pareja orbita C, el

tercer componente físico del sistema, que emplea cerca de

un millón de años en realizar un giro completo alrededor de

sus dos compañeras. Se trata de una Enana roja, unas cincuenta

veces menos luminosa que el Sol. También es llamada

Próxima Centauro porque, en la posición actual de su

órbita alrededor de A y B, es la estrella más próxima a

nosotros. Su distancia, 4,3 AL, puede parecer insignificante

– 5 –

con respecto a los miles de millones de AL de las estrellas

más alejadas y, sin embargo, ello equivale aproximadamente

a unas 7.000 veces la distancia que nos separa de Plutón,

el planeta más alejado del sistema solar. Para cubrir una

distancia semejante, una astronave convencional como el

“Space Shuttle”, emplearía algunas decenas de miles de

años. No obstante, ya se están proyectando astronaves a

propulsión nuclear como Orión y Dédalo, que podrían viajar

al 10 o al 20 % de la velocidad de la luz (300.000 km/s). Ya

en la antigüedad a Centauro era conocida como una estrella

singular: los árabes la llamaron Rigil Kentaurus (Cuerno del

Centauro). Incluso con un modesto anteojo es posible distinguir

las dos componentes A y B. A tiene una magnitud de

–0m,

01; B de 1m,

33. Sus luces combinadas dan lugar a la

única estrella visible a simple vista que tiene una luminosidad

de –0m,

3. En cambio, el componente C sólo es visible

con un potente telescopio: se trata de una estrella Variable

explosiva

Alfa (partículas). Son partículas nucleares que tienen carga

positiva formadas por un núcleo de Helio, es decir: dos

protones y dos neutrones. Las partículas a se forman durante

los procesos nucleares que se llevan a cabo en el interior

de las estrellas. Constituyen también uno de los componentes

de los Rayos cósmicos y del Viento solar.

ALFVÉN (Hannes Olof Gosta 1908). Físico sueco, premio

Nobel en 1970, cuyos trabajos abarcan la física fundamental,

la astronomía, la astrofísica y la cosmología. Es autor de

una teoría que explica el fenómeno de la Aurora polar con

la interacción entre las partículas emitidas por el Sol y el

campo magnético terrestre. Ha sugerido que los Asteroides

pueden ser los materiales residuales resultantes de la fallida

formación de un planeta entre Marte y Júpiter. Ha desarrollado

una teoría en la que apoya la tesis de que el Universo

está formado por una cantidad igual de materia y de Antimateria.

Se encuentra entre aquellos que han tratado de

explicar la particular distribución del Momento angular en

el interior de nuestro sistema solar. El Premio Nobel 1970

le fue otorgado por sus estudios sobre el plasma y sobre los

campos magnéticos, con los cuales ha contribuido al desarrollo

de los intentos para llevar a cabo la fusión nuclear

controlada en los llamados dispositivos de confinamiento

magnético.

Algol. Estrella doble de la constelación de Perseo (también

llamada b Persei), así denominada, del nombre de un demonio

árabe, debido a que cambia periódicamente de luminosidad.

Algol es el prototipo de las Variables de eclipse –

aquellas estrellas dobles en las cuales una componente

oculta periódicamente a la otra, provocando una disminución

de la luminosidad-. En el caso de Algol, la estrella más

luminosa del sistema es eclipsada cada 68,8 horas por una

estrella más débil, que dista de la primera 10 millones de

kilómetros. Por efecto de este fenómeno la luminosidad

total de Algol desciende de 2m,2 a 3m,

5. Después, cuando en

el otro extremo de la órbita la estrella más débil desaparece

detrás de su compañera más luminosa, se produce un descenso

de luminosidad del sistema, pero esta vez es muy

pequeño, aproximadamente 1/10 de magnitud, y determinable

sólo por medio de un Fotómetro. También forma parte

del sistema de Algol una tercera estrella que no toma parte

en los eclipses. La variabilidad de Algol, ya conocida por

los árabes, fue descubierta en 1669 por el astrónomo boloñés

Geminiano Montanari y la explicación física de su

comportamiento fue dada en 1782 por el inglés John

GOODRICKE. Observaciones radioastronómicas han conducido,

en 1971, al descubrimiento de que Algol es fuente de

radioemisiones debidas, parece, a intercambios de substancias

gaseosas entre las dos componentes principales del

sistema. Algol dista de la Tierra 82 AL.

Algonquín (observatorio). Es uno de los centros más

avanzados de investigación para los estudios de Radioastronomía.

Se encuentra en Algonquin Park, Ontario (Canadá),

y está dotado de una antena parabólica de 46 m de diámetro.

Con este instrumento se ha experimentado la técnica de

Interferometría de gran línea de base (del inglés Very Long

Baseline Interferometry o VLBI), que consiste en poner en

comunicación radiotelescopios muy distantes entre sí para

obtener un elevado Poder de resolución, es decir, la capacidad

de distinguir detalles muy pequeños en objetos celestes

lejanos. El radiotelescopio ha sido puesto en conexión con

el Parkes en Australia, produciendo una línea de base equivalente

al diámetro de la Tierra.

Alouette. Nombre de dos satélites científicos del Canadá para

el estudio de la Ionosfera, lanzados desde los Estados Unidos

el 28 de septiembre de 1962 y el 28 de noviembre de

1965 respectivamente, en el ámbito de un programa de

cooperación. Fueron seguidos de dos satélites de la serie

ISIS (International Satellites for Ionospheric Studies).

Altacimutal (montura). Es un tipo de soporte de los

instrumentos ópticos que permite mover el tubo del telescopio

en cualquier dirección.

Altacimutal (sistema de coordenadas). Es uno de los

sistemas que se utilizan para establecer la posición de un

objeto en la esfera celeste.

Amaltea. Es uno de los satélites de Júpiter más peculiares.

Descubierto en 1882 por Edward Emerson BARNARD, ha

sido fotografiado de cerca por primera vez en 1979 por la

sonda interplanetaria americana Voyager 1. Tiene forma

oblonga con el eje mayor de aproximadamente 270 km y el

menor de 150 km. “Parece una patata rojo-oscura y con

picaduras”, comentaron estudiosos americanos cuando

vieron por primera vez las Imágenes captadas de cerca. Está

en órbita aproximadamente a 181.000 km de Júpiter (la

mitad de la distancia Tierra-Luna) y cubre su recorrido en

alrededor de 12 horas; tiene una temperatura superficial

superior a la que se supondría si se limitara a reflejar la luz

que recibe del Sol y de Júpiter. Este fenómeno es explicado

por una interacción entre el pequeño satélite y el intenso

campo magnético jupiteriano en el cual está inmerso. En lo

relativo a la naturaleza de su superficie rojo-oscura, existe

la hipótesis que esté recubierta con sulfuros expulsados por

la actividad volcánica del cercano satélite Io.

Amarre espacial. Es una operación que consiste en juntar

físicamente dos naves espaciales que se encuentran, por

ejemplo, en órbita terrestre. Está precedida por una Cita

(rendez-vous) durante la cual las dos naves se acercan hasta

tener velocidad relativa nula. Los técniclases de amarre:

“hard-docking”(amarre duro) que consiste en unir físicamente

dos extremos de los vehículos espaciales que antes

estaban separados, y “soft-docking” en el que la maniobra

se limita a unir ambos vehículos por medio de un cable. El

primer “hard-docking” en órbita terrestre fue realizado en

1966 por la astronave Géminis 8 con un misil Agena.

– 6 –

Ames. Es uno de los centros de estudio de la NASA, fundado

en 1940 en Moffet Field, California. Ha tomado el nombre

de Joseph Ames, el primer presidente del organismo aeroespacial

que precedió a la constitución de la NASA y que

se llamaba NACA, iniciales de National Advisory Committee

for Aeronautics. Entre los campos de estudio más importantes

que abarca se encuentran: los efectos del vuelo espacial

sobre el organismo humano; la dinámica de la entrada

en la atmósfera de vehículos como el “Space Shuttle”; la

existencia de vida en el espacio.

Amor. Nombre de un Asteroide, descubierto en 1932, que

roza la órbita terrestre permaneciendo sin embargo en su

exterior. Por extensión con el nombre Objetos Amor se

suele indicar una clase de objetos asteroidales cuyas órbitas

se aproximan mucho a la Tierra, pero que sin embargo no

atraviesan la órbita.

Andrómeda (galaxia de). Es un sistema de estrellas similar

a nuestra Galaxia, pero mucho más grande: se calcula que

su diámetro sea de aproximadamente unos 200 mil AL (el

doble) y el número de estrellas que contiene está alrededor

de los 300 mil millones (el triple). También se identifica

con la sigla M 31 del catálogo Messier o NGC 224 del New

General Catalogue. En las noches sin Luna es visible a

simple vista (4m,

9) como una pequeña y tenue nebulosidad

de forma elíptica situada en la constelación homónima. Sin

embargo es al telescopio donde se revela en su espectacular

estructura de disco formada por miríadas de estrellas, caracterizada

por brazos en espiral y acompañada por dos pequeñas

galaxias, M 32 y NGC 205, que giran a su alrededor

igual que lo hacen las dos nubes de Magallanes con nuestra

Galaxia. Su distancia del Sol es de 2,2 millones de AL.

Andrómeda constituye, por tanto, la Galaxia más próxima a

nosotros y también el objeto celeste más lejano visible a

simple vista. Junto con al menos una treintena de otras

galaxias, entre las cuales se halla la nuestra, Andrómeda es

un miembro del llamado Grupo Local, un sistema de galaxias

relacionadas gravitacionalmente.

Andromédidas. Enjambre anual de Estrellas fugaces que

son visibles desde el 23 al 27 de noviembre y que parecen

irradiarse desde la constelación de Andrómeda.

Anecoica (cámara). Es una cámara cuyas paredes tienen

una estructura tal que absorben todos los sonidos. Estando

en su interior se siente una desagradable sensación de total

acolchamiento y es posible, después de algunos segundos de

adaptación, sentir perfectamente los latidos del propio

corazón. Las cámaras anecoicas son empleadas para estudiar

las reacciones humanas al silencio absoluto.

Ångstrom. Unidad de medida equivalente a la diez mil

millonésima parte del metro (10–10 m), cuyo símbolo es Å

utilizada principalmente para indicar las longitudes de onda

de la luz visible. El nombre proviene de Anders Jonas

ÅNGSTROM (1814-1874), físico sueco, pionero de los estudios

de espectroscopia.

Anillos planetarios. Desde mediados de los años 70 se ha

descubierto que lo que parecía una peculiaridad de Saturno,

es decir los anillos que rodean a este planeta son una estructura

común a otros cuerpos del sistema solar. En 1974 la

sonda Pioneer 11 proporcionó los primeros indicios de un

anillo jupiteriano, sucesivamente estudiado en sus detalles

por los Voyager 1 y 2. Se trata de una estructura muy fina,

que se extiende aproximadamente de 1 a 2 radios planetarios,

formada por partículas de tamaño micrométrico y cuya

composición es probablemente silícea. En l977, durante la

observación de Ocultación estelar por parte de Urano efectuada

desde la Tierra, se descubrió un sistema de 9 anillos

alrededor de este planeta. Se extienden aproximadamente

entre 1,6 y 2 radios planetarios y parecen constituidos por

fragmentos rocosos de dimensiones comprendidas desde

unos centímetros hasta algunos metros. En 1980 y 1981, las

sondas “Voyager” han contado millares de anillos alrededor

de Saturno, allí donde los instrumentos desde la Tierra sólo

distinguen 4. Se extienden entre 1,2 y 2,3 radios planetarios

aproximadamente, parecen formados por bloques de hielo

de dimensiones variables desde pocos centímetros a algunos

metros y están dirigidos por una dinámica muy compleja.

En 1982, elaborando en la computadora los datos de observaciones

efectuadas desde Nueva Zelanda, un grupo de

astrónomos estadounidenses llegó a la conclusión que también

Neptuno está rodeado de anillos. Por ahora se piensa

que son dos, distantes respectivamente, 0,11 y 0,25 radios

planetarios. La hipótesis podrá confirmarse en 1989, cuando

la sonda “Voyager 2 ” pase junto al planeta. La opinión de

algunos planetólogos es que los anillos representaron una

etapa obligada en la formación nuestro sistema solar; que

todos los planetas y tal vez los satélites más grandes poseían

un sistema de ellos; y que los que subsisten, constituyen

un resto fósil. Las investigaciones se están extendiendo, por

tanto, a todos los planetas y al propio Sol, con la esperanza

de encontrar estos antiguos detritos, restos de la planetogénesis.

Antimateria. Como la misma palabra dice, es lo opuesto de

la materia, es decir: una materia cuyas partículas elementales

tienen carga eléctrica opuesta a la normal. Así, en un

átomo de antimateria encontramos en lugar de protones

(positivos), antiprotones (negativos) y, en lugar de electrones

(negativos), antielectrones o positrones (positivos).

Cuando una partícula y una anti-partícula entran en contacto,

se produce el fenómeno de la aniquilación o sea de la

transformación de la materia en energía. La antimateria,

prevista teóricamente por los físico de los años 30, ha sido

producida en laboratorios desde mediados los años 50,

gracias a los potentes aceleradores de partículas. Según una

teoría cosmológica, en el Universo existen cantidades iguales

de materia y de antimateria confinada, obviamente, en

regiones distantes entre sí. Sin embargo, en los puntos de

encuentro, se producirían grandes fenómenos de aniquilación.

Los rayos g, que se observar como radiación de fondo

del Universo, son interpretados por algunos como el producto

secundario de esta aniquilación. Según otra teoría, en

cambio, materia y antimateria existían por partes iguales en

él origen del Universo pero con un leve excedente de la

primera sobre la segunda. Por consiguiente, la antimateria

habría sido totalmente destruida por la aniquilación y el

Universo actual estaría constituido por el residuo de materia

superviviente. En el estado actual de los conocimientos

físicos resulta imposible determinar, a través de observaciones

astronómicas a distancia, si una lejana galaxia está

hecha de materia o de antimateria, debido a que ambas

producen emisiones electromagnéticas idénticas.

Antoniadi, (Eugene M. 1870-1944). Astrónomo francés de

padres griegos, nació en 1870 y murió en 1944. Debe su

fama a las precisas observaciones de los planetas, en particular

de Marte y Mercurio. De este último dibujó un mapa a

partir de las observaciones que había efectuado con el refractor

Meudon, del Observatorio homónimo próximo a

– 7 –

París, de 33 pulgadas (81 cm). La nomenclatura que el

astrónomo adoptó para la cartografía de los planetas está

todavía en uso en la actualidad. Ha dado el nombre a la

llamada “escala Antoniadi” o “seeing”, que mide la cualidad

de las condiciones de observación y en la cual la numeración

va de I (perfecta) a V (pésima).

Año. El año, entendido genéricamente, es el tiempo -365 días

en cifras redondas- que emplea la Tierra en dar una vuelta

completa alrededor del Sol. Para los cálculos astronómicos,

sin embargo, deben tomarse en consideración y definirse

con mayor precisión diversos tipos de año. Año sideral. Es

el período de revolución de la Tierra alrededor del Sol

medido con respecto a las estrellas fijas. Equivale a

365,2564 días (o bien 365d, 6h, 9m, 10s). Año trópico. Es

el tiempo comprendido entre dos pasajes sucesivos del Sol

por el Equinoccio de primavera (o primer punto de Aries).

Equivale a 365,2421 (o bien 365d, 5h, 43m, 46s), es decir

aproximadamente unos 20′ menos que el año sideral, debido

a que el primer punto equinoccial retrocede a causa de la

Precesión de los equinoccios. También es denominado año

civil, porque hace referencia al calendario civil. Año anomalístico.

Es el tiempo comprendido entre dos pasajes sucesivos

de la Tierra por el Perihelio. Equivale a 365,2596 (o

bien 365d, 6h, 13m, 53s). Es aproximadamente unos cuatro

minutos más largo que el año sideral, porque el perihelio de

la órbita terrestre es ligeramente desplazada hacia adelante

cada año por las perturbaciones de los otros planetas.

Año luz. Es la distancia recorrida en un año por la luz en el

espacio a la velocidad de 299.792.458 km/s. Equivale a

9,46·1012 km o bien a 63.240 UA o también a 0,3066 pc.

Apogeo. Es el punto más distante de la órbita de la Tierra

alrededor del Sol. Es el opuesto del Perigeo, el punto más

próximo al Sol.

Apolo (asteroide). Nombre de un Asteroide, descubierto en

1932, que atraviesa la órbita de la Tierra. Con el nombre de

Objetos Apolo se han designado, a partir de aquella fecha, a

todos los asteroides que llegan al interior la órbita terrestre.

Algunos meses después del descubrimiento de Apolo, fue

descubierto otro asteroide denominado Amor que roza la

órbita de la Tierra aunque sin embargo permanece en el

exterior. Por este motivo se suele indicar como “Objetos

Apolo-Amor” a los asteroides que se aproximan considerablemente

a nuestro planeta.

Apolo (programa espacial). Es el nombre de un programa

espacial americano (y de las astronaves que formaron parte

de él) que el 20 de julio de 1969 consiguió llevar por primera

vez al hombre a la Luna y que en el plazo de un trienio,

desde 1969 a 1972, han posado sobre nuestro satélite natural

6 expediciones con un número total de 12 astronautas.

Las premisas. La decisión de encaminar todos los esfuerzos

del programa espacial sobre la Luna fue tomada por la

NASA al comienzo de los sesenta, cuando los Estados

Unidos estaban bajo el “shock” de la supremacía espacial

soviética e intentaban recuperar, frente a la opinión pública,

el prestigio anterior como potencia mundial absoluta. Fue el

presidente J. F. Kennedy, el 25 de mayo de 1961, en su

mensaje anual al Congreso sobre el estado de la Unión,

quien anunció que antes del final de la década, América

llevaría un hombre al suelo lunar y le haría retornar a la

Tierra sano y salvo. Inmediatamente se tomaron en consideración

tres tipos de misiones: 1) Ascensión directa (Direct

Ascent), consistente en un lanzamiento directo Tierra-Luna

realizado con un super-misil “Nova”, que después la NASA

nunca construyó. 2) Cita en órbita terrestre (Earth Orbit

Rendez-vous), caracterizada por la unión en órbita terrestre

de una astronave y un sistema de propulsión, lanzados

separadamente. 3) Cita en órbita lunar (Lunar Orbit Rendez-

vous), consistente en el lanzamiento de la astronave y

del sistema de propulsión con un solo misil. Realizada la

travesía Tierra-Luna, un módulo lunar se separaría de la

astronave madre para llevar a cabo la exploración de nuestro

satélite y, más tarde, volvería a unirse a ella en órbita

lunar. Hacia finales de 1962, la elección cae sobre el tercer

método, cuya concepción es atribuida a John Houbolt, un

investigador de la NASA. Otros estudiosos hacen notar que

una exploración lunar de este tipo ya fue descrita a comienzos

del siglo XX por Juri KONDRATYUK (1897-1942), uno de

los padres de la misilística soviética. Al mismo tiempo la

NASA impulsó la construcción del supermisil Saturno, que

habría hecho posible la misión. La astronave. La astronave

“Apolo”, con la cual se realizó la conquista de la Luna,

estaba compuesta esencialmente de tres partes: 1) Un

módulo de mando de forma cónica, con una base de 4 m de

diámetro, una altura de 3,2 m y un peso de 5 toneladas. En

su interior estaban los asientos para los tres astronautas

integrantes de la tripulación y los paneles de control. En el

vértice del cono, un túnel servía para poner en contacto este

módulo con el de expedición lunar (ver punto 3). En la base

del módulo había un escudo térmico para proteger la astronave

de las altas temperaturas por fricción que se producen

a la entrada en la atmósfera. 2) Un módulo de servicio, con

forma cilíndrica (4 m de diámetro, 7,4 m de longitud y 25

toneladas de peso), contenía el depósito de combustible, los

generadores de electricidad, un gran propulsor principal y

cuatro menores para las maniobras en el espacio. 3) Un

módulo de expedición lunar, también llamado LEM, iniciales

de Lunar Excursion Module, con una forma característica

de araña con cuatro patas. Tenía una altura total de 7

metros y un peso de 15 toneladas. Cumplía la función de

bote en el cual se trasladaban dos de los tres astronautas

que debían efectuar el desembarco sobre suelo lunar. Estaba

compuesto, a su vez, de dos partes: un habitáculo en la cima

y una sección de descenso provista, en la base, de cuatro

“patas”. Esta última hacía de rampa de lanzamiento y quedaba

en la Luna en el momento de la partida desde nuestro

satélite natural. Los ensayos. En la primera mitad de los

años sesenta, tanto las diversas partes del cohete “Saturno”

como las de la astronave “Apolo” son construidas y sometidas

a los primeros ensayos en tierra. El 26 de febrero de

1966, con el lanzamiento sub-orbital del “Apolo 1”, se

realiza la primera prueba de vuelo sin hombres a bordo.

Pero en la práctica se trata de un simple ensayo de la primera

sección del cohete, que lleva en la cima sólo una maqueta

de la astronave. La astronave con tres hombres a bordo,

Virgil GRISSOM, Edward White y Roger Chaffee, habría

tenido que realizar la primera prueba en órbita terrestre el

21 de febrero de 1967, pero casi un mes antes, durante un

ensayo general, estalló un incendio en el módulo de mando.

Los tres hombres intentaron salir, pero se bloqueó la portezuela

de salida: murieron carbonizados sin que los técnicos

de la base pudieran hacer nada por salvarlos. El incidente

impone una revisión de la astronave y un mejoramiento de

sus sistemas de seguridad. El programa sufrirá un nuevo

aplazamiento de año y medio. El test sin hombres a bordo

se prorroga hasta el vuelo designado como “Apolo 6”, el 4

de abril de 1968. Entre finales de 1968 y mediados de 1969,

con los vuelos desde el “Apolo 7”, al “Apolo 10” se realizan

con total éxito los ensayos más significativos antes de des–

8 –

cender sobre la Luna. Con el “Apolo 8”, en la Navidad de

1968, los astronautas Frank BORMAN, James LOVELL y

William ANDERS, se convierten en los primeros hombres

que estuvieron en órbita alrededor de la Luna. Con el “Apolo

10″, los dos astronautas Thomas STAFFORD y Eugene

CERNAN pasan del módulo de mando al LEM y descienden

hasta 14 km de altura sobre la Luna, mientras su compañero

John YOUNG queda esperándolos en una órbita lunar más

alta. El camino para el descenso sobre nuestro satélite

natural estaba abierto. El descenso a la Luna. La histórica

misión que llevará al descenso de los primeros hombres

sobre la Luna se inicia el miércoles 16 de julio de 1969. A

las 15,32 (hora legal española), desde la plataforma A del

complejo 39 del Centro espacial John F. Kennedy en Florida,

parte el “Saturno V” con la astronave “Apolo 11”, que

lleva a bordo a Neil ARMSTRONG, 38 años, comandante;

Michael COLLINS, 38 años, piloto del módulo de mando;

Edwin ALDRIN, 39 años, piloto del módulo lunar. El plan de

vuelo se desarrolla normalmente. Los tres módulos de la

astronave son colocados en una órbita de estacionamiento

alrededor de la Tierra a una altura de 215 km. Aquí, después

de una vuelta y media, son re-encendidos los motores

de la tercera sección del “Saturno “, que quedó unido a la

astronave por la llamada “inyección translunar”, es decir,

por la introducción en la trayectoria de cita con nuestro

satélite natural. Más tarde es realizada con éxito otra delicada

maniobra: los módulos de mando y servicio, que están

unidos entre sí, son girados 180 y amarrados al módulo de

expedición lunar de manera que los dos astronautas que

deberán descender a la Luna, ARMSTRONG y ALDRIN, puedan

pasar a través del túnel de conexión en el momento oportuno.

La travesía Tierra-Luna durará tres días, durante los

cuales los tres hombres consumen sus alimentos, descansan

y mantienen frecuentes contactos con el centro espacial de

Houston que dirige la misión. Todo el mundo les sigue con

ansia y curiosidad, incluso aquéllos que se declararon contrarios

a este programa faraónico que costará en total 4,3

billones de pesetas a precios de 1978. Durante la carrera

para llegar a la Luna se establece también una especie de

competición entre el “Apolo 11” y el “Lunik 15”, una sonda

automática soviética que, se piensa, quería llegar la primera

a suelo lunar y traer de vuelta algunas muestras del terreno.

Sin embargo, el vuelo de ésta última concluyó al chocar

contra la Luna y destruirse. A las 19,47 del 19 de julio se

encienden los motores del módulo de servicio para frenar a

la astronave y colocarla en órbita lunar. También esta maniobra

esta coronada por el éxito y los tres astronautas giran

ahora a unos 100 km de altura del suelo lunar. La mañana

del 20 ARMSTRONG y ALDRIN pasan al módulo lunar que ha

sido bautizado como “Eagle” (Águila), y comienzan una

larga serie de controles. A las 19,47 el “Eagle” se separa de

los módulos de mando y de servicio (esta otra sección de la

astronave fue bautizada “Columbia”) y desciende hasta una

órbita que está apenas a 15 km de altura de la superficie

lunar. A las 20,02 el “Eagle” inicia el vuelo y desciende

dulcemente, como una pluma, hacia un lugar en la parte

centro-occidental del Mar de la Tranquilidad, elegido con

anterioridad. Toca el suelo sin problemas a la 22 h 17 mi 40

s. Las coordenadas del lugar de descenso son 0° 42′ 50″ N,

23° 42′ 28″ E. “Estamos sobre un suelo rocoso, en una zona

relativamente plana, con cráteres anchos de 2 a 17 m. Vemos

algunas altura como colinas; hay alrededor nuestro

millares de pequeños cráteres”, transmite ALDRIN a los

controladores de Houston. Después de otras tres horas para

los controles instrumentales y las largas maniobras de despresurización

del habitáculo, ARMSTRONG y ALDRIN se

preparan para descender. Son las 4,56 del lunes 2 de julio.

Todo el mundo sigue la empresa en directo por televisión.

El comandante del “Apolo” desciende la escalerilla del

LEM y apoya cautelosamente un pie sobre el polvo lunar

dejando la huella de su bota. Después pronuncia una frase

que se hace histórica que había preparado ya desde hacía

bastante tiempo: “Es un pequeño paso para un hombre, pero

un salto gigantesco para la humanidad”. La excursión dura

más de 14 horas durante las cuales, además de dejar una

placa con sus firmas y la del presidente Richard Nixon y

una bandera americana clavada en el suelo, los dos astronautas

realizan importantes trabajos científicos: recogen 22

kg de rocas lunares, obtienen miles de fotos del paisaje,

instalan un sismómetro, un generador de rayos láser para

medir la distancia Tierra-Luna y un colector de viento solar.

Después, a las 19,34 del 21 de julio, el “Eagle” parte hacia

su cita con la “Columbia” que permaneció esperando en

órbita lunar. También esta maniobra se lleva a cabo a la

perfección y, a las 6,35 del 22 de julio, los tres hombres

reunidos en la “Columbia”, encienden los motores de la

astronave para iniciar el viaje de retorno. Todo lo demás es

rutina: la misión concluirá el 24 de julio a las 18,50 con un

amerizaje perfecto del módulo de mando (todas las otras

partes de la astronave fueron abandonadas a lo largo de

trayecto) en el Océano Pacífico. Después de la “Apolo 11”

se realizaron otras 6 misiones lunares. De ellas sólo una, la

“Apolo 13”, no pudo completarse con el alunizaje en nuestro

satélite. La causa fue una explosión de los depósitos de

oxígeno, que puso en peligro la vida de los tres astronautas

LOVELL, HAISE y SWIGERT, pero que finalmente terminó con

una feliz vuelta a la Tierra. Las otras misiones profundizaron

en la exploración de la superficie lunar tanto en las

“tierras” como en los “mares”, valiéndose también de un

vehículo llamado jeep lunar. El programa “Apolo” se concluyó

antes de lo previsto tanto por razones económicas,

como porque ahora ya no aparecía suficientemente motivado

a los ojos de la opinión pública después de que los Estados

Unidos hubieran logrado nuevamente la supremacía espacial.

Si se prescinde de los costos de realización, es indudable

que su contribución científica al conocimiento de nuestro

satélite natural y a la evolución de las tecnologías astronáuticas

fue enorme.

Apolo-Soyuz. Ha sido la experiencia más espectacular de

cooperación internacional en el espacio: el 5 de julio de

1975, la astronave americana Apolo con tres hombres a

bordo se unió a la cosmonave soviética Soyuz con dos astronautas,

a 225 km sobre la Tierra. Un acuerdo quinquenal

estipulado en 1972 entre las dos grandes potencias, preveía

el estudio de un “sistema compatible de cita y amarre de las

estaciones y de las naves habitadas de la Unión Soviética y

de los Estados Unidos, con el fin de aumentar la seguridad

de los vuelos humanos en el espacio y de tener la ocasión,

en el futuro, de efectuar experiencias científicas conjuntas”.

Los problemas de compatibilidad técnica a resolver fueron

bastantes: en primer lugar los dispositivos de Amarre del

“Apolo” y de la “Soyuz”, si bien funcionaban en base a los

mismos principios, tenían dimensiones y mecanismos completamente

diferentes. Para superar este obstáculo sin tener

que modificar el proyecto original del “Apolo”, los americanos

construyeron el denominado “módulo de amarre”: por

un lado se introducía en uno de los extremos del “Apolo” y

por el otro lo hacía en la “Soyuz”. Surgieron otros problemas

sobre las condiciones de la tripulación durante el tránsito

de una nave a otra: en efecto, al ser diferentes las presiones

atmosféricas creadas por los ingenieros americanos y

soviéticos en las cabinas de las respectivas astronaves, el

paso directo de los miembros de la tripulación habría pro–

9 –

vocado en ellos una grave descompensación orgánica. Por

tanto, se decidió crear una cámara de compensación en el

módulo de amarre. Ulteriores problemas de orden técnico

estaban relacionados con las comunicaciones entre las dos

astronaves en vuelo, la coordinación entre los dos motores

y, además, problemas meteorológicos y de organización,

como la estandarización de la terminología y la superación

de la barrera idiomática. Todos estos problemas fueron

resueltos y el amarre en órbita se realizó sin ningún incidente,

concluyendo antes de lo previsto. El histórico apretón

de manos en el espacio entre el comandante soviético

Alexei LEONOV y el americano Thomas STAFFORD, fue

seguida con emoción por telespectadores de todo el mundo.

Lo otros miembros de la misión, denominada ASTP, iniciales

de “Apollo-Soyuz Test Project”, eran el ruso Valeri N.

KUBASOV, ingeniero de vuelo, así como los pilotos americanos

Donald K. SLAYTON y Vance C BRAND. Además de

constituir un antecedente para eventuales misiones de auxilio

en el espacio entre astronaves de los dos países, otro de

los objetivos principales fue la realización de experimentos

relativos a la microgravedad, la astronomía, la medicina y la

observación de la Tierra. Se realizaron 32 experimentos en

el ámbito de 5 proyectos. Particularmente espectacular fue

el del Eclipse solar artificial, durante el cual el “Apolo” hizo

de disco de ocultación del Sol, mientras la tripulación de la

“Soyuz” efectuaba observaciones y tomaba fotografías de la

Corona solar.

Ápsides. Son los puntos extremos de la Órbita de un cuerpo

celeste en su movimiento alrededor de otro. En el caso de

las órbitas de los planetas que rotan alrededor del Sol, los

dos ápsides se llaman Perihelio (el punto más próximo) y

Afelio (el punto más lejano); en el caso de la órbita terrestre,

Perigeo y Apogeo. La línea que une los dos puntos

apsidales se llama línea de los ápsides y, para una órbita

elíptica, corresponde al eje mayor de la Elipse.

Arecibo (Observatorio astronómico). Es el Radiotelescopio

más grande del mundo, situado en Puerto Rico, utilizado

tanto para captar las ondas de radio celestes, como

para la transmisión de impulsos de Radar. Esta constituido

por un reflector hemisférico con un diámetro de 305 metros,

teniendo por encima una antena sostenida por tres grandes

pilares. La función del reflector es la de concentrar las

ondas de radio procedentes del espacio en la antena, que

está unida electrónicamente con la sala de control donde

son analizadas las señales. Cuando es utilizado como un

transmisor de radar, debe enviar al espacio las señales que

recibe de la antena. El radiotelescopio no puede ser orientado,

pero moviendo la antena puede explorarse una vasta

zona del cielo (del 43o Norte al 6o Sur). El instrumento,

que ha sido instalado en 1963 y cuya superficie reflectora

fue reconstruida en 1974, es utilizado para estudios sobre la

ionosfera, para la cartografía radar de la Luna y de los

planetas y, además, para la Radioastronomía. El 16 de

noviembre de 1974, se transmitió desde el Observatorio de

Arecibo la señal de radio más potente dirigida por la humanidad

a las estrellas, con la esperanza de que exista alguna

forma de vida extraterrestre en un sistema solar similar al

nuestro. El mensaje contenía una serie de informaciones

sobre la vida terrestre: un esquema de números, los átomos

de los elementos de los que estamos principalmente constituidos

(hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno y fósforo),

imágenes esquemáticas de la doble hélice del DNA, de un

ser humano, del sistema solar y del propio radiotelescopio

de Arecibo. La señal cifrada, dirigida hacia un cúmulo

globular de alrededor de 300.000 estrellas llamado M 13,

situado en la constelación de Hércules, podría ser captado

por algunas civilizaciones terrestres dentro de 24.000 AL,

porque tal es la distancia que nos separa de M 13.

Ariel (satélites). Con este nombre se conoce una serie de 6

satélites científicos británicos lanzados desde los Estados

Unidos entre 1962 y 1979. Los dos primeros fueron construidos

en los Estados Unidos con el equipo científico proporcionado

por Gran Bretaña. Sin embargo los otros fueron

completamente de construcción inglesa. “Ariel 1”, lanzado

el 26 de abril de 1962, estudió la Ionosfera y las radiaciones

solares; “Ariel 2”, (27 de marzo de 1964) efectuó estudios

atmosféricos y de Radioastronomía; “Ariel 3” (5 de mayo de

1967) y “Ariel 4” (11 de diciembre de 1971) desarrollaron

estudios sobre la ionosfera y de radioastronomía; “Ariel 5”

(15 de octubre de 1974) trazó un mapa del cielo con Rayos

X, examinando en detalle algunas fuentes estelares de estas

radiaciones; “Ariel 6” (2 de junio de 1979) estudió los

Rayos cósmicos y los rayos X.

ARISTARCO de Samos (310-240 a. J.C.). Genial astrónomo

y matemático griego, que vivió en el siglo III a. J.C. Fue el

sostenedor más autorizado de un sistema heliocéntrico del

Universo, que elaboró basándose en la concepción de

HERÁCLIDES del Ponto (IV siglo a. J.C.), quien pensaba que

los llamados planetas inferiores (Mercurio y Venus) giraban

alrededor del Sol, que a su vez describía su órbita alrededor

de la Tierra inmóvil. ARISTARCO perfeccionó esta teoría y

llegó a afirmar que todos los planetas, comprendida la

Tierra, giran alrededor del Sol. Sin embargo, esta osada

especulación, con la cual anticipó el sistema de COPÉRNICO,

que hasta el año 1500 no se afirmaría, no tuvo seguidores

en su época, dominada por la concepción geocéntrica. Otro

importante estudio al que se dedicó ARISTARCO fue el relativo

a las dimensiones del Sol y la Luna y su distancia de

nuestro planeta. En su obra De magnitudinibus et distantiis

solis et lunae (que llegó hasta nosotros en la traducción

latina), el científico describe su método geométrico para

calcular las distancias de la Tierra al Sol y a la Luna y los

respectivos diámetros; debido a los rudimentarios instrumentos

de que disponía, llegó a estimaciones muy por

debajo de la realidad. Un cálculo bastante preciso fue realizado

algunos decenios más tarde por ERATÓSTENES.

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