{"count":5328,"next":null,"previous":"http://www.astro4edu.org/oae-api/glossary-terms/?format=json&page=53","results":[{"term_name":"Contaminación lumínica","term_definition":"La contaminación lumínica es la presencia de iluminación artificial excesiva o inadecuada (emitida en una dirección por encima del horizonte), como las farolas, que provoca el aumento del brillo del cielo nocturno. Esto es inadecuado, ya que dificulta la observación de estrellas, planetas y otros objetos astronómicos, y altera los ecosistemas y muchos ciclos naturales que afectan a los seres vivos. Además, la contaminación lumínica supone también un uso ineficiente de los fondos y los recursos.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":177,"term_in_english":"Light Pollution","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[462],"alternate_terms":[],"categories":["Astronomy and Society","Naked Eye Astronomy","Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[11,4,3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/177/"},{"term_name":"Medio interestelar","term_definition":"El medio interestelar (ISM por sus siglas en inglés) es un término que describe todo el gas y el polvo que se encuentra entre los sistemas estelares de una galaxia. Nuestro Sistema Solar se encuentra en el disco de la Vía Láctea, donde la mayor parte del ISM está compuesto por hidrógeno atómico mezclado con helio atómico y polvo. \r\n\r\nEl ISM tiene una densidad muy baja en comparación con las atmósferas planetarias, con una densidad típica inferior a una partícula por centímetro cúbico, lo que supone aproximadamente 50 mil millones de mil millones de veces menos denso que la atmósfera terrestre. Esta densidad varía enormemente, al igual que la temperatura, a lo largo de la Galaxia, y el ISM se divide en varios componentes diferentes. \r\n\r\nLos componentes de mayor volumen en el disco galáctico son el gas atómico cálido y el gas ionizado cálido, ambos con temperaturas en torno a los 8 000 kelvin (K) y densidades de aproximadamente medio átomo o ion por centímetro cúbico. Un volumen menor se presenta en forma de gas atómico más frío y denso, con una temperatura de unos 40 K. Un volumen aún menor del medio interestelar se presenta en forma de nubes de hidrógeno molecular más densas (hasta un millón de moléculas por centímetro cúbico) y más frías (<20 K). Algunas de estas nubes moleculares colapsarán bajo su propia gravedad, lo que dará lugar a la formación de nuevas estrellas. Las nubes moleculares de la Vía Láctea se encuentran principalmente en sus brazos espirales. El gas que rodea el disco de la Vía Láctea es muy caliente (millones de kelvin) y de muy baja densidad.\r\n\r\nLas estrellas devuelven gas y polvo al medio interestelar a través de los vientos estelares y las supernovas. El gas y el polvo que regresan al medio interestelar contienen una mayor proporción de elementos pesados (metales), lo que enriquece la galaxia con el paso del tiempo. El gas y el polvo del medio interestelar son la principal causa de la extinción interestelar.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":450,"term_in_english":"Interstellar Medium","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[85,107,117,124,199,256,314,315,330,333,349,472],"alternate_terms":[],"categories":["Chemistry","Galaxies","Milky Way and Interstellar Medium"],"category_ids":[12,8,7],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/450/"},{"term_name":"Luz","term_definition":"La luz es radiación electromagnética. En el uso común, el término «luz» suele referirse a la radiación electromagnética cuya longitud de onda puede percibirse a simple vista. La longitud de onda de la luz que pueden percibir los seres humanos se sitúa, en términos generales, en el rango de 380 a 750 nanómetros (nm), aunque la mayoría de las personas tienen muy poca sensibilidad a la luz con longitudes de onda inferiores a 400 nm. Se trata de una parte reducida del espectro electromagnético, que abarca un amplio rango de longitudes de onda, desde los rayos gamma (los más cortos) hasta las ondas de radio (las más largas). En un sentido más amplio, el término «luz» se aplica a veces a cualquier tipo de radiación electromagnética.\r\n\r\nLas propiedades básicas de la luz son la intensidad, la dirección de propagación, la frecuencia, el espectro y la polarización. Su velocidad en el vacío se define como exactamente 299 792 458 metros por segundo, y esta es una de las constantes fundamentales de la naturaleza. El color de la luz depende de su longitud de onda. La luz violeta tiene la longitud de onda más corta del espectro visible; la roja, la más larga. La luz tiene múltiples fuentes, tanto naturales como artificiales; el Sol es la principal fuente de luz de la Tierra. La luz se emite y se absorbe en pequeños «paquetes» llamados fotones, que tienen propiedades tanto de ondas como de partículas. Este último fenómeno se denomina dualidad onda-partícula.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":175,"term_in_english":"Light","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[96,378],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/175/"},{"term_name":"Venus","term_definition":"Venus es el segundo planeta más cercano al Sol. A menudo denominado «el gemelo de la Tierra», es un planeta rocoso y terrestre con un radio ligeramente superior a los 6 000 kilómetros (km), lo que supone aproximadamente el 95 % del radio de la Tierra. Su masa es 0.815 veces la de la Tierra. La atmósfera de Venus es 90 veces más densa que la de la Tierra. Está compuesta principalmente por dióxido de carbono, junto con densas nubes de ácido sulfúrico que envuelven toda la superficie. La densa atmósfera produce un efecto invernadero muy intenso, lo que da lugar a una temperatura superficial de 460 grados Celsius. \r\n\r\nSu distancia típica al Sol es de 108 millones de kilómetros, lo que equivale aproximadamente a 0.72 unidades astronómicas (distancias Tierra-Sol). Tarda 224.7 días en completar una órbita. Venus tarda mucho tiempo en dar una vuelta completa sobre su eje con respecto a las estrellas lejanas; un día venusiano corresponde a 243 días terrestres. Este periodo es más largo que el tiempo que tarda Venus en completar una órbita alrededor del Sol. No se conoce que Venus tenga lunas.\r\n\r\nVenus recibe su nombre de la diosa romana del amor. Dado que Venus está tan cerca del Sol, a menudo es visible en el cielo nocturno poco antes del amanecer o después del atardecer. En estas ocasiones, Venus brilla de forma llamativa incluso a simple vista, y se le conoce tradicionalmente como la estrella de la mañana o la estrella de la tarde, respectivamente. Con binoculares, se puede observar que Venus presenta fases similares a las de la Luna.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":377,"term_in_english":"Venus (Planet)","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[26,137,314,354],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy","Solar System"],"category_ids":[4,1],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/377/"},{"term_name":"Estrella gigante","term_definition":"Las estrellas gigantes, o simplemente «gigantes», son estrellas inusualmente grandes y luminosas en comparación con otras estrellas del mismo color. Las estrellas no nacen como gigantes, sino que se convierten en gigantes de forma intermitente en diversas etapas de su evolución.\r\n\r\nEn el caso de la mayoría de las estrellas que no son gigantes, existe una relación directa entre su color y su luminosidad (es decir, la energía que emiten a lo largo del tiempo). A esas estrellas se las denomina «estrellas de la secuencia principal», y sus emisiones de energía se alimentan de la fusión nuclear del hidrógeno en helio en sus núcleos. Cuando se agota el suministro de hidrógeno en el núcleo, la fusión del hidrógeno continúa en una capa que rodea al núcleo y la estrella se expande hasta volverse mucho más luminosa y de un color más rojizo. Con el tiempo, la temperatura en el centro puede alcanzar un nivel lo suficientemente alto como para que sea posible la fusión nuclear de elementos más pesados que el hidrógeno, lo que proporciona una fuente de energía adicional a la estrella. En el transcurso de esta conversión, dichas estrellas se expanden hasta alcanzar un tamaño mucho mayor, se enfrían hasta volverse más rojizas y, en general, se vuelven mucho más luminosas: se convierten en lo que se conoce como estrellas gigantes rojas, o gigantes rojas para abreviar. El Sol, por ejemplo, será cientos de veces más grande y brillante, además de mucho más frío, cuando se expanda para convertirse en una estrella gigante roja. En el caso de estrellas de diferentes masas, fases adicionales de evolución —a menudo de corta duración— hacen que esas estrellas se conviertan en gigantes azules, o incluso en supergigantes rojas o azules aún más luminosas.\r\n\r\nLas gigantes se clasifican en la clase de luminosidad III, más brillantes que las subgigantes (clase IV) pero menos brillantes que las gigantes brillantes (clase II) y las supergigantes (clase I).\r\n\r\nEn general, las estrellas gigantes son poco frecuentes. Esto se debe a la duración relativamente corta de la fase gigante (para una estrella como el Sol, unos pocos cientos de millones de años frente a los diez mil millones de la secuencia principal). Sin embargo, dada su elevada luminosidad, están significativamente sobrerrepresentadas entre las estrellas visibles a simple vista en el cielo nocturno.\r\n\r\nAlgonos ejemplos de gigantes rojas son Arcturus, en la constelación de Boötes, y Mira, en la de Cetus.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":130,"term_in_english":"Giant Star","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[221,277,331],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy","Stars"],"category_ids":[4,2],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/130/"},{"term_name":"Fase lunar","term_definition":"La fase lunar se refiere a la posición de la Luna en su órbita alrededor de la Tierra. El cambio de posición de la Luna provoca que la forma de la parte iluminada de la Luna, visible desde la Tierra, vaya variando a lo largo de un mes lunar. La mitad de la Luna está siempre iluminada por el Sol, salvo durante los eclipses lunares. Desde la Tierra vemos diferentes partes de la Luna iluminadas a medida que se desplaza en su órbita a nuestro alrededor. El mes lunar comienza y termina en la misma fase. En la fase de 0 grados, denominada «luna nueva», la Luna se encuentra en el punto de su órbita más cercano al Sol. En esa fase, la cara iluminada de la Luna está orientada en dirección opuesta a la Tierra, por lo que la Luna parece oscura. El tamaño de la parte iluminada de la Luna aumenta gradualmente (fase creciente) hasta convertirse en una hoz. La fase del primer cuarto (cuando la mitad de la Luna parece estar iluminada, lo que popularmente se conoce como «media luna») se produce a 90 grados del punto de partida. La parte iluminada de la Luna sigue aumentando, adoptando una forma gibosa (convexa o abombada). La luna llena se produce a 180 grados. A partir de este punto, la forma comienza a reducirse gradualmente (fase menguante), dando lugar a una luna gibosa, la fase de cuarto menguante (cuando la mitad de la Luna parece estar iluminada, lo que popularmente se conoce como «media luna») a 270 grados del inicio, la luna creciente, y terminando como luna nueva a 360 grados. Aunque la mitad de la Luna parece iluminada en las fases de 90 y 270 grados, son los lados opuestos los que están iluminados.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":182,"term_in_english":"Lunar Phase","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[202,247],"alternate_terms":[],"categories":["Astronomy and Society","Naked Eye Astronomy","Solar System"],"category_ids":[11,4,1],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/182/"},{"term_name":"Inteligencia extraterrestre","term_definition":"La inteligencia extraterrestre se refiere a la posible existencia de entidades inteligentes distintas de las que hay en la Tierra.\r\n\r\nLa búsqueda de inteligencia extraterrestre ha incluido la búsqueda de señales de radio u otras señales, pero gran parte de la investigación actual se centra en determinar si en otros lugares se dan las condiciones necesarias para la vida inteligente. A juzgar por las pruebas disponibles, las condiciones necesarias para la aparición de la vida en la Tierra —un planeta sólido, situado a una distancia de su estrella que permita la existencia de agua líquida en la superficie del planeta, átomos como el carbono y el oxígeno, y las condiciones para formar moléculas más complejas— deberían darse en numerosos planetas de nuestra Galaxia y más allá. No es descabellado suponer que podría haber surgido vida inteligente al menos en algunos de esos planetas, aunque no disponemos de una base sólida para estimar la probabilidad de que eso ocurra. \r\n\r\nAlgunos astrónomos han utilizado señales de radio para buscar posibles mensajes en el marco del programa de Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre (SETI por sus siglas en inglés). La velocidad de la luz, como límite físico fundamental, implica que los viajes interestelares llevarían mucho tiempo, lo que limita nuestra capacidad para entrar en contacto directo con inteligencias extraterrestres.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":108,"term_in_english":"Extraterrestrial Intelligence","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[20,109],"alternate_terms":[],"categories":["Exoplanets & Astrobiology"],"category_ids":[6],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/108/"},{"term_name":"Radioastronomía","term_definition":"La radioastronomía es la rama de la astronomía que se ocupa de la observación de las ondas de radio, una región específica del espectro electromagnético. La atmósfera terrestre cuenta con «ventanas de radio», lo que permite que las ondas de radio en determinados rangos de frecuencia (o longitud de onda) pasen casi sin obstáculos. Este hecho permite observar dichas ondas de radio procedentes de objetos astronómicos mediante radiotelescopios terrestres. Las frecuencias típicas de observación oscilan entre un límite superior de unos 300 gigahercios (GHz) y decenas de megahercios (MHz). Esto se corresponde con longitudes de onda de 1 milímetro (mm) a decenas de metros, respectivamente. Al desplazarse a lugares especialmente adecuados, secos y situados a gran altitud, los astrónomos pueden incluso realizar observaciones submilimétricas, con longitudes de onda de hasta unos 0.3 mm, lo que se corresponde con frecuencias de hasta 1 terahercio (THz). El límite inferior de frecuencia, situado en unos 10 MHz, se debe a la denominada ionosfera terrestre. Esta región de gran altitud dentro de nuestra atmósfera contiene numerosas partículas cargadas, que reflejan las ondas de radio ultralargas de vuelta al espacio. La radioastronomía nos permite observar la emisión procedente del gas frío de las galaxias y de la Vía Láctea, como el hidrógeno atómico y el gas molecular. De este modo, los astrónomos pueden estudiar el medio interestelar difuso, así como las regiones y los procesos en los que nacen las estrellas y los planetas. La radioastronomía también permite el estudio de objetos altamente energéticos, como los púlsares y los núcleos galácticos activos: en el interior o en torno a objetos como esos, los electrones se aceleran en un fuerte campo magnético, lo que da lugar a la emisión de ondas de radio conocidas como radiación de sincrotrón. Los púlsares y los núcleos galácticos activos muy brillantes conocidos como cuásares se descubrieron gracias a la radioastronomía, al igual que el vestigio de la fase caliente del Big Bang de nuestro Universo: el fondo cósmico de microondas (CMB por sus siglas en inglés). Aunque las ondas de radio procedentes del espacio se detectaron por primera vez en la década de 1930, la radioastronomía no se convirtió en una rama importante de la astronomía observacional hasta después de 1950.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":272,"term_in_english":"Radio Astronomy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[96,274],"alternate_terms":[],"categories":["Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/272/"},{"term_name":"Campo magnético","term_definition":"Las corrientes eléctricas generan una zona de influencia a su alrededor denominada campo magnético. A su vez, las partículas con carga eléctrica que se desplazan a través de un campo magnético experimentarán una fuerza, a menos que se muevan en paralelo al campo. \r\n\r\nEn astronomía, hay muchas situaciones en las que la materia se ioniza, es decir, sus átomos se dividen en partículas cargadas (en el caso del hidrógeno, protones y electrones). El plasma resultante puede generar campos magnéticos e interactuar con ellos. \r\n\r\nEn el interior de las estrellas, las corrientes de plasma en movimiento crean un campo magnético mediante lo que se conoce como «efecto dinamo». Cerca de la superficie de la estrella, ese campo magnético puede dar lugar a actividad estelar, como manchas estelares o erupciones. El campo magnético de una estrella puede provocar manchas o erupciones en la superficie estelar, y corrientes de partículas cargadas, conocidas como vientos estelares, que fluyen hacia el exterior desde la estrella a lo largo de las líneas del campo magnético. En el caso del Sol, algunas de las partículas cargadas que constituyen el viento solar llegan a la Tierra, donde son desviadas por el campo magnético terrestre hacia los polos norte y sur de la Tierra. Cuando estas partículas hacen que la atmósfera terrestre brille, se producen las auroras.\r\n\r\nExisten otras muchas situaciones astrofísicas en las que los campos magnéticos desempeñan un papel importante, desde los campos magnéticos ultrapotentes de las estrellas de neutrones o en las proximidades de los agujeros negros, hasta los campos magnéticos interestelares que influyen en el movimiento a gran escala del gas y el plasma en una galaxia.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":455,"term_in_english":"magnetic field","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[95,128,160,184,315,441],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/455/"},{"term_name":"Astronomía infrarroja","term_definition":"La astronomía infrarroja es una rama de la astronomía que estudia la luz infrarroja. Es más sensible a los objetos fríos que las observaciones en luz visible y permite observar galaxias muy lejanas cuya luz ha sufrido un desplazamiento al rojo considerable. Las observaciones en el infrarrojo se ven menos afectadas por la extinción y, por lo tanto, permiten ver más profundamente en las nubes interestelares de gas y polvo.\r\n\r\nLas moléculas de la atmósfera terrestre absorben gran parte de la luz infrarroja procedente del espacio, por lo que la astronomía infrarroja desde la Tierra se lleva a cabo principalmente en rangos de longitudes de onda en los que esta absorción es menor. Tanto la Tierra como su atmósfera emiten radiación infrarroja, por lo que se requieren técnicas especiales para eliminar esta radiación de fondo. En el caso de la radiación infrarroja de longitudes de onda más largas, esta radiación de fondo, sumada a la absorción atmosférica, hace que la observación desde la Tierra resulte casi imposible. Por ello, muchas observaciones en el infrarrojo se llevan a cabo utilizando telescopios espaciales. Sin embargo, para las longitudes de onda infrarrojas más largas, es posible realizar observaciones desde tierra en lugares muy secos. A esto se le suele denominar astronomía submilimétrica.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":156,"term_in_english":"Infrared Astronomy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[96,155,157,471,472,482],"alternate_terms":[],"categories":["Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/156/"},{"term_name":"Astronomía submilimétrica","term_definition":"La astronomía submilimétrica es el estudio del cielo en la luz infrarroja lejana, con longitudes de onda comprendidas entre 100 micrómetros y un milímetro. \r\n\r\nLa astronomía submilimétrica es sensible a algunas de las regiones más frías del espacio y puede utilizarse para estudiar regiones con la mayor extinción. Resulta especialmente útil para estudiar regiones polvorientas de formación estelar y discos de formación planetaria alrededor de estrellas jóvenes. A escalas mayores, puede utilizarse para estudiar la contribución del polvo a la emisión total de las galaxias.\r\n\r\nMuchas de las técnicas astronómicas utilizadas en la astronomía submilimétrica son comunes a la radioastronomía, y muchos observatorios submilimétricos utilizan conjuntos de telescopios conectados entre sí para alcanzar un nivel de detalle que, de otro modo, solo estaría al alcance de una antena de telescopio mucho más grande. Sin embargo, también existen observatorios con una sola antena. Los observatorios submilimétricos suelen estar situados en lugares muy secos, con el fin de reducir la absorción atmosférica provocada por el vapor de agua, que de otro modo bloquearía la radiación submilimétrica que nos llega desde el espacio exterior. Por lo general, estos sitios se encuentran a gran altitud, como el Mauna Kea en Hawái, la meseta de Chajnantor en Chile o Hanle, en la parte india de la cordillera del Himalaya, aunque también hay telescopios submilimétricos en la Antártida. Además, se han llevado a cabo varios experimentos submilimétricos con globos.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":482,"term_in_english":"submillimeter astronomy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[30,96,155,254,272,333,471,472],"alternate_terms":[],"categories":["Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/482/"},{"term_name":"Eclipse solar","term_definition":"Un eclipse solar se produce cuando la Tierra, la Luna y el Sol se alinean en una línea recta, con la Luna situada entre la Tierra y el Sol. Cuando se observa desde la superficie de la Tierra, el disco lunar cubre el disco solar en el cielo; desde el espacio podemos ver la sombra de la Luna desplazándose por la cara iluminada de la Tierra. \r\n\r\nExisten diferentes tipos de eclipses solares. Los totales, en los que el disco lunar cubre por completo el Sol; los parciales, en los que solo una fracción del disco solar queda cubierta incluso en el momento máximo del eclipse; y los anulares, en los que la Luna se encuentra más lejos de lo habitual y, por lo tanto, parece más pequeña de lo normal, lo que permite que un anillo del disco solar siga siendo visible incluso en el momento de máximo del eclipse.\r\n\r\nDurante un eclipse solar total, el punto más oscuro de la sombra de la Luna sobre la Tierra se denomina «umbra», y el borde de la sombra se denomina «penumbra».  Los observadores que se encuentran en la umbra ven un eclipse total, mientras que los que se encuentran en la penumbra ven un eclipse parcial.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":310,"term_in_english":"Solar Eclipse","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[91,203,342,475],"alternate_terms":[],"categories":["Astronomy and Society","Naked Eye Astronomy","Solar System","The Sun"],"category_ids":[11,4,1,5],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/310/"},{"term_name":"Astronomía óptica","term_definition":"La astronomía óptica es la disciplina que se dedica al estudio y la observación del Universo (estrellas, planetas, planetas enanos, asteroides, etc.) en el infrarrojo cercano, en la luz visible y en la luz ultravioleta. La razón para agrupar estos tres tipos de radiación electromagnética es que los telescopios ópticos, con lentes de cristal y/o espejos metálicos, que los astrónomos construyeron originalmente para observar la luz visible de los objetos celestes, son igualmente adecuados para observar la luz del infrarrojo cercano o la luz ultravioleta. Además, la atmósfera terrestre es transparente no solo para la luz visible, sino también para las regiones del infrarrojo y el ultravioleta directamente adyacentes, lo que permite realizar los tres tipos de observaciones desde tierra. Por último, pero no por ello menos importante, los sensores de las cámaras que utilizan los astrónomos para las observaciones en luz visible también pueden detectar luz del infrarrojo cercano y ultravioleta. Si se tiene en cuenta todo esto, los telescopios e instrumentos que utilizan los astrónomos para observar la luz visible funcionan igual de bien para las observaciones en el infrarrojo cercano y el ultravioleta. En consecuencia, tiene sentido que los astrónomos describan colectivamente las observaciones en este rango del espectro electromagnético con un único término: la astronomía óptica. El adjetivo «óptico» también se utiliza para describir el rango espectral, como en «la parte óptica del espectro». Las observaciones en ese rango son «observaciones ópticas».","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":229,"term_in_english":"Optical Astronomy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[378,451,459],"alternate_terms":[],"categories":["Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/229/"},{"term_name":"Tránsito","term_definition":"Un tránsito se produce cuando un cuerpo celeste pasa entre otro cuerpo celeste de mayor tamaño angular y el observador. Desde el punto de vista del observador, el cuerpo celeste que oculta se desplaza por delante del cuerpo ocultado, bloqueando la visión de una fracción de la superficie del objeto ocultado. Si el cuerpo que oculta, al pasar entre el observador y el objeto ocultado, tiene un tamaño angular mayor que este último, el fenómeno se denomina «ocultación» en lugar de «tránsito». Un tránsito visto por un observador puede no ser visible para otro observador que contemple el mismo sistema desde un ángulo diferente.\r\n\r\nEn el Sistema Solar, tanto Mercurio como Venus pueden, en ocasiones, transitar por delante del Sol cuando se observan desde la Tierra. Es habitual ver cómo las lunas que orbitan alrededor de los planetas del Sistema Solar transitan por delante de su planeta anfitrión cuando se observan desde la Tierra.\r\n\r\nLos planetas que orbitan alrededor de otras estrellas (exoplanetas) suelen descubrirse cuando transitan por delante de su estrella anfitriona, bloqueando una pequeña parte de la luz de esta y haciendo que parezca que se atenúa ligeramente cuando se observa desde la ubicación del observador. Un planeta que orbita alrededor de una estrella solo transitará, visto desde la Tierra, si el plano de su órbita se cruza con la línea de visión desde la Tierra. Por ello, la búsqueda de planetas mediante el método de tránsito solo permite detectar una fracción de los planetas de la Galaxia. Los tránsitos también pueden utilizarse para estimar el tamaño de un exoplaneta.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":367,"term_in_english":"Transit","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[91,98,106,176,249,464],"alternate_terms":[],"categories":["Exoplanets & Astrobiology","Solar System","Stars"],"category_ids":[6,1,2],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/367/"},{"term_name":"Espejo","term_definition":"Un espejo es un dispositivo óptico que refleja la luz desde su superficie. Los espejos convexos dispersan los haces de luz, mientras que los espejos cóncavos los concentran. Los espejos cóncavos pueden diseñarse para enfocar haces de luz paralelos en un punto. La mayoría de los telescopios modernos utilizan grandes espejos cóncavos como superficie colectora principal.\r\n\r\nEl cuerpo principal de la mayoría de los espejos utilizados en los telescopios astronómicos está fabricado en vidrio. Otros materiales que a veces se utilizan para el cuerpo del espejo son la cerámica y los metales. El cuerpo del espejo se lija (o se le da otra forma) y se pule, y si el material no es ya reflectante, se aplica un fino recubrimiento metálico a la superficie. El aluminio es el material de recubrimiento más habitual, aunque el oro o la plata son alternativas.\r\n\r\nEn el caso de los telescopios de más de unos seis metros de diámetro, resulta difícil fundir y soportar espejos de cristal de tal envergadura. Por ello, algunos de los telescopios más grandes del mundo utilizan actualmente numerosos espejos más pequeños que se disponen juntos para enfocar la luz como si se tratara de un único espejo gigante.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":459,"term_in_english":"Mirror","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[231,279],"alternate_terms":[],"categories":["Telescopes, Instruments and Observatories"],"category_ids":[3],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/459/"},{"term_name":"Fase","term_definition":"En astronomía, el término «fase» se refiere al estado de iluminación parcial de una luna o un planeta con respecto a un observador concreto. Una fuente de luz lejana suele iluminar solo la mitad de la superficie de un cuerpo esférico; el resto permanece a oscuras. Del mismo modo, solo aproximadamente la mitad de la superficie de un cuerpo esférico se encuentra dentro del campo de visión de un observador lejano. La fase especifica qué fracción de la superficie que se encuentra dentro del campo de visión del observador está iluminada. Cambia a medida que varían las posiciones relativas del objeto, el observador y la fuente de luz.\r\n\r\nLos ejemplos más conocidos son las fases de la Luna. Las posiciones relativas de la Luna, de la Tierra como ubicación del observador y del Sol como fuente de luz cambian a medida que la Luna orbita alrededor de la Tierra a lo largo de aproximadamente un mes. Por lo tanto, durante ese tiempo, un observador en la Tierra verá diferentes fases de la Luna. La fase en la que toda la superficie de la Luna que se encuentra en el campo de visión del observador está iluminada se denomina «Luna llena»; cuando no se ven regiones iluminadas de la superficie, tenemos «Luna nueva». Las dos fases en las que la superficie está iluminada a la mitad se denominan «primer cuarto» y «segundo cuarto», respectivamente. Cuando la iluminación es inferior a la mitad, se forma una «media luna».\r\n\r\nLas fases también se observan en los planetas del Sistema Solar (son especialmente evidentes en Mercurio y Venus) y se han deducido para sistemas de exoplanetas. En el caso de la Luna, ni siquiera las regiones no iluminadas están completamente a oscuras: reflejan la luz que les llega desde la Tierra, en un fenómeno conocido como «resplandor terrestre», documentado por primera vez por Leonardo da Vinci.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":247,"term_in_english":"Phase","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[182,475],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy","Solar System"],"category_ids":[4,1],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/247/"},{"term_name":"Velocidad radial","term_definition":"Cuando los astrónomos observan un objeto lejano, la velocidad radial es la componente del movimiento del objeto a lo largo de la línea de visión del observador, es decir, aquella que aleja o acerca el objeto directamente al observador. Las velocidades radiales se miden utilizando el efecto Doppler: en el caso de los objetos astronómicos que se acercan a nosotros, las líneas espectrales se desplazan hacia longitudes de onda más cortas (desplazamiento al azul); en el caso de los objetos que se alejan de nosotros, las líneas se desplazan hacia longitudes de onda más largas (desplazamiento al rojo). La velocidad radial es siempre relativa al observador. Las mediciones de precisión suelen expresar sus resultados en términos de movimiento radial relativo al centro de masa del Sistema Solar («baricéntrico»), restando así la influencia del movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Los objetos que orbitan unos alrededor de otros tienen velocidades radiales que varían con el tiempo. El efecto es más pronunciado cuando observamos el plano orbital de perfil. En ese caso, el movimiento orbital hará que, periódicamente y por turnos, cada uno de los objetos se aleje directamente de nosotros y se acerque directamente a nosotros. Las mediciones de velocidad radial pueden utilizarse para deducir dichos movimientos orbitales, incluso cuando los propios objetos no son visibles por separado. Dado que las masas más elevadas inducen velocidades más altas, estas mediciones pueden utilizarse para estimar las masas de los objetos en órbita. Esto se ha utilizado para descubrir estrellas binarias o exoplanetas que orbitan alrededor de estrellas, así como para reconstruir las masas de cúmulos estelares y de galaxias enteras. Un análisis sistemático de las distancias y velocidades radiales de las galaxias condujo al descubrimiento de la expansión cósmica.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":269,"term_in_english":"Radial Velocity","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[84,328],"alternate_terms":[],"categories":["Exoplanets & Astrobiology"],"category_ids":[6],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/269/"},{"term_name":"Teoría de la relatividad general","term_definition":"(La teoría de) la relatividad general, publicada en 1915, es la teoría de Albert Einstein que relaciona el espacio, el tiempo y la gravedad. Según esta teoría, la gravedad no es una fuerza común y corriente. En cambio, una masa u otra fuente de gravedad distorsiona el espacio y el tiempo en su entorno. Esta distorsión modifica la forma en que se mueven los cuerpos en caída libre. Por ejemplo, cuando un planeta orbita alrededor del Sol, no es debido a una fuerza de atracción, sino a que el planeta sigue la trayectoria más recta posible a través del espacio y el tiempo (o, más precisamente, a través del «espacio-tiempo», ya que, según la teoría de Einstein, no existe una forma única de separar el espacio del tiempo). Las ecuaciones fundamentales de la relatividad general, conocidas como ecuaciones de Einstein, establecen un vínculo directo entre la geometría del espacio-tiempo y la masa y otras propiedades similares de la materia contenida en ese espacio-tiempo (concretamente, la densidad de energía o, de forma equivalente, la densidad de masa, así como la presión). Parafraseando a John Wheeler, mediante estas ecuaciones, la materia indica al espacio-tiempo cómo curvarse, mientras que el espacio-tiempo indica a la materia cómo moverse. La teoría de Einstein predice correcciones en las órbitas de los objetos astronómicos, que pueden observarse tanto en el Sistema Solar —sobre todo en la órbita de Mercurio— como, de forma mucho más clara, en las estrellas de neutrones binarias, donde dos objetos muy compactos orbitan uno alrededor del otro. Sus predicciones sobre la influencia de la gravedad en los relojes desempeñan un papel importante en los sistemas de navegación por satélite. La teoría también predice nuevos fenómenos, que se han convertido en parte integral de la astrofísica: la desviación de la luz por la masa, observable como el denominado efecto de lente gravitacional; los agujeros negros como estados finales ultracompactos de ciertas estrellas y componentes fundamentales de las galaxias, y las ondas gravitacionales como una forma de obtener información, entre otras cosas, sobre la fusión de agujeros negros. La relatividad general también constituye la base de los modelos cosmológicos de universos en expansión.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":356,"term_in_english":"Theory Of General Relativity","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[43,72,134,135,190,447],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/356/"},{"term_name":"Magnitud","term_definition":"En astronomía, la magnitud es una medida del brillo de un objeto celeste. El sistema de magnitudes utilizado en astronomía tiene su origen en la Antigüedad, donde se empleaba para clasificar a las estrellas de más brillantes a menos brillantes. Por eso, un valor de magnitud menor (o más negativo) indica que el objeto es más brillante, mientras que un número mayor indica que el objeto es más tenue. Por lo tanto, una estrella de magnitud -1 es más brillante que una de magnitud 0, que a su vez es más brillante que una de magnitud 1.\r\n\r\nLa magnitud sigue una escala logarítmica, en la que una diferencia de magnitud de cinco corresponde a una diferencia de un factor de 100 en la cantidad de energía recibida: una estrella de magnitud 10 es cien veces más tenue que una estrella de magnitud 5. \r\n\r\nExisten diferentes tipos de magnitud: la magnitud aparente mide el brillo aparente de un objeto, que depende tanto de la luminosidad del objeto —la cantidad de luz que emite— como de su distancia a la Tierra. \r\n\r\nPor el contrario, la magnitud absoluta es el valor que obtendríamos si el objeto se encontrara a una distancia estándar de 10 parsecs (32.6 años luz) de la Tierra. (Para los objetos reflectantes, como los asteroides, existe una definición diferente). \r\n\r\nEn la práctica, la magnitud se especifica para observaciones realizadas a través de un filtro concreto, que se corresponde con el brillo de un objeto en un rango determinado de longitudes de onda de la luz. Existen numerosos «sistemas fotométricos» para especificar los filtros y las magnitudes correspondientes. Por el contrario, la magnitud bolométrica es una medida directa de la luminosidad de un objeto: la energía electromagnética total emitida por unidad de tiempo. Las magnitudes visuales se corresponden con el brillo tal y como lo percibe el ojo humano.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":185,"term_in_english":"Magnitude","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[2,15,45,180,455],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/185/"},{"term_name":"Tipo espectral","term_definition":"Las estrellas se clasifican en tipos espectrales según las características que presentan sus espectros. \r\n\r\nEn la mayoría de las estrellas, el tipo espectral se basa principalmente en la temperatura de la superficie estelar y sigue una secuencia: O, B, A, F, G, K y M, ordenados de más calientes a más frías. Esta secuencia se ha ampliado recientemente a los tipos más fríos: L, T e Y. Estos tres representan en su mayoría enanas marrones, aunque algunos objetos con tipo espectral L son estrellas en lugar de enanas marrones.\r\n\r\nTambién hay letras para clasificar clases especiales de estrellas. Las estrellas de carbono son estrellas con características espectrales marcadas procedentes de moléculas que contienen carbono. Estas se clasifican como de tipo C. Las estrellas de tipo S se sitúan a medio camino entre los tipos K o M y C, ya que las abundancias superficiales de oxígeno y carbono son casi iguales. Las enanas blancas se dividen en una serie de tipos diferentes según las características de sus espectros; todos estos tipos comienzan con la letra D (DA, DB, etc.). Las estrellas calientes y masivas con líneas de emisión anchas tienen una serie de tipos que comienzan con W (WN, WC, WO).\r\n\r\nLa notación actual es un legado del primer intento moderno de clasificación, llevado a cabo en el Observatorio del Harvard College. Las clases, designadas originalmente de la A a la Q por orden alfabético, se reordenaron posteriormente según una secuencia de temperaturas, lo que dio lugar a los tipos principales que aún se utilizan hoy en día. Las clases espectrales principales se subdividen y se designan con números del cero al nueve. El Sol es de tipo espectral G2. Las letras adicionales hacen referencia a características especiales (como la «e» para las estrellas con líneas de emisión brillantes), y también puede especificarse la clase de luminosidad, indicada mediante números romanos.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":325,"term_in_english":"Spectral Type","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[1,37,110,168,328,331,342,442,453,463,503],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/325/"},{"term_name":"Ángulo horario","term_definition":"El ángulo horario es el ángulo que forma el círculo horario de un objeto con el meridiano del observador.\r\n\r\nVisto desde la Tierra, todas las distintas posiciones en el cielo forman en conjunto lo que parece ser una esfera lejana con la Tierra en su centro. Los puntos del cielo situados directamente sobre el ecuador terrestre forman el ecuador celeste en esa esfera. El punto situado directamente sobre el polo norte geográfico de la Tierra es el polo norte celeste, y el que se encuentra sobre el polo sur de la Tierra, el polo sur celeste.\r\n\r\nAl igual que los geógrafos definen la longitud y la latitud geográficas en la superficie terrestre, también se pueden definir la longitud y la latitud en la esfera celeste. El meridiano de un observador corresponde al meridiano geográfico del observador (el círculo cuyo centro es el centro de la Tierra y que pasa por el polo norte, el polo sur y la posición del observador), proyectado sobre la esfera celeste. Este meridiano pasa por el punto norte del horizonte del observador, el cenit y el punto sur. El meridiano proyectado que pasa por un objeto celeste determinado se denomina círculo horario de dicho objeto. El ángulo horario es el ángulo entre el círculo horario del objeto y el meridiano del observador. A medida que pasa el tiempo, el ángulo horario cambia: un ángulo horario de cero corresponde a la posición más alta de la estrella (su culminación superior) en el cielo. A medida que la estrella se desplaza hacia el horizonte occidental, el ángulo horario aumenta. A medida que el ángulo horario se aproxima a los 360 grados, la estrella se acerca a su siguiente culminación superior. Cabe señalar que el tiempo que transcurre entre dos culminaciones superiores es de un día sideral, que es aproximadamente cuatro minutos más corto que un día solar. Debido a esta relación directa con el tiempo, el ángulo horario suele expresarse en horas, no en grados, de modo que 360 grados corresponden a 24 horas.  El ángulo horario puede utilizarse para calcular el tiempo que falta hasta la culminación superior de un objeto. Esto resulta útil para los astrónomos que planifican sus observaciones: en el momento de la culminación superior, o cerca de ella, cuando el objeto se encuentra más alejado del horizonte, es un momento especialmente propicio para observarlo.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":147,"term_in_english":"Hour Angle","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[50,51,78,286,490,533],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/147/"},{"term_name":"Trayectoria del Sol (arco diurno)","term_definition":"La trayectoria del Sol, o arco diurno, describe el movimiento aparente del Sol en el cielo, tal y como lo observa un observador situado en un punto fijo de la Tierra. Cada día, esta trayectoria traza un arco que comienza con la salida del Sol en la parte oriental del cielo y termina con la puesta del Sol en la parte occidental. Solo en los equinoccios de primavera y otoño el Sol sale exactamente por el este y se pone exactamente por el oeste. En el solsticio de invierno, el arco es más corto y se sitúa más bajo en el cielo. A partir de entonces, la longitud de ese arco —y con ella la duración del día— aumenta, y cada arco sucesivo se sitúa más alto en el cielo que el del día anterior, alcanzando su máxima altura y la máxima duración del día en el solsticio de verano. Este proceso se repite luego en orden inverso, llegando de nuevo al arco más corto y más bajo en el solsticio de invierno. \r\n\r\nAl norte del Círculo Polar Ártico y al sur del Círculo Polar Antártico, el Sol no sale durante largos períodos en invierno ni se pone durante largos períodos en verano. Por lo tanto, pueden tener noches que duran varios meses en invierno y días que duran varios meses en verano. Durante uno de estos días polares, el Sol recorre el cielo en un círculo, desplazándose desde un punto alto al mediodía hasta un punto bajo a medianoche sin cruzar nunca el horizonte.\r\n\r\nEl conjunto de arcos solares puede captarse en una imagen de exposición prolongada denominada «solarigrafía».","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":343,"term_in_english":"Sun Path (Day Arc)","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[34,145,317,436,488,489],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/343/"},{"term_name":"Partícula","term_definition":"Un pequeño componente de la materia puede denominarse «partícula». En la física clásica, las partículas se desplazan por el espacio y, en cada momento dado, una partícula tiene una ubicación definida. En la física cuántica, las propiedades de las partículas son diferentes. Las partículas no siempre tienen una ubicación definida y, en cierto modo, se comportan de forma similar a las ondas.\r\n\r\nLa física de partículas es el estudio de los componentes más pequeños de la materia, las llamadas partículas elementales. Para la astronomía, las partículas de materia más importantes son el electrón, así como los quarks —el quark up y el quark down—, que forman las partículas compuestas protón y neutrón. La materia atómica está formada por protones y neutrones que constituyen el núcleo atómico, rodeado de electrones.\r\n\r\nLa radiación electromagnética, como principal mensajero astronómico, está formada por partículas cuánticas denominadas fotones. A energías más bajas de los fotones, las propiedades ondulatorias de estas partículas cuánticas son más importantes. Los radio astrónomos, por ejemplo, describen la radiación electromagnética que reciben no en términos de partículas separadas, sino como ondas electromagnéticas, caracterizadas por su longitud de onda o frecuencia. En el extremo opuesto del espectro electromagnético, en el caso de los fotones de mayor energía, lo más importante son las propiedades de las partículas. Los astrónomos especializados en altas energías que realizan observaciones mediante rayos X o rayos gamma suelen utilizar detectores de partículas y describen las propiedades de la radiación que reciben en términos de energía de las partículas.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":241,"term_in_english":"Particle","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[191,242],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/241/"},{"term_name":"Fusión de hidrógeno","term_definition":"La fusión nuclear es el término genérico que engloba todas las reacciones en las que núcleos atómicos más ligeros chocan y se fusionan para formar uno o más núcleos atómicos más pesados. En astronomía, la fusión del hidrógeno es la reacción de fusión nuclear que transforma los núcleos de hidrógeno (cada uno de los cuales está formado por un único protón) en núcleos de helio-4 (cada uno de los cuales está formado por dos protones y dos neutrones unidos entre sí). El núcleo de helio-4 tiene una masa inferior a la suma de las masas de los protones y neutrones que lo componen. Según la famosa fórmula de Einstein E = mc², esa diferencia de masa corresponde a una diferencia de energía. A medida que los protones y los neutrones se fusionan para formar helio-4, se libera la cantidad de energía correspondiente a esa diferencia. De este modo, la fusión del hidrógeno sirve como fuente de energía para las denominadas estrellas de la secuencia principal, como nuestro Sol. Al menos durante cierto tiempo, estas estrellas se encuentran en un estado de equilibrio: la cantidad de energía liberada por la fusión del hidrógeno en sus núcleos corresponde a la energía que estas estrellas, que brillan intensamente, emiten en forma de luz y otros tipos de radiación electromagnética, así como de partículas. \r\n\r\nLa fusión del hidrógeno se produce a través de varios pasos intermedios. En el caso de las estrellas con una masa igual o inferior a la de nuestro Sol, se lleva a cabo mediante la denominada cadena protón-protón (cadena pp). En la versión más simple de esa cadena de reacciones, dos núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan para dar lugar a núcleos de deuterio (un protón y un neutrón cada uno), que a su vez se fusionan con un núcleo de hidrógeno adicional para dar lugar a helio-3 (dos protones y un neutrón). Dos de estos núcleos de helio-3 se fusionan para dar lugar a helio-4 más los dos núcleos de hidrógeno restantes. En las estrellas con una masa superior a aproximadamente 1.3 veces la de nuestro Sol, un proceso alternativo denominado ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) se convierte en la vía dominante para la fusión del hidrógeno en helio. Los científicos en la Tierra han construido máquinas para provocar reacciones de fusión con la esperanza de que, en el futuro, pueda convertirse en una forma viable de generar energía. La fusión del hidrógeno no solo tiene lugar en las estrellas, sino que también se produjo durante la fase temprana del Big Bang de nuestro Universo.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":150,"term_in_english":"Hydrogen Fusion","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[149,221],"alternate_terms":[],"categories":["Stars","The Sun"],"category_ids":[2,5],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/150/"},{"term_name":"Radiación térmica","term_definition":"Todos los objetos emiten radiación electromagnética de una forma directamente relacionada con su temperatura. Esta radiación se denomina radiación térmica. A temperaturas lo suficientemente altas, parte de la radiación térmica es visible a simple vista; por ejemplo: una estufa caliente, una resistencia eléctrica o un atizador en el fuego, que brillan en rojo; el metal fundido, que brilla en un color blanco amarillento; o el resplandor blanco azulado que se produce durante ciertos procesos de soldadura, tan intenso que los soldadores necesitan protección ocular. En el caso de los objetos más fríos, no vemos el resplandor, pero estos objetos emiten radiación térmica en el rango infrarrojo o en forma de ondas de radio.\r\n\r\nLa forma más simple de radiación térmica es la «radiación del cuerpo negro»: radiación térmica emitida por un objeto ideal que absorbe toda la radiación incidente, independientemente de su longitud de onda. El espectro de esa radiación (la información sobre cómo se distribuye la energía radiante entre las diferentes longitudes de onda) se rige por una función matemática denominada «curva de Planck», que solo depende de la temperatura del objeto. La curva de Planck también especifica que la energía total emitida por la radiación térmica aumenta rápidamente con la temperatura.\r\n\r\nLa radiación que recibimos de las estrellas es radiación térmica que sigue muy de cerca la curva de Planck. Esto, a su vez, permite asignar una «temperatura efectiva» a cada estrella. El Sol, con una temperatura de 5 500 grados Celsius (5 780 kelvin), brilla en una gama de colores que, en conjunto, conforman lo que definimos como blanco. Las estrellas con una temperatura efectiva más baja presentan un tono rojizo, como las gigantes rojas o las enanas rojas. Las estrellas más calientes presentan un tono azulado y suelen ser muy brillantes. A temperaturas de decenas de miles o incluso millones de grados, la mayor parte de la radiación térmica se emite en las regiones del ultravioleta, los rayos X o incluso los rayos gamma.\r\n\r\nLa radiación térmica está relacionada con el concepto de equilibrio térmico. Los objetos se encuentran en equilibrio térmico si tienen la misma temperatura. La radiación térmica es una consecuencia del esfuerzo de los objetos por alcanzar el equilibrio térmico con los campos electromagnéticos que impregnan todo el espacio.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":358,"term_in_english":"Thermal Radiation","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[42,96,155,455],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/358/"},{"term_name":"Estrella fugaz","term_definition":"Una estrella fugaz (o meteoro) es un fragmento de un asteroide o un cometa, o un trozo de basura espacial, que entra en la atmósfera de la Tierra o de otro cuerpo celeste y se inflama debido al calor generado por la fricción con la atmósfera. Este calor generado por la fricción es similar a la forma en que nos calentamos las manos frotándolas entre sí cuando tenemos frío. Las estrellas fugaces suelen ser de tamaño muy pequeño, desde unos pocos milímetros hasta unos pocos centímetros. Los astrónomos las denominan «meteoros». Su dirección, la época del año en que las observamos y su color nos permiten saber más sobre su origen y de qué están compuestas. \r\n\r\nLos meteoros más brillantes se denominan bolas de fuego y a menudo pueden verse en el cielo, a veces incluso durante el día. En ocasiones, observadores han llegado a informar que han oído sonidos mientras se quemaban y atravesaban la atmósfera. Las estrellas fugaces también provocan la ionización de la atmósfera, lo que, en el caso de la Tierra, puede observarse con un radar.\r\n\r\nEn la Tierra, las estrellas fugaces son visibles durante todo el año, pero, de vez en cuando, se producen muchas de ellas en un breve lapso de tiempo, como por ejemplo en una misma noche. Muchas de estas lluvias de meteoros se repiten siguiendo patrones anuales predecibles y se les han dado nombres basados en la constelación de la que parecen proceder (o irradiar). Entre las lluvias de meteoros más famosas se encuentran las Perseidas y las Leónidas.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":302,"term_in_english":"Shooting Star","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[49,196,197],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy","Solar System"],"category_ids":[4,1],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/302/"},{"term_name":"Culminación","term_definition":"En astronomía, la culminación se refiere al momento en el que un objeto celeste atraviesa el meridiano local del observador. Cuando un objeto celeste en el cielo cruza el meridiano, se encuentra en su punto más alto o más bajo en el cielo.\r\n\r\nDesde la perspectiva del observador, la esfera celeste parece girar alrededor de la Tierra. Esto significa que los objetos celestes del cielo siguen una trayectoria circular a lo largo del día. La mayoría de los objetos salen por el este, ascienden en el cielo hasta cruzar el meridiano y, a continuación, descienden para ponerse por el oeste. Los objetos circumpolares son aquellos que se encuentran lo suficientemente cerca de uno de los polos celestes como para que un observador pueda ver su trayectoria circular completa a lo largo de un día sideral (poco menos de 24 horas). En todos los casos, el punto más alto que alcanza un objeto celeste en el cielo es aquel en el que cruza el meridiano. El instante en el que alcanza este punto más alto se denomina «culminación superior». Doce horas (siderales) más tarde, cuando el objeto se encuentra en su punto más bajo en el cielo (a menudo por debajo del horizonte), este instante se denomina «culminación inferior».\r\n\r\nDado que la culminación es el momento en que un objeto celeste cruza el meridiano local del observador, a menudo se denomina «tránsito meridiano» o «paso por el meridiano». El ángulo horario en el cielo se define en relación con el meridiano local del observador; por lo tanto, por definición, la culminación superior tiene lugar con un ángulo horario de cero y la culminación inferior, con un ángulo horario de 12 horas.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":532,"term_in_english":"Culmination","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[49,56,147,193,490],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/532/"},{"term_name":"Tiempo sideral","term_definition":"El tiempo sideral es una medida del tiempo basada en la rotación de la Tierra respecto a las estrellas lejanas del cielo nocturno. Por la noche, podemos ver cómo el patrón de estrellas en el cielo nocturno gira a nuestro alrededor. Si elegimos una estrella y tomamos nota de cuándo alcanza su posición más alta en el cielo, exactamente un día sideral después —es decir, 23 horas, 56 minutos y 4.1 segundos más tarde, según la medición de nuestros relojes—, la estrella volverá a alcanzar esa posición más alta.\r\n\r\nEsto difiere ligeramente de un día solar, que es el tiempo que transcurre entre el mediodía local —definido como el momento en que el Sol alcanza su punto más alto en el cielo— de dos días consecutivos. La razón es que la Tierra orbita alrededor del Sol. Para un observador en la Tierra, esto introduce cambios adicionales en la posición del Sol en el cielo a lo largo de un año. Durante el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta completa con respecto a las estrellas lejanas, el Sol se ha desplazado y la Tierra necesita girar un poco más para ponerse al día. Por eso un día solar es un poco más largo que un día sideral.\r\n\r\nEl tiempo sideral es importante para los astrónomos, ya que les indica qué partes del cielo se encuentran en el cenit en un momento concreto del día o de la noche y, por lo tanto, qué objetos pueden observarse. En un sistema de coordenadas astronómicas estándar, el sistema ecuatorial, la hora sideral en cualquier lugar de la Tierra (excepto en los polos) es un ángulo, concretamente la ascensión recta (una de las coordenadas utilizadas para especificar ubicaciones en el cielo en dicho sistema) del punto del cielo situado directamente sobre la cabeza. En la práctica, a la hora de observar, los astrónomos actuales utilizan la hora medida por relojes atómicos de gran precisión y, a continuación, recurren a ordenadores o computadoras para calcular qué hora del reloj se corresponde con cada hora sideral.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":303,"term_in_english":"Sidereal Time (Day Month Year)","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[90,286,309],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/303/"}]}