{"count":5124,"next":"http://www.astro4edu.org/oae-api/glossary-terms/all/?format=json&page=51","previous":"http://www.astro4edu.org/oae-api/glossary-terms/all/?format=json&page=49","results":[{"term_name":"Galaxia de disco","term_definition":"Una galaxia de disco es un tipo de galaxia que presenta una estructura plana formada por estrellas, gas y polvo, todos ellos en movimiento circular coplanar alrededor del centro de la galaxia. En estos discos suelen encontrarse brazos espirales y la actividad de formación estelar asociada a ellos. En la mayoría de los esquemas de clasificación de galaxias, las galaxias de disco se distinguen de las galaxias elípticas, irregulares y enanas.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":82,"term_in_english":"Disk Galaxy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[81,99,117,164,330],"alternate_terms":[],"categories":["Galaxies","Milky Way and Interstellar Medium"],"category_ids":[8,7],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/82/"},{"term_name":"Galaxia espiral","term_definition":"Las galaxias espirales son galaxias que tienen brazos espirales: regiones de mayor densidad que se forman a medida que gira una galaxia, donde el gas y el polvo se comprimen y nacen nuevas estrellas. La mayoría de las galaxias espirales son galaxias de disco, por lo que a veces se utilizan ambos nombres indistintamente. La mayoría de las galaxias espirales tienen un bulbo central de estrellas, y muchas (incluida la Vía Láctea) tienen una barra central. Las galaxias espirales se diferencian de las galaxias elípticas, lenticulares, irregulares y enanas (aunque también existen galaxias espirales enanas).","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":330,"term_in_english":"Spiral Galaxy","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[82,85,86,99,119,124,199,443,452],"alternate_terms":[],"categories":["Galaxies","Milky Way and Interstellar Medium"],"category_ids":[8,7],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/330/"},{"term_name":"Gravedad","term_definition":"La gravedad es la atracción mutua entre objetos que tienen masa. En la mecánica clásica, cualquier objeto con masa ejerce siempre una fuerza de atracción sobre otro objeto con masa. Esta fuerza de atracción es lo que conocemos como gravedad. La teoría de la relatividad general de Einstein redefine la gravedad como una curvatura del espacio-tiempo en lugar de como una fuerza. Sin embargo, la aproximación clásica de la gravedad sigue siendo válida en la mayoría de los casos. Cuanto mayor es la masa de un objeto, mayor es su fuerza gravitatoria o distorsión del espacio-tiempo y, por lo tanto, mayor es la fuerza con la que atrae a otros objetos.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":135,"term_in_english":"Gravity","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[190],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/135/"},{"term_name":"Latitud","term_definition":"La Tierra es una esfera. Para definir las ubicaciones en la Tierra, se trazan dos conjuntos de líneas imaginarias sobre la superficie de la esfera: las líneas de latitud son círculos que rodean la Tierra en paralelo al ecuador. El ecuador tiene una latitud de 0 grados. Las latitudes del hemisferio norte son positivas; las del hemisferio sur, negativas. Los polos Norte y Sur tienen las latitudes más altas y más bajas, respectivamente. El Polo Norte se encuentra a +90 grados y el Polo Sur a -90 grados. También hay líneas que trazan grandes círculos pasando por los polos. Estas son las líneas de longitud.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":171,"term_in_english":"Latitude","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[102,179,424,483,496,497],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/171/"},{"term_name":"Galaxia enana","term_definition":"Una galaxia enana es una galaxia pequeña que presenta una luminosidad inusualmente baja, ya sea debido a su tamaño muy reducido, a su muy bajo brillo superficial, o a ambos factores. Por lo general, las galaxias enanas tienen una luminosidad que no supera los mil millones de veces la luminosidad solar, lo que corresponde a menos del uno por ciento de la luminosidad de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Existen numerosos tipos diferentes de galaxias enanas, entre las que se incluyen las elípticas enanas, las esferoidales enanas, las espirales enanas y las galaxias enanas irregulares. 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Las fuentes de gases de efecto invernadero pueden ser naturales o (en la Tierra) estar provocadas además por la actividad industrial humana. El calentamiento global en la Tierra tendrá efectos significativos a muy largo plazo en el planeta, incluyendo cambios a corto y medio plazo en los patrones climáticos locales, la destrucción de hábitats y el aumento del nivel del mar.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":131,"term_in_english":"Global Warming","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[137],"alternate_terms":[],"categories":["Astronomy and Society"],"category_ids":[11],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/131/"},{"term_name":"Esfera celeste","term_definition":"La esfera celeste es una esfera imaginaria y hueca de radio indefinido, cuyo centro puede situarse en la Tierra, en el centro del Sol o en cualquier otro lugar conveniente. Los objetos celestes parecen estar fijos en el interior de dicha esfera, mientras que los planetas, el Sol y la Luna parecen desplazarse lentamente por ella. Se utiliza en los sistemas de coordenadas esféricas.\r\n\r\nLa esfera celeste parece dar una vuelta al día debido a la rotación de la Tierra.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":53,"term_in_english":"Celestial Sphere","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[50,52,145,390,436],"alternate_terms":["Bóveda celeste",""],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/53/"},{"term_name":"Rama horizontal","term_definition":"Las estrellas que fusionan helio en carbono en sus núcleos se denominan estrellas de la rama horizontal. El nombre se debe a que estas estrellas se sitúan a lo largo de una rama horizontal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, mostrando un rango de temperaturas «superficiales» (temperaturas efectivas) pero una luminosidad casi constante. Se trata de estrellas que han evolucionado más allá de la fase de gigante roja, habiendo perdido cantidades variables de masa (capas externas). 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La mayoría de estos nombres corresponden a estrellas brillantes visibles a simple vista.\r\n\r\nLa mayoría de las estrellas más tenues no tienen nombre y se identifican mediante un número o una letra griega seguida de la constelación a la que pertenecen, o bien mediante un número de catálogo o unas coordenadas. Las estrellas variables suelen identificarse con dos letras latinas seguidas del nombre de su constelación.\r\n\r\nUn pequeño número de estrellas más tenues han recibido el nombre del astrónomo que las observó por primera vez o que dirigió un estudio importante sobre ellas.\r\n\r\nLas estrellas suelen tener varios nombres procedentes de diferentes culturas, así como nombres basados en catálogos o en su constelación.\r\n\r\nLas estrellas de sistemas múltiples tienen una letra latina mayúscula al final de su nombre para distinguirlas de otras estrellas del mismo sistema. A los exoplanetas se les añaden letras latinas minúsculas al final del nombre de su estrella anfitriona. Algunos sistemas estelares múltiples también pueden utilizar letras latinas minúsculas para sus componentes. Por ejemplo, la estrella Mizar, que aparece como una sola estrella en el asterismo de la Osa Mayor, es en realidad un sistema múltiple de cuatro estrellas con los nombres Mizar Aa, Ab, Ba y Bb.\r\n\r\nLa Unión Astronómica Internacional (UAI) es el organismo oficial encargado de asignar denominaciones a los cuerpos celestes y a sus características superficiales. Hasta la fecha, la UAI ha promovido dos campañas públicas internacionales denominadas NameExoWorlds, la primera en 2015 y la segunda en 2019, que han dado lugar a que exoplanetas y sus estrellas reciban oficialmente nombres populares sugeridos por el público y reconocidos por la UAI.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":208,"term_in_english":"Names of Stars","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[66,106,158,331,485],"alternate_terms":[],"categories":["Astronomy and Society","Naked Eye Astronomy","Stars"],"category_ids":[11,4,2],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/208/"},{"term_name":"Luna","term_definition":"La Luna es un cuerpo celeste que no emite luz propia, sino que refleja la luz solar que incide sobre ella. Esto da lugar a las fases características de la Luna. La Luna es el único satélite natural importante de la Tierra y ocupa el quinto lugar entre los satélites naturales del Sistema Solar en cuanto a tamaño y masa. La palabra «Luna» se escribe con mayúscula para distinguirla de otros satélites naturales, o lunas, del Sistema Solar y más allá. En comparación con otras lunas del Sistema Solar, la Luna tiene el mayor tamaño en relación con el tamaño del planeta al que orbita. La Luna sigue una órbita elíptica alrededor de la Tierra, a una distancia media de 384 000 kilómetros (km). No tiene atmósfera y está compuesta por materiales similares a los de la Tierra, con un núcleo rico en hierro y capas externas rocosas. Esta similitud no es casual: según nuestro conocimiento actual, la Luna se formó a partir de los restos de la colisión entre la Tierra y un planeta del tamaño de Marte hace unos 4500 millones de años; la mayor parte de su material proviene del manto de la Tierra original. La superficie de la Luna presenta zonas oscuras conocidas como mares, zonas elevadas más claras y está plagada de cráteres. La superficie de la Luna es de 3.79 x 10⁷ kilómetros cuadrados, su volumen es de 2.20 x 10¹⁰ kilómetros cúbicos y su masa es de 7.35 x 10²² kilogramos (kg). El valor exacto del período orbital de la Luna alrededor de la Tierra depende del sistema de referencia: en relación con las estrellas lejanas, completa una órbita cada 27.3 días («período sideral»). 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Tauro es una de las 88 constelaciones modernas definidas por la Unión Astronómica Internacional, y también una de las 48 constelaciones clásicas nombradas por el astrónomo del siglo II Claudio Ptolomeo. En el hemisferio norte, es muy visible en el cielo nocturno durante el invierno. Su estrella más brillante es la rojiza Aldebarán.","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":351,"term_in_english":"Taurus","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[66,92,158,391],"alternate_terms":[],"categories":["Naked Eye Astronomy"],"category_ids":[4],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/351/"},{"term_name":"Densidad","term_definition":"La densidad es una característica física de una sustancia u objeto que expresa la relación entre su volumen y su masa. Cuanto mayor es la densidad, mayor es la masa por unidad de volumen. La densidad media de un objeto es su masa total dividida por su volumen total. Su unidad del Sistema Internacional (SI) es el kilogramo por metro cúbico (kg/m³). \r\n\r\nLas densidades en la región de la Vía Láctea alrededor del Sol pueden oscilar entre unos 10⁻²⁰ kg/m³ para el gas interestelar y más de 10¹⁷ kg/m³ para el interior de las estrellas de neutrones. \r\n\r\nLas densidades cotidianas en la Tierra se sitúan entre esos extremos, con el hierro a unos 7800 kg/m³, el agua a unos 1000 kg/m³ y el aire que nos rodea a nivel del mar a poco más de 1 kg/m³.  \r\n\r\nEl Universo no solo incluye las estrellas, los planetas y el gas de las galaxias, sino también el espacio relativamente vacío entre galaxias y entre cúmulos de galaxias. 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El intenso campo magnético aumenta la presión magnética en estas regiones. Para mantener la misma presión que el entorno, la presión del gas y del plasma en la mancha solar debe disminuir, lo que hace que sea más fría que su entorno. Al ser más frías que la fotosfera circundante, las manchas solares pueden verse a través de un telescopio como manchas oscuras en la superficie del Sol. Las manchas solares varían en tamaño, pueden tener un diámetro que va desde unas decenas de kilómetros hasta más de cien mil kilómetros. Pueden persistir durante periodos de tiempo que van desde unos pocos días hasta varios meses. El número y la ubicación de las manchas solares en el Sol varían a lo largo del ciclo solar. 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A menudo se describe la energía oscura como una «fuerza» opuesta a la gravedad. Los efectos de la energía oscura se deducen a partir de observaciones y mediciones indirectas de supernovas de tipo Ia, la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB), cúmulos de galaxias, lentes gravitacionales y oscilaciones acústicas de bariones, que parecen indicar que la energía oscura constituye algo más del 70% de la composición del Universo. 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Las estrellas con campos magnéticos intensos presentan más manchas estelares en su superficie. Además, es probable que los campos magnéticos estelares sean la fuente de calor de la corona de una estrella, por lo que las estrellas con campos magnéticos más intensos emitirán más rayos X y radiación ultravioleta desde su corona. La actividad también puede observarse en el espectro de la estrella, en particular en la emisión de la línea de hidrógeno alfa. En conjunto, estos efectos cuantifican de forma aproximada la «actividad» de una estrella. Las estrellas masivas (de tipo espectral O, B y A temprana) suelen tener una actividad baja. La actividad aumenta entonces en las estrellas de menor masa, alcanzando su máximo en las enanas rojas (enanas M). Las estrellas jóvenes son más activas que las viejas. 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Forma parte de la ley de la fuerza gravitacional de Newton, que establece que todas las partículas con masa se atraen entre sí con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellas. La constante de proporcionalidad es la constante gravitacional. El valor de la constante gravitacional se ha medido mediante experimentos y es de 6.67 × 10⁻¹¹ metros cúbicos por kilogramo por segundo al cuadrado (m³ kg⁻¹ s⁻²).","term_approval_level":"N","language_code":"es","term_number":133,"term_in_english":"Gravitational Constant","based_on_current_english_version":true,"linked_terms":[135,190],"alternate_terms":[],"categories":[],"category_ids":[],"override_url":null,"url":"https://astro4edu.org/es/resources/glossary/term/133/"},{"term_name":"Pléyades","term_definition":"Las Pléyades son un cúmulo estelar situado en la constelación de Tauro. 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Si los observadores en la Tierra miran un objeto lejano cuya luz se ve desviada (por «la lente»), el objeto aparecerá distorsionado. Esta distorsión siempre implica una (des)magnificación de la luz, lo que normalmente nos permite ver mejor objetos de fondo que, de otro modo, serían tenues. Cuando la lente tiene suficiente masa concentrada en un área angular pequeña, se producen múltiples imágenes del mismo objeto de fondo, y la luz de cada una de ellas llega al observador en momentos diferentes. Medir estos denominados «retrasos temporales» es una de las mejores formas de determinar el valor de la constante de Hubble a escalas extragalácticas. 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El cambio de posición en el cielo, expresado como un ángulo, se determina en relación con los objetos más lejanos que conocemos: históricamente, las estrellas lejanas; en la astronomía moderna, objetos extremadamente lejanos llamados cuásares, que determinan lo que se conoce como el Marco de Referencia Celeste Internacional. El ángulo del cambio aparente de posición es inversamente proporcional a la distancia del objeto respecto a nosotros, lo que convierte a las mediciones de paralaje en una herramienta poderosa para determinar distancias en nuestro vecindario cósmico («método del paralaje»). En el caso de los objetos del Sistema Solar, las observaciones simultáneas desde diferentes lugares de la Tierra pueden proporcionar valores de paralaje útiles. Para las estrellas, los ángulos de paralaje se dan para un desplazamiento estándar de la posición del observador de una unidad astronómica (la distancia media entre la Tierra y el Sol) en ángulo recto con respecto a la línea de visión. 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