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"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.",
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"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).",
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"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.",
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"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.",
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"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. Uno de los ejemplos más importantes de galaxias enanas es la Pequeña Nube de Magallanes, que es un satélite enano irregular de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.",
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"term_definition": "El calentamiento global es el aumento de la temperatura de la atmósfera de un planeta debido a los gases de efecto invernadero, como las moléculas de agua, el dióxido de carbono, el metano, etc. Esto se debe a un aumento del efecto invernadero, por el que la atmósfera retiene una mayor cantidad de radiación infrarroja, lo que provoca un aumento de la temperatura media global del planeta. 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.",
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"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.",
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"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). Las estrellas de la secuencia principal con una masa de hasta ocho veces la del Sol pueden pasar por esta fase evolutiva.",
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"term_definition": "A lo largo del tiempo, muchas culturas diferentes han dado distintos nombres a las estrellas. 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.",
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"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»). Para un observador en la Tierra, el tiempo entre dos lunas nuevas es de 29.5 días («período sinódico»).",
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"term_definition": "Tauro, «el toro», es una constelación del zodíaco, por lo que se encuentra cerca de la eclíptica —la intersección de la esfera celeste con el plano definido por la órbita de la Tierra alrededor del Sol—. Por lo tanto, desde nuestro punto de vista aquí en la Tierra, podemos ver con frecuencia a los planetas, y también al Sol, en esta constelación; en el caso del Sol, del 14 de mayo al 21 de junio. (Por supuesto, si el Sol está allí, no podemos ver las estrellas de la constelación). 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.",
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"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. Esto da lugar a una densidad media de la materia en el Universo del orden de 10⁻²⁷ kg/m³.",
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"term_definition": "La noche es un periodo de oscuridad en el que el Sol se encuentra por debajo del horizonte. La noche se extiende desde la puesta del sol hasta el amanecer. En la mayor parte de la Tierra, cada día de 24 horas tiene una noche. Sin embargo, al norte del círculo polar ártico y al sur del círculo polar antártico, hay periodos de oscuridad en torno al solsticio de invierno en los que la noche polar puede durar meses. En estas zonas no hay noche en torno al solsticio de verano. \r\n\r\nEl periodo en el que el Sol se encuentra justo por debajo del horizonte se denomina crepúsculo. Durante el crepúsculo, el Sol sigue iluminando parte del cielo. El crepúsculo se divide en tres periodos iguales: crepúsculo civil, crepúsculo náutico y crepúsculo astronómico. Durante el crepúsculo civil —cuando el Sol se encuentra entre cero y seis grados por debajo del horizonte— el cielo es relativamente brillante, por lo que a menudo no se requiere iluminación artificial, como el alumbrado público. El crepúsculo náutico —cuando el Sol se encuentra entre seis y doce grados por debajo del horizonte— permite ver estrellas brillantes y el cielo es lo suficientemente luminoso como para distinguir el horizonte incluso en una noche sin luna. Esto permite a los marineros navegar utilizando la navegación astronómica. El crepúsculo astronómico se produce cuando el Sol se encuentra entre doce y dieciocho grados por debajo del horizonte.",
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"term_definition": "Uma estrela variável é uma estrela que apresenta a observadores mudanças acentuadas de brilho ao longo do tempo. O brilho de todas as estrelas muda ao longo de milhões ou bilhões de anos devido à evolução estelar. O termo “estrela variável” é normalmente reservado para estrelas cujo brilho varia em escalas de tempo muito mais curtas do que suas escalas de tempo evolutivas.\r\n\r\nExistem vários mecanismos físicos possíveis que podem levar à variabilidade. Algumas estrelas, como as variáveis Cefeidas ou as estrelas RR Lyrae, são instáveis e pulsam, alterando seu tamanho e brilho.\r\n\r\nOutras estrelas podem ejetar material brilhante que aumenta o brilho geral observado (“variáveis eruptivas”). Estrelas chamadas variáveis cataclísmicas ou novas apresentam um aumento repentino no brilho, seguido por um retorno ao seu nível anterior. Nesses sistemas, o cenário envolve um par de estrelas, com matéria de uma fluindo para a outra e se inflamando em uma reação de fusão nuclear assim que um certo limiar é atingido. Uma das companheiras sofre a explosão cataclísmica e o aumento de brilho. \r\n\r\nOutras estrelas parecem variáveis porque estão girando, mostrando-nos alternadamente um lado mais brilhante e outro menos brilhante, ou porque há realmente duas estrelas orbitando uma à outra, com uma estrela sendo periodicamente eclipsada por trás de sua companheira. Esta última classe de binárias é conhecida como binária eclipsante.",
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"term_definition": "La luz infrarroja es una radiación electromagnética con longitudes de onda mayores que las de la luz visible, pero menores que las de las ondas de microondas y las ondas de radio. La luz infrarroja tiene longitudes de onda que oscilan entre los 700 nanómetros y un milímetro, mientras que la luz visible tiene longitudes de onda de entre 400 y 700 nanómetros aproximadamente. Por lo tanto, la luz infrarroja es invisible para el ojo humano y solo puede verse con cámaras especiales. Los cuerpos térmicos con temperaturas que van desde unas decenas hasta varios miles de kelvin, como las nubes moleculares en el espacio, el cuerpo humano o las enanas marrones, tienen su pico de emisión electromagnética en la luz infrarroja.",
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"term_name": "Estrella subenana",
"term_definition": "Una subenana es una clase de estrella más débil que una estrella del mismo tipo espectral en la secuencia principal, pero más brillante que una enana blanca de la misma temperatura. \r\n\r\nLas subenanas suelen dividirse en dos grupos distintos: las subenanas frías y las subenanas calientes. \r\n\r\nLa mayoría de las subenanas pertenecen al grupo de las subenanas frías y se sitúan entre una y dos magnitudes por debajo de la secuencia principal en un diagrama de Hertzsprung-Russell debido a su muy bajo contenido en elementos más pesados que el helio (denominados metales en astronomía). Esto modifica la forma en que la luz y el calor se propagan a través de su interior y su atmósfera, lo que las hace más pequeñas, más calientes y más tenues. \r\n\r\nEn la región de la Vía Láctea cercana al Sistema Solar, las subenanas forman parte del halo galáctico o de la parte más antigua del disco galáctico y se formaron en una etapa temprana de la Vía Láctea. Esto se debe a que cada generación de estrellas produce más metales a través de la fusión nuclear, devolviendo una parte de estos al medio interestelar, el depósito de gas a partir del cual se forman las estrellas. Como resultado, las estrellas más jóvenes tienen más metales que las más viejas. Por lo tanto, las subenanas, que tienen menos metales, suelen ser estrellas más viejas.\r\n\r\nTambién hay un pequeño número de subenanas calientes de tipos espectrales O y B (conocidas como estrellas sdO y sdB). Los astrónomos no están seguros de cómo se forman estos objetos, pero una posible explicación es que las estrellas gigantes pierdan sus capas externas por alguna razón. Se desconoce qué provoca la pérdida de estas capas externas, pero una posible explicación es que una estrella binaria compañera despoje a la estrella gigante de sus capas externas.",
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"term_definition": "Una mancha solar es una región temporal y fría, provocada por un fuerte campo magnético en la fotosfera del Sol. Las manchas solares son zonas en las que afloran tubos de flujo magnético procedentes de las capas más profundas del Sol. 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. Se cree que otras estrellas también tienen manchas causadas por sus campos magnéticos.",
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"term_name": "Energía oscura",
"term_definition": "La energía oscura es una de las hipótesis propuestas para explicar la expansión acelerada del Universo, que lleva produciéndose desde hace seis mil millones de años en las escalas más grandes. 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. A pesar de ello, existen numerosas investigaciones y debates sobre la naturaleza de la energía oscura, si existen diferentes tipos de energía oscura, si la energía oscura cambia a lo largo del tiempo cósmico y las alternativas a la energía oscura.",
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"term_definition": "Un telescopio infrarrojo observa la luz infrarroja y se utiliza para la astronomía infrarroja. Los telescopios infrarrojos pueden estar situados en Tierra o en el espacio. Los observatorios situados en la Tierra ven limitada su capacidad de observación debido a la absorción atmosférica y a la radiación infrarroja emitida por la atmósfera terrestre, el propio telescopio y su entorno. Los telescopios infrarrojos espaciales no tienen que lidiar con la absorción atmosférica ni con la radiación infrarroja de su entorno inmediato, y pueden protegerse del Sol y refrigerarse, lo que reduce la radiación infrarroja emitida por el telescopio.",
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{
"term_name": "Actividad estelar",
"term_definition": "La actividad estelar es un término genérico que engloba los distintos efectos que los campos magnéticos ejercen sobre las estrellas. 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. El Sol sigue un ciclo de actividad de 11 años que da lugar a una variación en el número de manchas solares.",
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"term_definition": "La masa es la cantidad de materia que contiene un cuerpo. El número, el tipo y la densidad de los átomos que componen el cuerpo se combinan para determinar la masa de ese cuerpo. En el lenguaje cotidiano, los términos «masa» y «peso» suelen utilizarse indistintamente, pero en física no son lo mismo. La masa permanece constante independientemente de la ubicación, mientras que el peso depende del campo gravitatorio local.\r\n\r\nExisten dos conceptos de masa: la «masa gravitatoria» y la «masa inercial». La «masa inercial» es la propiedad de la materia que hace que resista la aceleración; es la masa de la que habla la segunda ley de Newton. Vemos que la aceleración es inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto, cuanto más masivo es un cuerpo, menos se acelera ante una fuerza dada.\r\n\r\nLa «masa gravitacional» es la propiedad de la materia que hace que ejerza y experimente la fuerza gravitacional. Cuanto más masivo es un cuerpo, mayor es la fuerza gravitacional que siente.\r\n\r\nAlbert Einstein afirmó que estos dos conceptos de masa son idénticos a través de su «principio de equivalencia». Este es un concepto fundamental en física.\r\n\r\nEl kilogramo (kg) es la unidad de medida de la masa reconocida internacionalmente (se pueden utilizar otras unidades como: gramos, miligramos, toneladas, onzas y libras), y la masa se representa con el símbolo m. La masa es una cantidad escalar y es una forma de energía. Como tal, puede transformarse en otras formas de energía, como durante las reacciones nucleares, y no se conserva estrictamente. En la naturaleza existen partículas sin masa, como los fotones, las partículas que transportan la radiación electromagnética.",
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"term_definition": "Los rayos cósmicos son partículas cargadas de alta energía (por ejemplo, protones, núcleos de elementos pesados y electrones) que se desplazan por el cosmos. \r\n\r\nLos rayos cósmicos pueden penetrar en la atmósfera terrestre. Los rayos cósmicos primarios pueden proceder del Sol, del Sistema Solar, de nuestra Vía Láctea o de galaxias lejanas. Están compuestos por protones (aproximadamente el 90 %), núcleos de helio (aproximadamente el 9 %), núcleos atómicos más pesados y electrones (aproximadamente el 1 %), y una cantidad muy pequeña de antimateria. La luz que proviene del cosmos no son rayos cósmicos. \r\n\r\nSi un rayo cósmico primario de alta energía entra en la atmósfera terrestre, puede interactuar con las partículas atmosféricas y producir un gran número de partículas cargadas secundarias, denominadas rayos cósmicos secundarios. Los rayos cósmicos de mayor energía son partículas nucleares que tienen una energía cinética equivalente a la de una pelota de tenis que se desplaza a unos 150 kilómetros por hora. Sin embargo, estas partículas de mayor energía son poco frecuentes y la mayoría tienen energías más bajas.",
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"term_definition": "Un meteoroide es un fragmento de un asteroide o un cometa cuyo tamaño oscila entre unos pocos milímetros y varias decenas de metros. Los meteoroides pueden caer hacia cualquier cuerpo celeste, con o sin atmósfera, a una velocidad muy elevada. Si el cuerpo celeste tiene atmósfera, el meteoroide se frena al chocar con las moléculas atmosféricas. Observamos los meteoroides en la atmósfera terrestre como meteoros. Si el meteoroide no se destruye por completo en la atmósfera (o si el cuerpo celeste carece de atmósfera), cae a la superficie de dicho cuerpo, y entonces se denomina meteorito.",
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"term_definition": "Un nivel de energía es un estado cuántico discreto y permitido dentro de un átomo o una molécula. Se mide en electronvoltios (eV). Cuando un electrón en un átomo o molécula pasa de un nivel de mayor energía a otro de menor energía, se produce la emisión de un fotón con una energía igual a la diferencia de energía entre ambos niveles. Del mismo modo, un fotón puede ser absorbido por un átomo o una molécula si su energía es igual a la diferencia de energía entre el nivel actual y un nivel superior.",
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"term_definition": "Las Nubes de Magallanes son dos galaxias que orbitan alrededor de la Vía Láctea. La Gran Nube de Magallanes (LMC) tiene unos 14000 años luz de diámetro y la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) unos 7000 años luz. La SMC es una galaxia irregular, pero es posible que la LMC tuviera una estructura espiral antes de que las fuerzas de marea provocadas por la gravedad de la Vía Láctea la desintegraran. Ambas galaxias son visibles a simple vista como tenues destellos. Estas galaxias son conocidas desde hace milenios por los pueblos de las regiones ecuatoriales y meridionales de la Tierra, quienes les dieron muchos nombres. Los astrónomos islámicos medievales las conocían por los relatos de los viajeros. Su nombre europeo proviene de Fernando de Magallanes, durante cuyos viajes se realizaron algunas de las primeras observaciones europeas de estas galaxias.",
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"term_definition": "Una galaxia irregular es un tipo de galaxia con poca o ninguna simetría (presenta una morfología o forma distorsionada). Suelen ser más pequeñas que las galaxias espirales y elípticas, y a menudo contienen cantidades significativas de gas en proceso de formación estelar. Las Nubes de Magallanes Gran y Pequeña son galaxias irregulares, relativamente cercanas (aproximadamente a 160 000 años luz y 200 000 años luz) a nuestra Vía Láctea, que pueden observarse a simple vista desde el hemisferio sur de la Tierra.",
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"term_definition": "El zodiaco es una franja del cielo que se extiende aproximadamente entre ocho grados al norte y al sur de la línea de la eclíptica. El movimiento aparente del Sol a lo largo de un año, y el movimiento de los planetas, recorren esta franja y atraviesan 13 constelaciones: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio (comúnmente conocido como Escorpión), Sagitario, Ofiuco, Capricornio, Acuario y Piscis—, la mayoría de las cuales representan animales. Su nombre deriva del griego antiguo y significa «círculo (o ciclo) de pequeños animales».",
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"term_definition": "Todos los objetos que se encuentran bajo la influencia gravitatoria del Sol forman parte del Sistema Solar. Además del Sol, situado en el centro, el Sistema Solar incluye los ocho planetas (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), sus lunas, los planetas enanos, los asteroides, los cometas, los meteoroides y otros objetos del cinturón de Kuiper y más allá, así como los satélites artificiales y las sondas espaciales. Se cree que el Sistema Solar se extiende hasta 100 000 unidades astronómicas desde el Sol en lo que se denomina la Nube de Oort, compuesta por miles de millones de objetos helados.",
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{
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"term_definition": "Todos tenemos una idea básica de lo que es el tiempo: una sucesión de acontecimientos, uno tras otro, desde el pasado, pasando por el presente, hasta el futuro. Sin embargo, el tiempo no es algo que se pueda ver, oír, oler, tocar o saborear. No obstante, sí se puede medir, y ese es el aspecto del tiempo que importa en astronomía y en física.\r\n\r\nMedimos el tiempo comparando la duración de lo que está sucediendo con la duración medida en un reloj o, para períodos de tiempo más largos, en un calendario. Tradicionalmente, las mediciones de tiempo de este tipo se han basado en la rotación de la Tierra. El tiempo que tarda la Tierra en completar una rotación completa (según la posición del Sol) define la duración de un día. Las subdivisiones habituales —un día dividido en 24 horas, cada hora dividida en 60 minutos y cada minuto en 60 segundos— proporcionan unidades de tiempo adicionales.\r\n\r\nDesde 1967, la definición del tiempo se basa, en cambio, en la duración de un segundo, medida por un reloj atómico de Cesio-133 («segundo SI»). Sobre esta base se definen varios sistemas de tiempo, entre los que destacan el Tiempo Universal Coordinado (UTC), que se utiliza en la medición oficial del tiempo en todo el mundo, y lo que se conoce como la fecha juliana y sus variaciones, un recuento continuo de días utilizado en astronomía.\r\n\r\nLa teoría de la relatividad especial de Einstein y su teoría de la relatividad general han demostrado que el tiempo que pasa en un reloj depende tanto del movimiento como de la influencia de la gravedad de dicho reloj. Estos efectos relativistas deben tenerse en cuenta en mediciones de tiempo de alta precisión, como las que utilizan los satélites del Sistema de Posicionamiento Global (GPS).",
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"term_name": "Evolución estelar",
"term_definition": "La evolución estelar describe el envejecimiento de las estrellas y cómo cambian a lo largo de su ciclo de vida. A diferencia de lo que ocurre en la biología evolutiva, la evolución estelar no se refiere a los cambios en los rasgos entre diferentes generaciones de estrellas.\r\n\r\nLas estrellas pasan la mayor parte de su vida en la etapa de la secuencia principal de la evolución estelar, fusionando hidrógeno en helio en sus núcleos y liberando energía. A medida que una estrella envejece y comienza a agotar el hidrógeno de su núcleo, este se contraerá y puede alcanzar una temperatura lo suficientemente alta como para iniciar la fusión del helio. Dependiendo de la masa de la estrella, esto puede llevar a que la estrella evolucione hacia una gigante o una supergigante. En algunas gigantes y supergigantes, la fusión produce elementos cada vez más pesados. \r\n\r\nLas estrellas con masas iniciales de entre media y ocho veces la masa de nuestro Sol terminarán con núcleos de carbono, oxígeno y/o neón, mientras que la fusión de hidrógeno y helio continúa en capas alrededor del núcleo, lo que les confiere una estructura en capas similar a la de una cebolla. Con el tiempo perderán sus capas externas, que pasarán a formar una nebulosa planetaria, dejando solo el núcleo como una pequeña y brillante enana blanca. \r\n\r\nLas estrellas con una masa superior a ocho masas solares continúan fusionando elementos más pesados hasta que los núcleos en su núcleo se han fusionado en hierro. A partir de ahí, la fusión ya no puede liberar energía adicional. Esto desencadena una explosión de supernova, que deja tras de sí una estrella de neutrones muy compacta o, en el caso de estrellas muy masivas, un agujero negro. \r\n\r\nTanto las nebulosas planetarias como las explosiones de supernova expulsan materia de las estrellas al medio interestelar. En otras fases de su evolución, muchas estrellas también expulsan masa mediante vientos estelares, pulsaciones extremas o explosiones. La materia expulsada se ha enriquecido en elementos pesados como resultado de la fusión nuclear y, en el caso de una explosión, de las reacciones nucleares que tienen lugar durante la propia explosión. Este material enriquecido puede incorporarse a futuras generaciones de estrellas. \r\n\r\nLa evolución de las estrellas a lo largo de todas estas fases puede verse alterada por la interacción con una compañera en un sistema estelar múltiple.",
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{
"term_name": "Leyes de Kepler",
"term_definition": "Las tres leyes formuladas por Johannes Kepler a principios del siglo XVII fueron las primeras en describir las órbitas de los planetas como no perfectamente circulares. La primera ley establece que los planetas orbitan alrededor del Sol siguiendo una trayectoria elíptica, con el Sol situado en uno de los focos. La segunda ley dice que el área barrida por una línea entre el planeta y el Sol es la misma en un intervalo de tiempo dado de la órbita. Según la tercera ley, el cuadrado del tiempo (T²) que tarda un planeta en dar una vuelta al Sol es proporcional al cubo de su semieje mayor (a³; el semieje mayor es una longitud que caracteriza el tamaño de la órbita del planeta alrededor del Sol). Kepler descubrió estas tres leyes al estudiar las observaciones de Marte realizadas por su mentor, Tycho Brahe. Utilizó las leyes para realizar el cálculo más preciso de las órbitas de los planetas conocidos en su época.",
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"term_name": "Radiotelescopio",
"term_definition": "Los radiotelescopios reciben ondas de radio procedentes del espacio. Dependiendo de la longitud de onda de observación, pueden tener forma parabólica, similar a la de una antena parabólica con un receptor en el punto focal, o bien pueden presentar estructuras metálicas en forma de varilla, a veces denominadas antenas dipolo. Luego las señales se amplifican y se procesan mediante un ordenador o computadora. Un radiotelescopio puede consistir en una sola antena parabólica o en varias antenas conectadas entre sí para formar un interferómetro, en el que un ordenador especial llamado correlador combina las señales de los diferentes radiotelescopios para obtener información que luego puede procesarse y convertirse en una imagen. Observan principalmente ondas de radio, con frecuencias que oscilan entre unos 30 megahercios y 300 gigahercios, o entre 10 metros y 1 milímetro de longitud de onda. Los telescopios y receptores individuales están optimizados para regiones específicas dentro de esta banda. Algunas antenas parabólicas están optimizadas para observar luz con una longitud de onda ligeramente más corta en una región del espectro electromagnético conocida como el submilimétrico.",
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"term_name": "Observación",
"term_definition": "Las observaciones astronómicas consisten en recoger y/o medir la radiación electromagnética, las partículas o las ondas gravitacionales que nos llegan desde un objeto astronómico. En el pasado, los seres humanos observaban con sus ojos y, desde principios del siglo XVII, a través de telescopios. Hoy en día también se puede recurrir a una gran variedad de cámaras, espectrómetros y otros instrumentos. La información que se recopila, como una imagen sin procesar obtenida de una cámara, se conoce como datos (observacionales).\r\n\r\nEstos datos contienen información sobre el objeto y el medio intermedio (por ejemplo, el medio interestelar o intergaláctico), pero siguen dependiendo de las características específicas del instrumento; por ejemplo, si una parte de la cámara es más sensible que otra. Los datos también dependen de los contaminantes; por ejemplo, al recoger la luz de un objeto astronómico, normalmente también recogemos la luz de primer plano dispersada en la atmósfera terrestre. La eliminación, en la medida de lo posible, de las partes específicas del instrumento y de los contaminantes se denomina reducción de datos. Los productos finales típicos de las observaciones son imágenes, espectros y series temporales (observaciones repetidas del mismo objeto u objetos; por ejemplo, datos de púlsares o estrellas variables). Estos pueden utilizarse para medir diversas magnitudes, como el ángulo entre dos objetos, el momento en que se observó un evento o la magnitud aparente de un objeto.\r\n\r\nLas observaciones se diferencian de los experimentos que se llevan a cabo en muchos laboratorios científicos en que el observador no puede interactuar con los propios objetos astr