Archivo de marzo, 2010

CONTAMINACIÓN LUMÍNICA

Una de las definiciones más aceptadas de contaminación lumínica la describe como la emisión de flujo luminoso procedente de fuentes artificiales nocturnas con intensidades, direcciones, rangos espectrales (colores) u horarios innecesarios para las actividades que se planea desarrollar en la zona iluminada. Según esta caracterización, para que una instalación de alumbrado no se considere contaminante debería alumbrar con un flujo luminoso adecuado (no excesivamente intenso), no debe invadir fincas colindantes (lo que supondría intrusión lumínica y por tanto molestias para losvecinos), no debe emitir luz en colores inadecuados ni debe permanecer activa más tiempo del requerido.

Una definición más genérica identifica la contaminación lumínica con cualquier perturbación artificial de las condiciones naturales de oscuridad de la noche. Desde este punto de vista, todo alumbrado nocturno es contaminante y solo cabe tratar de diseñarlo de manera que la perturbación sea la mínima.

contaminación lumínica
Dos panoramas nocturnos ilustran los efectos de la contaminación lumínica. Arriba, panorámica nocturna obtenida cerca de Mahide (Zamora), hacia las 10 de la noche, en un lugar medianamente oscuro. Abajo, panorama cerca de Ciguñuela (Valladolid), el 28 de enero 2008, en torno a las 20:30. Se aprecia el efecto de las luces urbanas sobre el cielo nocturno. Créditos: Fernando Cabrerizo (Sociedad Astronómica Syrma y Cel Fosc, Asociación Contra la Contaminación Lumínica).

La contaminación lumínica, en forma de luz emitida hacia el cielo de manera directa o tras reflejarse en fachadas y pavimentos, supone una amenaza muy seria para la astronomía tanto profesional como no profesional, e implica para la población general la pérdida de la visión del cielo nocturno como parte del paisaje natural y como patrimonio cultural. Además, la contaminación lumínica implica una serie de perjuicios en otros ámbitos como el descanso nocturno de las personas (intrusión lumínica), la economía (derroche energético), el consumo de recursos no renovables o los ecosistemas (aves migratorias, insectos, etc.). A pesar de los esfuerzos en curso por combatir la contaminación lumínica, la tendencia en los países occidentales y en especial en España es a empeorar a pasos acelerados, lo que presagia un futuro poco esperanzador para la contemplación del cielo nocturno y para su estudio científico, incluso desde los observatorios más avanzados situados en nuestro territorio.



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PLANETA ENANO

Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple las siguientes condiciones: (a) orbita alrededor del Sol; (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático; (c) no ha limpiado su órbita de otros objetos; (d) no es un satélite de un planeta. Así, Plutón (descubierto en el año 1930 por C. Tombaugh), Ceres (el primer asteroide, hallado en el año 1801 por G. Piazzi) y Eris (o Éride, identificado en 2005 por M. Brown) pasan a ser planetas enanos. En particular, Plutón pierde su estatus como planeta debido a que no cumple una de las características que sí presentan los ocho planetas del Sistema Solar: no es el objeto dominante en su región del espacio o, dicho de otro modo, no ha logrado barrer su órbita, sino que comparte la zona con multitud de otros objetos del mismo tipo, los cuerpos que conforman el cinturón de objetos transneptunianos.

Plutón se ha convertido en el prototipo de los plutoides, que consistirían en aquellos planetas enanos (por tanto, de características análogas a las de Plutón) localizados más allá de la órbita del planeta Neptuno (cuya distancia es unas 30 veces la que separa a la Tierra del Sol, o 30 unidades astronómicas). Así, los plutoides son planetas enanos transneptunianos. Por tanto, Ceres, situado en el cinturón de asteroides (unas 2.8 au), no entraría dentro de esta categoría.

Actualmente solo Plutón, Eris, Makemake y Haumea son considerados oficialmente plutoides. En principio, todo objeto transneptuniano que tenga un diámetro aproximado de unos 800 km es candidato a ser considerado un plutoide y se le asignará un nombre como si lo fuera. Se espera que más plutoides reciban nombres a medida que la ciencia progrese y se realicen nuevos descubrimientos.

planeta enano

Ceres, un planeta enano, y Vesta, un asteroide de gran tamaño. Ambos se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, en el Cinturón de Asteroides, en donde se localizan multitud de objetos de distintas masas y formas. Créditos: Imagen de Ceres de J. Parker (NASA, ESA), imagen de Vesta de L. McFadden (NASA, ESA).



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EXOPLANETA O PLANETA EXTRASOLAR

La Unión Astronómica Internacional (UAI) definió de manera provisional el concepto de exoplaneta en el año 2003. Según la misma, los planetas fuera del Sistema Solar deben orbitar alrededor de una estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 14 masas de Júpiter. Debido a su reducida masa, no alcanzan temperaturas y densidades en sus interiores lo suficientemente altas como para fusionar deuterio, un isótopo del hidrógeno compuesto por un protón y un neutrón, o cualquier otro elemento químico. Por tanto, no producen energía a partir de este tipo de fuente.

exoplaneta

El sistema exoplanetario de la estrella HR8799, compuesto por al menos tres exoplanetas. La imagen fue obtenida con el telescopio Keck y técnicas especiales que permiten realzar el contraste y eliminar casi todo el brillo de la estrella central. Sus planetas tienen masas entre 7 y 10 veces la de Júpiter y orbitan a gran distancia de la estrella (15, 40 y 70 unidades astronómicas). Créditos: Christian Marois, Bruce Macintosh, Keck Observatory.

Según la misma resolución de la UAI, los objetos subestelares, con masas superiores a los anteriores, pero que no fusionan hidrógeno, se deben denominar enanas marrones. Por otra parte, los objetos aislados de masa planetaria, con masa por debajo del límite de las 14 masas de Júpiter, se deben denominar subenanas marrones o cualquier otro nombre que sea apropiado, salvo planeta.

Por supuesto, estas definiciones podrían modificarse según nuestro conocimiento avance. Algunos investigadores consideran que la expresión sub-enana marrón no es muy acertada, y que serían más adecuados otros términos como IPMOs, planemos, oriones, o xebarcos.



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PLANETA

La Unión Astronómica Internacional, en su asamblea plenaria celebrada en Praga en agosto del año 2006, estableció una definición del término planeta, al menos en lo referente al Sistema Solar. Así, un planeta es un cuerpo celeste que: (a) orbita alrededor del Sol; (b) posee suficiente masa como para que su propia gravedad domine las fuerzas presentes como cuerpo rígido, lo que implica una forma aproximadamente redondeada determinada por el equilibrio hidrostático; (c) es el objeto claramente dominante en su vecindad, habiendo limpiado su órbita de cuerpos similares a él. Según esta definición, Plutón deja de ser un planeta, para pasar a ser el prototipo de un nuevo tipo de objetos: los planetas enanos. Dentro de la categoría de planetas enanos se encuentran Plutón, Ceres y Eris. Por tanto, el Sistema Solar se queda con ocho planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. En nuestro sistema solar hay dos tipos de planetas, gaseosos y rocosos, y de los dos tipos se han descubierto planetas orbitando otras estrellas diferentes al Sol.

planeta

Saturno, observado por la misión Cassini-Hyugens, con el Sol oculto por el eclipse debido al disco del planeta. Aunque existe una cierta cantidad de material alrededor de este gigante gaseoso en forma de numerosos satélites y múltiples anillos, Saturno domina todo el conjunto. Créditos: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA.

Los planetas gaseosos son aquellos constituidos principalmente por gases, en particular hidrógeno y helio. En nuestro Sistema Solar pertenecen a esta categoría Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, aunque en estos últimos el hielo es un componente sustancial en su composición. Los planetas gaseosos, dependiendo de sus mecanismos de formación, no tienen por qué poseer un núcleo sólido rocoso, sino que pueden consistir en un continuo de gases paulatinamente más densos que adquieren finalmente las propiedades de un fluido cuando se encuentra a alta presión. En el caso de Júpiter y Saturno, el hidrógeno gaseoso en estado molecular da paso a un estado conocido como «hidrógeno metálico» con unas propiedades particulares. La inmensa mayoría de los planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha son planetas gaseosos debido, al menos en parte, a que los actuales métodos de detección discriminan mejor planetas de mayor masa.

Los planetas rocosos, también llamados telúricos, son los planetas formados principalmente por silicatos, en los que las atmósferas son secundarias y están influidas por la actividad geológica y, en el caso de la Tierra, por la actividad biológica. En el Sistema Solar existen cuatro planetas rocosos: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.



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METEORITO

Las partículas pequeñas (hasta unos diez metros) que orbitan alrededor del Sol reciben el nombre de meteoroides. Estas partículas están asociadas a los cometas y asteroides, pero también pueden haber sido arrancadas de satélites o planetas tras choques violentos con otros cuerpos.

meteorito
Un fragmento del meteorito de Puerto Lápice fotografiado in situ por Alejandro Sánchez. El ejemplar se exhibe actualmente en el Museo Nacional de Ciencias Naturales. Créditos: Alejandro Sánchez (Universidad Complutense de Madrid).

Cuando una de estas partículas extraterrestres penetra en la atmósfera terrestre, se calienta por roce con el aire, se torna incandescente y da lugar a un destello de luz denominado meteoro o estrella fugaz. Se llaman bólidos aquellos meteoros cuya luminosidad sea superior a la del planeta Venus.
En ocasiones, el meteoroide responsable de una estrella fugaz o de un bólido no se volatiliza por completo en el proceso y sobrevive entero o fragmentado hasta llegar al suelo. A ese fragmento de roca proveniente del espacio lo llamaremos meteorito. La observación de los bólidos permite a veces reconstruir las trayectorias y deducir la zona de la superficie donde han caído, lo que ayuda a la recuperación de meteoritos para su posterior estudio. Los meteoritos pueden ser rocosos, metálicos, o una mezcla de ambos. Su estudio nos informa sobre la composición e historia de los cuerpos del sistema solar. Se han recuperado más de 31 000 meteoritos; la caída de más de 1000 de ellos fue observada por algún testigo.



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ASTEROIDES

Son cuerpos menores del Sistema Solar, mayoritariamente compuestos de silicatos y metales. La mayoría de ellos son pequeños, de algunos metros hasta las decenas de kilómetros, y de formas muy irregulares. Unos pocos alcanzan varios cientos o hasta mil kilómetros de diámetro. Ése es el caso de Ceres, el primer asteroide, descubierto en 1801 por Giusseppe Piazzi.

asteroide
Asteroide (433) Eros. Reconstrucción de las imágenes tomadas por la sonda espacial NEAR-Shoemaker en febrero del 2000. Créditos: NEAR Project, NLR, JHUAPL, Goddard SVS, NASA.

Casi todos los asteroides se encuentran en la región entre Marte y Júpiter conocida como cinturón principal. Éste ha sido el primer anillo de cuerpos menores conocido (el segundo fue el transneptuniano). En las primeras etapas de la evolución del Sistema Solar se formaron millones de cuerpos de hasta algunas centenas de km de diámetro, a partir de la agregación de los silicatos y metales que abundaban en la región de los planetas terrestres. Mientras que los que se formaron en la región interior a Marte se agregaron dando lugar a los planetas terrestres, aquéllos que se formaron un poco mas allá de Marte no pudieron agregarse para formar otro planeta. La cercanía de Júpiter modificó sus órbitas de tal modo que al chocar entre sí lo hicieran a velocidades tan altas que, en lugar de agregarse para formar un objeto mayor (como le sucedió a los objetos más interiores), los objetos se fueron rompiendo en trozos más pequeños.

No todos los asteroides están en el cinturón principal; algunos han sido eyectados de éste debido a perturbaciones gravitatorias y colisiones mutuas. Las órbitas de algunos de estos asteroides eyectados se acercan a la Tierra y todos aquellos cuya distancia mínima al Sol es menor que 1,3 veces la distancia de la Tierra son considerados como Asteroides Cercanos (o NEA, del inglés near earth asteroids). Algunos NEA son potencialmente peligrosos dado que pueden chocar con la Tierra.



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DESPLAZAMIENTO AL ROJO

Las ondas electromagnéticas, como por ejemplo la luz, se caracterizan por su longitud de onda, es decir, por la distancia que media entre dos crestas ondulatorias consecutivas. Una onda cualquiera, sea o no electromagnética, puede emitirse con una longitud de onda determinada pero luego se puede ver afectada por multitud de procesos que hagan que el receptor la capte con una longitud de onda distinta.

En el caso del sonido, cuando cambia la longitud de onda se altera el tono (carácter agudo o grave) percibido. En el caso de la luz, los cambios de longitud de onda conllevan modificaciones en el color.
El desplazamiento al rojo no es más que un cambio en la longitud de onda de la radiación electromagnética. Una onda electromagnética emitida con una cierta longitud de onda (un color determinado) se capta con una longitud de onda (color) distinta. Cuando esta alteración implica un enrojecimiento del tono de la luz o, en general, un alargamiento de la longitud de onda, se habla de desplazamiento hacia el rojo. Aunque el desplazamiento hacia el rojo sea el más popular, hay que insistir en que también es posible que se produzca un acortamiento de las longitudes de onda de la radiación: en este caso se habla de desplazamiento al azul.

En el caso de la radiación electromagnética en general, y muy en particular si se trata de la luz, este cambio de longitud de onda se puede deber a tres procesos físicos diferentes: a que el emisor y el receptor se alejen entre sí (efecto Doppler), a que el emisor se encuentre sometido a un campo gravitatorio más intenso que el receptor (desplazamiento al rojo gravitatorio) o a la expansión del universo (desplazamiento al rojo cosmológico). Cuando emisor y receptor se acercan, cuando el receptor experimenta un campo gravitatorio más intenso o cuando el universo se contrae, entonces se produce el efecto contrario, el desplazamiento al azul. El desplazamiento al rojo se representa con la letra z. La variable z adopta valores positivos cuando se trata de un desplazamiento al rojo y negativos si se trata de un desplazamiento al azul.

Como se ha indicado, el desplazamiento al rojo (o al azul) puede tener tres causas físicas bien diferenciadas. Pero hay una de ellas que destaca por su importancia y por la frecuencia con la que aparece en contextos físicos, y sobre todo en problemas astronómicos: el efecto Doppler.
Se conoce como efecto Doppler el cambio en la longitud de una onda como consecuencia del movimiento del emisor respecto del receptor. Observamos este efecto numerosas veces en la vida diaria. Cuando un coche se nos acerca a gran velocidad, percibimos que el sonido del motor (una onda, al fin y al cabo) es más agudo que cuando se aleja de nosotros. Esta percepción se debe al hecho de que cuando el coche se acerca, las ondas sonoras emitidas parecen juntarse y disminuye su longitud, mientras que se produce el efecto contrario cuando el coche se aleja, situación en que las ondas parecen separarse, lo que hace que su longitud aumente.

Este efecto es muy importante en astrofísica, donde adquiere relevancia aplicado a las ondas electromagnéticas, sobre todo al caso de la luz. Cuando un objeto que emite luz, como una estrella o una galaxia, se acerca a nosotros (o nosotros al objeto), vemos sus ondas de luz comprimidas, con menor longitud de onda que la correspondiente a la emisión: el color se desplaza hacia el azul. Si el cuerpo emisor se aleja de nosotros (o nosotros del cuerpo emisor), entonces vemos que su luz se desplaza al rojo, sus ondas se alargan. El efecto se torna más intenso cuanto mayor sea la velocidad relativa entre el emisor y el receptor, lo cual permite usar el efecto Doppler para calcular la velocidad de los astros respecto de nosotros.

Este efecto recibe su nombre del físico austríaco Christian Doppler, y fue clave en el descubrimiento de la expansión del universo por Edwin Hubble. No obstante, hay que aclarar que los desplazamientos al rojo de los que tanto se trata en cosmología no se deben al efecto Doppler, sino a un efecto independiente, el del desplazamiento al rojo cosmológico, relacionado con la expansión del universo, y no con el desplazamiento de las galaxias propiamente dichas en el seno del espacio.



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EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

Se ha observado que las distancias entre las grandes estructuras del universo (los cúmulos y supercúmulos de galaxias) se incrementan de manera progresiva. Este hecho observacional se denomina expansión del universo y fue descubierto por Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason en 1929. Si se toman dos cúmulos de galaxias cualesquiera, la distancia entre ellos crece sin cesar, y lo hace no porque las galaxias o los cúmulos se desplacen, sino porque crece el espacio que media entre ellos. Es más, cuanto más distantes entre sí se encuentren los cúmulos considerados, más veloz es el incremento de la distancia. La intensidad de la expansión del universo en cualquier instante de su historia se valora por medio del parámetro de Hubble, H. El valor actual del parámetro de Hubble recibe el nombre de constante de Hubble y se simboliza como H0. La expansión del universo no afecta a sistemas ligados gravitatoriamente, es decir, el proceso no altera las distancias entre los átomos de nuestros cuerpos, entre la Tierra y el Sol o incluso entre las estrellas de la Galaxia o entre galaxias pertenecientes a un mismo cúmulo. Las observaciones indican que la expansión del universo se está acelerando cada vez más, por motivos que aún no están claros.



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