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Terminología y traducción científico-técnica en castellano: astronomía y ciencias del espacio

La astronomía es una ciencia natural básica y las dificultades de tipo terminológico y de traducción a las que se enfrentan las personas hispanohablantes que se dedican a esta disciplina tienen muchos puntos en común con las que se encuentran en otras áreas. Pero esta ciencia cuenta también con sus hechos diferenciales y específicos: domino científico de la lengua inglesa y comunidad científica reducida pero enfrentada a un interés popular muy amplio,  lo que unido a la gran extensión geográfica de nuestra lengua plantea retos de responsabilidad, eficacia y homogeneidad.

Los enlaces adecuados serían dos, no sé cuál puede ir mejor: o bien el enlace directo al artículo en la red o bien el enlace al pdf con la revista completa.

David Galadí
Centro Astronómico Hispano Alemán
Observatorio de Calar Alto

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Astronomía en el Instituto Cervantes

El Instituto Cervantes y la Sociedad Española de Astronomía inician hoy una colaboración de gran interés, una singladura de largo recorrido.

Se trata de una colaboración dentro del Centro Virtual Cervantes  que comienza con la publicación de dos libros de divulgación: “Astronomía Made in Spain” y “100 conceptos básicos de astronomía“. Este último volumen tiene un gran interés para ambas entidades, dada la importancia de garantizar unas definiciones precisas y actualizadas de conceptos astronómicos, clasificadas por índices temáticos y orden alfabético, e incluyen una navegación por una impresionante galería de imágenes. Ambos están disponibles en línea de manera gratuita. En el caso de “100 conceptos básicos de astronomía”, también hay un enlace directo al fichero en formato en pdf a la derecha de esta entrada, junto con otros libros de divulgación.  Esta iniciativa ha sido posible fruto de la gran labor del Departamento de Comunicación Digital.

Según escribo estas líneas, Miguel Marañón está presentando el proyecto en la reunión bianual de la SEA, que se está  celebrando en Teruel y organizado por el  Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón, que está localizado en un lugar privilegiado.

La página, con una gran diseño, se puede encontrar en este enlace.

El Instituto Cervantes tiene una sección especializada en ciencia, que incluye desde el trabajo de Alexander von Humboldt en su viaje por España a finales del siglo XVII hasta escritos de Santiago Ramón y Cajal.

 

 

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NameExoWorlds: un concurso mundial de la Unión Astronómica Internacional para asignar nombres a exoplanetas y a sus estrellas anfitrionas

 

Por primera vez, en respuesta al creciente interés del público en participar en los descubrimientos astronómicos, la Unión Astronómica Internacional (IAU) organiza un concurso mundial para dar nombres populares a un conjunto seleccionado de exoplanetas junto con sus estrellas anfitrionas. Los nombres propuestos serán presentados por clubs, agrupaciones y organizaciones sin ánimo de lucro interesados en Astronomía, y los votos serán emitidos por personas de todo el mundo a través de la página web NameExoWorlds.  Esta plataforma está siendo desarrollada por la IAU en asociación con Zooniverse. La intención es que millones de personas en cualquier sitio del globo puedan tomar parte en la votación. Una vez que los votos se hayan escrutado, los nombres ganadores serán sancionados oficialmente por la IAU, lo que les permitirá ser utilizados libremente, en paralelo con la nomenclatura científica existente, con el debido crédito a las asociaciones u organizaciones que los hayan propuesto.

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ZONA DE HABITABILIDAD

Zona del espacio alrededor de una estrella, tal que cualquier planeta que se encuentre en su interior es susceptible de albergar vida. Dos condiciones indispensables son la presencia de agua líquida y una fuente de energía, aunque esto es, naturalmente, una extrapolación de las condiciones de la vida en la Tierra y si se descubre la existencia de vida en ausencia de agua, habría que cambiar esta definición.

El descubrimiento del primer planeta extrasolar en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz y el gran número y variedad de planetas descubiertos a continuación en pocos años, hizo que el concepto de zona de habitabilidad dejase de ser una elucubración filosófica y pasase a ser una posibilidad científica. No todas las estrellas pueden tener una zona de habitabilidad; las condiciones para ello son: que han de vivir al menos unos cuantos miles de millones de años para dar tiempo a la aparición y evolución de la vida, han de emitir radiación ultravioleta en cantidad crítica y suficiente para la formación del ozono y, lo más importante para nuestro tipo de vida, han de permitir la existencia de agua líquida en la superficie de los planetas. Con estas características, las estrellas posibles van desde los primeros tipos espectrales F, pasando por todas las estrellas G, hasta tipos K medios. El Sol es una estrella G2. Además, no han de ser variables en luminosidad y deben tener alta metalicidad para poder tener planetas rocosos. Porque suponemos que los planetas habitables han de ser de tipo terrestre. El tamaño del planeta ha de ser suficientemente grande como para que pueda retener una atmósfera considerable, mantener el calor interno y disponer de un campo magnético que lo proteja del viento estelar. Otra condición necesaria para la habitabilidad es tener pequeña excentricidad orbital, es decir, que la distancia a su estrella no varíe mucho. La órbita de la Tierra es casi circular. La velocidad orbital ha de ser tal que el ciclo día-noche no resulte muy largo para que no se produzcan diferencias de temperatura muy grandes entre el día y la noche.

Leer más sobre la Zona de Habitabilidad.

PD (DByN, en OpenMind): Sistemas planetarios y la zona de habitabilidad



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MARTE

Cuarto planeta del Sistema Solar por distancia al Sol. Durante siglos su color rojizo y cercanía a la Tierra han cautivado la imaginación del ser humano y despertado su fantasía. Guarda numerosas similitudes con nuestro planeta, aunque es más pequeño (aproximadamente la mitad de tamaño). Su atmósfera está compuesta esencialmente por dióxido de carbono pero actualmente es muy poco densa. Cada cierto tiempo, el viento es capaz de elevar importantes cantidades de polvo de la superficie formando enormes tormentas. Existen pruebas que sustentan la presencia de agua líquida en la superficie en grandes cantidades en el pasado. En la actualidad, el agua solo se puede encontrar en estado sólido bajo la superficie y en pequeñas cantidades en los polos, aunque también podría fluir brevemente por su superficie. Las posibilidades de vida pasada son también motivo de gran interés y numerosas misiones espaciales han venido estudiando este planeta desde hace décadas.

Marte posee dos pequeños satélites de formas irregulares: Fobos y Deimos.

Marte fotografiado con telescopio y cámara web en septiembre de 2003. Se aprecia el color de la superficie, el casquete polar, la región de Solis Lacus («el ojo de Marte») y en la imagen de la izquierda se capta el volcán Olympus Mons, llamado Nix Olimpica por los observadores que estudian Marte desde la Tierra. Créditos: Jesús R. Sánchez.

Leer más sobre Marte en el CBE.



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ENANA MARRÓN

Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillará a partir de la producción de energía debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que no tienen masa suficiente como para quemar el elemento más sencillo, el hidrógeno, que consta de un solo protón. Esto es debido a que la presión y temperatura internas, consecuencia del peso de todas las capas de material que se encuentran atraídas por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversión de hidrógeno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelares. La definición incluye tanto las enanas marrones, que en ciertos periodos evolutivos muy cortos pueden quemar un isótopo del hidrógeno denominado deuterio (un protón más un neutrón), como los objetos de masa planetaria, que carecen incluso de esta reacción nuclear. Los modelos teóricos predicen que el límite subestelar se encuentra en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, los cuáles representan una fracción mínima.

Imagen en falso color del cúmulo estelar abierto sigma Orionis. El cúmulo es muy joven (unos tres millones de años) y rico en enanas marrones, estrellas con discos protoplanetarios y con emisión de rayos X. Este cúmulo es la región del cielo con más y mejor conocidas enanas marrones. Créditos: José A. Caballero (Centro de Astrobiología).

Las enanas marrones, por tanto, son objetos de masa intermedia entre las estrellas más ligeras y los planetas gaseosos más masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). El espectro de las enanas marrones más frías descubiertas por ahora se parece más al de Júpiter que al de las estrellas frías. La primera enana marrón, Teide 1, fue descubierta en las Pléyades por un grupo español liderado por el astrofísico R. Rebolo en 1995.



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DISCO CIRCUNESTELAR

Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad o, como se suele decir en la jerga astrofísica, antes de situarse en la secuencia principal. En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y se colapsa, con lo que da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de este material. Con posterioridad, la conservación del momento angular (una cantidad física relacionada con la masa y la rotación) hace que se forme un disco alrededor del objeto central. Este disco aporta material a la estrella a un ritmo lento pero sostenido, mediante procesos de acreción. Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero cabe la posibilidad de que antes se haya formado en su interior un sistema protoplanetario. La fase de acreción se produce en una época durante la cual la estrella central se halla en un estado conocido como «objeto de tipo T Tauri». Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida total del astro, pero de importancia crucial tanto para la estrella como para la posible formación de planetas a su alrededor.


Varios ejemplos de discos protoplanetarios, observados con el telescopio espacial Hubble y un instrumento de infrarrojo cercano denominado NICMOS. Créditos: NASA, ESA.



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ESTACIONES ASTRONÓMICAS

Cada uno de los cuatro periodos en que se divide el año solar. Su duración es de aproximadamente tres meses, y el comienzo de cada una se define con el paso del Sol por los equinoccios y los solsticios. En el hemisferio norte, la primavera comienza aproximadamente el 21 de marzo (equinoccio de Aries), momento en el cual los días empiezan a ser cada vez más largos. El verano boreal comienza hacia el 21 de junio (solsticio de Cáncer), alcanzándose en ese instante la duración máxima del tiempo de insolación. El otoño empieza en el norte alrededor del 23 de septiembre (equinoccio de Libra) y en este instante la duración del día y la noche es la misma y las noches se van alargando cada vez más hasta aproximadamente el 22 de diciembre (solsticio de Capricornio), día en el que la duración de la noche en el hemisferio boreal es máxima y que marca el principio del invierno en esa parte de la Tierra. En el hemisferio sur las estaciones van al contrario que en el norte.
Las estaciones del año no tienen ninguna relación con cambios en la distancia entre la Tierra y el Sol, sino que se deben a la oblicuidad del eje de rotación de la Tierra. Si el eje de rotación terrestre fuera perpendicular al plano de la órbita alrededor del Sol, entonces no habría estaciones. Pero al existir una cierta inclinación (de unos 24 grados), la radiación solar incide con ángulos diferentes y durante intervalos temporales distintos en cada época del año, y de ahí los cambios meteorológicos vinculados a las estaciones.



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CUÁSAR

Clase de galaxias activas muy lejanas observadas por primera vez a finales de los años 1950 mediante radiotelescopios. La fuente de las ondas de radio coincidía con la de un objeto que en luz visible parecía una estrella; de ahí su nombre, apócope de quasi-stellar radio source, radiofuente casi estelar. Pero el estudio de su espectro de luz desveló que en realidad son objetos extragalácticos a miles de millones de años-luz de distancia, los más lejanos que se conocen.
El primer cuásar estudiado, 3C 273, se encuentra a 1500 millones de años-luz de la Tierra. Posteriormente se han observado multitud de estas galaxias y se ha reservado el término QSO (quasi-stellar objects, objetos cuasiestelares) para aquéllas con baja o nula emisión en radiofrecuencias.


Cuásar 3C 454.3, en la constelación de Pegasus. Setrata del cuásar más luminoso jamás observado. Duranteel año 2005, este objeto experimentó un brotede emisión en el visible que lo hizo observable inclusocon instrumentos de aficionado. Esta imagen fue tomadaen junio de 2006, con el telescopio de 2,2m deCalar Alto (Almería). Créditos: Observatorio de CalarAlto.



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DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG-RUSSELL

Conocido de forma abreviada como diagrama HR, el diagrama de Hertzsprung- Russell constituye una pieza central de la astrofísica y supone una herramienta fundamental para estudiar las estrellas. Debe su nombre a los trabajos de los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell.
El diagrama HR puede presentarse de diversas formas. En su forma original representa la magnitud absoluta de una estrella en luz visible (equivalente a la luminosidad) frente a su tipo espectral (que es una manera de estimar su temperatura). En resumen: colocamos (con la imaginación) todas las estrellas a la misma distancia, y representamos su brillo frente a su temperatura. Por convención, el eje horizontal del diagrama recorre las temperaturas de mayor a menor, mientras que el eje vertical recorre los brillos de menos brillante a más brillante.
La mayoría de las estrellas se agrupan en torno a una línea en el diagrama que llamamos secuencia principal, que corresponde a la etapa más larga de la vida de estos astros. Para un mismo tipo espectral, es decir, para una misma temperatura, algunas estrellas tienen brillos mayores que sus compañeras de la secuencia principal. Puesto que dos cuerpos de igual tamaño y temperatura brillan aproximadamente igual, esto significa que las estrellas que brillan más a una temperatura dada son más grandes, por eso se las llamó gigantes (o incluso supergigantes), aunque sí resulta un poco extraño que se llamara enanas a las estrellas de la secuencia principal, simplemente para distinguirlas de las gigantes. Pero así ha quedado en la terminología astrofísica. Otras estrellas se apartan también, pero con brillos más pequeños que sus compañeras de la secuencia principal con igual temperatura. Por el mismo razonamiento anterior, son más pequeñas. A algunas se las conoce como subenanas, pero las más conocidas son, sin duda, las enanas blancas.
En el diagrama HR desempeña una función central el concepto de luminosidad. En astronomía, la luminosidad es una medida de la radiación o energía emitida por un objeto celeste. Se da en unidades de potencia (por ejemplo en vatios, o en ergios por segundo), aunque suelen usarse también otras unidades como la luminosidad solar, que asciende a nada menos que cuatrocientos cuatrillones de vatios (un cuatro seguido de veintiséis ceros).

Diagrama HR sintético que representa la población estelar en nuestra Galaxia. Este diagrama forma parte de los trabajos de simulación informática emprendidos para la preparación de la misión espacial Gaia de la Agencia Espacial Europea. Créditos: Unidad de coordinación 2 del consorcio «Procesado y análisis de datos» del satélite Gaia.



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