Letra B | Enciclopedia diccionario de Astronomia

BAADE, Walter. 1893-1960 Astrónomo alemán al que se deben importantes descubrimientos en el ámbito de la evolución estelar y de las distancias intergalácticas. Estudiando la galaxia de Andrómeda con el telescopio de 2,5 m de Mount Wilson en California (USA), al comienzo de los años 40, logró efectuar las primeras fotografías de estrellas existentes en las regiones centrales de aquella galaxia que, como es sabido, es muy similar a la nuestra. Así descubrió que las estrellas en el núcleo galáctico son rojas, mientras que las que se encuentran en la periferia, en los brazos en forma de espiral de la galaxia, son azules. Llamó a estas últimas estrellas de la Población I, y a las rojas estrellas de la Población II. Se trata de una diferencia evolutiva importante debido a que distingue las estrellas jóvenes de las maduras. BAADE determinó también la verdadera distancia de la Galaxia de Andrómeda, que llega a 2 millones de AL y que, con anterioridad, había sido sumamente subestimada, ampliando de esta manera la escala de las distancias entre las galaxias y, por lo tanto, las ideas sobre las efectivas dimensiones del Universo.

Baikonur (o Baykonur). Nombre del polígono de lanzamiento espacial o cosmódromo, como suelen decir los soviéticos, más importante de la URSS. Se encuentra próximo a la ciudad de Tyuratam, no lejos del lago Aral, a unos 2.100 km al sudeste de Moscú. Su origen se remonta a mediados de la década de los 50, cuando los soviéticos comenzaron a experimentar con sus grandes misiles balísticos intercontinentales (ICBM), los que poco tiempo después se convirtieron en los cohetes con los cuales se daría comienzo a la era espacial. La primera instalación en Baikonur, considerado como un lugar ideal porque se halla bastante alejado de los ojos indiscretos de las bases militares estadounidenses en Turquía, se alza para efectuar las pruebas de lanzamientos de los ICBN R-7, que más tarde se indicaron con la sigla A El polígono se extiende sobre una superficie mucho más grande que el Centro espacial de Cabo Cañaveral en Florida. Tiene la forma de una Y, con decenas de rampas de lanzamiento para las diversas misiones espaciales, rodeadas de silos donde se encuentran los cohetes, y por los edificios que albergan las salas de control, los laboratorios y el personal. En la cercana ciudad de Leninsk, se encuentra el gran Hotel de los Cosmonautas.

Baily, Francis. 1774-1844 Astrónomo inglés cuyo nombre está unido al fenómeno conocido como granos de Baily, que son puntos luminosos con apariencia de diamantes, visibles durante el eclipse de Sol; esto es debido a que el disco de la Luna, en tales circunstancias, no cubre exactamente el disco solar, dejando filtrar alrededor de su circunferencia brillos de luz. Se dedicó también a una actividad que comprendía el estudio y la difusión en el mundo anglosajón de muchas obras clásicas de astronomía, como los catálogos estelares de Tycho BRAHE, Hevelius y FLAMSTEED.

Baricentro. El baricentro o centro de masa de un sistema formado, por ejemplo, por dos masas M1, y M2 unidas a la extremidades de un eje, es el punto de equilibrio de propio sistema. Se trata de dos cuerpos celestes, unidos por la fuerza de gravedad, que rotan el uno alrededor del otro: el baricentro coincide con el centro de rotación. Si los dos cuerpos tienen igual masa, el baricentro cae exactamente en la mitad de la recta que une a los dos cuerpos. Si tienen masa diferente, el baricentro está desplazado hacia el cuerpo de mayor masa. En el caso del sistema Tierra-Luna, debido a que nuestro planeta es 81 veces más pesado que su satélite natural, la diferencia de masa es tal que el baricentro cae en el interior de la propia Tierra.

BARNARD, Edward Emerson. 1857-1923 Modesto fotógrafo americano que se dedicó a los estudios de astronomía por su pasión hacia los cometas, de los cuales inició una sistemática investigación a los veintitrés años. Está considerado como el decano de los buscadores americanos de cometas: descubrió 19 de ellos, utilizando sus conocimientos de la técnica fotográfica. Después de haberse convertido en astrónomo del Lick Observatory de Mount Hamilton, Sta. Clara (California), descubrió en 1892 Amaltea, el quinto satélite de Júpiter. En 1889, comenzó a fotografiar detalladamente la Vía Láctea, demostrando que las regiones oscuras no son verdaderos vacíos, sino que están determinados por la presencia de gases y polvo que absorben la luz de las estrellas más alejadas. Fruto de este trabajo fue su Atlas fotográfico de zonas escogidas de la Vía Láctea, publicación póstuma de 1927. En 1892-93 también descubrió, con el refractor de 36 pulgadas (91 cm) del observatorio de Lick, los cráteres de Marte, observando además detalles del planeta nunca antes advertidos por los astrónomos Giovanni SCHIAPARELLI y Percival LOWELL. Sin embargo, ni siquiera estas observaciones fueron publicadas cuando aún vivía. Su nombre es famoso sobre todo por el descubrimiento de una estrella que se aproxima rápidamente al Sol, precisamente llamada estrella de Barnard.

Barnard (estrella de). Después de a Centauro, es la estrella más cercana al Sol: 5,9 AL. Desde el momento que se mueve hacia nosotros a la velocidad aproximada de 110 km/s, se calcula que dentro de unos 10.000 años se acercará hasta 3,8 AL, convirtiéndose en la más cercana de todas. Se encuentra en la constelación del Serpentario, tiene una magnitud estelar de 9m, 5 y pertenece a ese tipo de estrellas denominadas enanas rojas. Fue descubierta por E. E. BARNARD en 1916 y, precisamente por su rapidísimo movimiento, ha sido llamada estrella proyectil. Se calcula, concretamente, que en 170 años se desplaza en la órbita celeste en un trecho equivalente a la órbita de la Luna. Estudios recientes han puesto en evidencia un pequeñísimo movimiento oscilatorio de la estrella de Barnard, que algunos astrónomos atribuyen a la existencia de dos planetas de dimensiones jupiterianas que están en órbita a su alrededor. Debido a las distancias, ni siquiera los más grandes telescopios terrestres están en condiciones de captar estos dos eventuales planetas. Se piensa que el Space Telescope, puesto en órbita hace unos años, podrá dar una respuesta al problema de los hipotéticos planetas extrasolares. La estrella de Barnard posee el Movimiento propio más grande hasta ahora revela- – 21 – do, es decir, el mayor desplazamiento en el espacio con relación al Sol.

BESSEL, Friedrich Wilhelm. 1784-1846 Estudioso alemán ligado a la astronomía por su interés hacia la navegación marítima: se sirvió de los cálculos astronómicos para el exacto conocimiento del punto nave. A comienzos del siglo

XIX el Rey de Prusia le encargó supervisar los trabajos en el Observatorio de Konisberg, en el que estuvo como director hasta su muerte. Su interés por el cielo fue enciclopédico, habiéndose ocupado de muchos temas de la astronomía clásica tanto de observación como teóricos. Sin embargo, su nombre permanece unido a las determinaciones de las primeras distancias estelares. Hasta 1838 no se tenía la mínima idea de la distancia de las estrellas; ese año, midiendo la paralaje de la estrella 61 Cygni, estableció su distancia valorándola en 10,3 AL. Las estimaciones más recientes son de 11,2 AL por lo que el trabajo de BESSEL puede considerarse de notable valor, si se tienen en cuenta las limitaciones instrumentales de la época. BESSEL también midió las coordenadas de más de 50 mil estrellas y de muchas calculó el llamado Movimiento propio, es decir, ese desplazamiento con respecto al Sol como consecuencia del movimiento de las estrellas en el interior de nuestra Galaxia. Éste, debido a las grandes distancias interestelares, es determinable como una minúscula variación de las coordenadas, apreciable mediante observaciones separadas por largos intervalos de tiempo. También se debe a BESSEL el descubrimiento de que alrededor de Sirio y Proción, giran pequeñas estrellas. El no las vio, pero se dio cuenta de su existencia por las pequeñas irregularidades que notó en los movimientos propios de estas dos grandes estrellas. Más tarde su hipótesis fue confirmada: los astrónomos han podido establecer que Sirio y Proción tienen, cada una, una pequeña compañera enana blanca.

BETHE, Hans Albrecht. Físico alemán, nacido en 1906 y Premio Nobel 1967 por sus estudios sobre los procesos nucleares que preceden a la generación de energía en las estrellas. Hacia finales de los años 30 llegó a formular dos procesos de fusión del hidrógeno en helio, acompañados de la liberación de grandes cantidades de energía que se piensa alimentan el hogar de muchas otras estrellas. El primer proceso se denomina ciclo carbono-nitrógeno o ciclo Bethe- Weizsacker (porque también fue formulado, independientemente, por el físico alemán C. F. VON WEIZSACKER; el segundo se llama ciclo protón-protón.

Beta Lacertae. Nombre con el cual se indican objetos estelares muy luminosos, pero cuya emisión de luz varía irregularmente en el tiempo. Hasta los años 60 eran considerados estrellas variables pertenecientes a nuestra Galaxia; sucesivamente se ha descubierto que sus distancias son del orden de mil millones AL, más allá de nuestro disco galáctico cuyo diámetro, recordémoslo, es equivalente a unos 100.000 AL, aproximadamente. En lo relativo a su naturaleza, se piensa que los objetos b Lacertae, están emparentados con los Quásar, los objetos más luminosos del Universo, y que, como ellos, sean núcleos de galaxias muy brillantes, tanto como para superar la luminosidad de cualquier otra estrella vecina. El nombre de objetos b Lacertae, o Lacertidos, deriva de la estrella prototipo del grupo, que es precisamente la b en la constelación del Lagarto.

Big Bang. Con este término, ahora ya utilizado corrientemente, se indica el acto de nacimiento del Universo, según una teoría hoy ampliamente aceptada. El Big-Bang, literalmente gran estallido, no fue una explosión como las que nos son familiares que, partiendo del centro se propagan hacia la periferia, sino una explosión que se produjo simultáneamente en todo el espacio y después de la cual cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones (partículas con carga negativa y pequeña masa) Positones (anti-electrones con carga positiva), Neutrinos (partículas carentes de carga y tal vez incluso de masa, o con una masa muy pequeña). Fotones (partículas con masa cero y carga cero, portadoras de la luz) y además muy pocas partículas elementales más pesadas que las anteriores, como los Protones (positivos) y los Neutrones (neutros). La temperatura en este universo de partículas es de cien mil millones de Kelvin, es decir, mucho más alta que la hoy existente en el centro de las estrellas. La densidad de esta mezcla es equivalente a 4·109 veces la del agua. A causa de la rapidísima expansión, la temperatura desciende treinta mil millones de Kelvin. Desde el punto de vista cualitativo el contenido del Universo queda inmutado: por todas partes, enjambres de partículas elementales. La temperatura del Universo desciende hasta diez mil millones de Kelvin, aún demasiado alta para que neutrones y protones puedan unirse establemente formando núcleos atómicos. La temperatura desciende en otro orden de magnitudes. El termómetro marca ahora (tres mil millones de Kelvin). Electrones y positones, es decir, partículas y antipartículas relativas, comienzan a desaparecer rápidamente debido al fenómeno de la aniquilación. La temperatura ha descendido a mil millones de Kelvin, alrededor de setenta veces más alta que la existente en el interior del Sol. Esto hace posible la combinación de protones y neutrones, que da lugar a la formación de núcleos complejos a partir del hidrógeno pesado o deuterio, que está formado precisamente por un protón y un neutrón. A su vez, estos núcleos livianos se funden rápidamente en núcleos de helio, formados por dos protones y dos neutrones.

Blink (microscopio). Es un instrumento con el cual se examinan las películas fotográficas del cielo. Apoyando el ojo sobre el ocular se ven en rápida sucesión dos películas, tomadas en épocas diferentes, de la misma región celeste. Si en una de las dos estuviera presente un objeto nuevo -una estrella nueva, un cometa, un asteroide- éste se verá como un punto intermitente. Algo semejante sucede también si, en lugar de un objeto completamente nuevo, hubiera una variación de luminosidad o posición de una estrella.

Bode-Titius (ley de). Desde la antigüedad, astrónomos y matemáticos se preguntaban si las distancias de los planetas al Sol obedecían a un orden. PITÁGORAS (siglo VI a J.C.) estaba convencido que existía una armonía en el espacio entre las esferas planetarias, así como existe una entre las cuerdas de una lira. Entre los siglos XVI y XVIII algunos astrónomos alemanes efectuaron estudios para verificar si las distancias de los planetas al Sol, que en aquella época ya se conocían con buena precisión, respetaban efectivamente esta presunta ley matemática formulada, como hemos dicho, desde la antigüedad. Después de algunos resultados de J. KEPLER (15711630) y E. KANT (1724-1804), juzgados relativamente insatisfactorios, correspondió a Johann Daniel TIETZ de Wittenberg (1729-1796), conocido con el nombre latino de Titius, establecer una fórmula empírica de la cual – 22 – se pueden sacar las distancias de los planetas al Sol. d = 0,4 + 0,3·2n donde d es la distancia en UA y n un número de la sucesión: –¥, 0, 1, 2, 3, .8. Comenzando el cálculo con n

= –¥ y siguiendo en el orden con los otros valores de n, se obtienen resultados que proporcionan las distancias de los planetas al Sol a partir, obviamente, del más próximo, Mercurio, como puede apreciarse en la tabla anterior. En 1766, cuando Titius formuló su ley, no se conocía aún ni el cinturón de los asteroides, ni los planetas más allá de Saturno. El descubrimiento de Urano en 1781 y de Ceres, el más grande de los asteroides, en 1801, vinieron a llenar los vacíos de la sucesión. La imperfecta correspondencia entre las distancias efectivas de Neptuno y Plutón y las indicadas en la tabla de Titius, es interpretada por algunos como una prueba de que las órbitas originales de estos dos cuerpos fueron perturbadas por acontecimientos todavía no determinados. La ley de Titius habría pasado casi inadvertida si no hubiera sido difundida por el astrónomo alemán Johann BODE (1774-1826), por lo cual se desarrolló la costumbre de definirla como la ley de Bode-Titius, aunque algunos incluso hablan simplemente de la ley de Bode, olvidando, de forma un poco injusta, a su legítimo descubridor.

Bólido. Es un Meteoro con un tamaño de algunos cm que, penetrando en la atmósfera, se quema alcanzando notables magnitudes aparentes (–5m) y convirtiéndose, por lo tanto, en un objeto celeste más luminoso que Venus en su máximo esplendor y, en algunos casos, tan brillante como la misma Luna. El rápido sobrecalentamiento producido por el rozamiento atmosférico provoca una explosión y una fragmentación del bólido, algunas de cuyas partes pueden llegar a la superficie del suelo antes de desintegrarse completamente y ser recuperadas por los estudiosos.

Bolómetro. Es un instrumento utilizado para recoger y medir la radiación emitida por un objeto en todas las longitudes de onda. En la práctica, la radiación a medir se hace caer en un "detector" provocando un aumento de temperatura que hace variar la resistencia eléctrica de un circuito, el cual, a su vez, está conectado con un instrumento de lectura. Con un aparato de este tipo es posible determinar la llamada magnitud bolométrica de una estrella, es decir: su luminosidad no sólo en la luz visible, sino a lo largo de todas las radiaciones, visibles o no, emitidas por ella. Es utilizado para estudiar las cantidades de energía irradiada por una fuente celeste. La forma típica del bolómetro comprende dos bandas ennegrecidas de láminas de platino muy finas, que forman dos puntos de un puente de Wheatstone; pero sólo uno se expone a las radiaciones. El inventor de este instrumento fue el astrónomo americano Samuel P. LANGLEY en 1878, con el cual estudió la radiación infrarroja del Sol.

Bolsas de carbón. Se trata de nebulosas oscuras formadas por grandes cantidades de polvos y gases, así llamadas porque absorben la luz de las estrellas que se encuentran detrás de aquéllas, a lo largo de nuestro campo visual; por este motivo aparecen como manchas negras sobre el fondo del cielo estrellado. La bolsa de carbón más conocida está en el cielo austral, cerca de la Cruz del Sur. En realidad, se trata de un cúmulo de polvos y gases con una masa cien veces mayor que el Sol y situada en el interior de nuestra Galaxia a unos 400 AL de nosotros. Otra bolsa de carbón similar es visible, en el hemisferio norte, en la constelación del Cisne. Desde el punto de vista de su composición, la brillante nebulosa de Orión no es diferente a una bolsa de carbón: la diferencia estriba en que esta última brilla porque en el medio del cúmulo de polvo y gases se encuentra una estrella que ilumina el conjunto. Las nebulosas de este tipo son consideradas por los astrónomos como el lugar donde nacen, por fenómenos de agregación de materia, estrellas que rodean a los planetas, pero nuestros instrumentos de observación no son aún tan potentes como para poder seguir acontecimientos de este tipo.

Booster. Es un término perteneciente al lenguaje astronáutico americano (booster = lanzador), con el que se indica la primera sección de un misil. Sin embargo, a veces, con "booster" se suele indicar incluso a todo el misil. Con el término de "strap on boosters" se denomina a los cohetes auxiliares que en ocasiones son anexados al fuselaje de la primera sección para aumentar la potencia de empuje.

BRAHE, Tycho. 1546-1601 Astrónomo danés, considerado como el más grande observador del periodo anterior a la invención del telescopio e innovador en los estudios astronómicos. Nacido de familia noble, de carácter intrépido, e intolerante de las convenciones sociales, tuvo una vida muy aventurera: viajó mucho, prosiguiendo siempre los estudios de astronomía que había comenzado siendo joven, después de haber quedado muy impresionado con el eclipse solar de 1560. En 1565, a causa de una diferencia de opinión con otro estudiante por un problema matemático, se batió en duelo y quedó mutilado de la nariz, debiendo llevar el resto de su vida una postiza de oro, plata y cera. Gozaba del favor del rey de Dinamarca Federico I quien, en 1576, le cedió la pequeña isla de Hven, en el estrecho de Sund, hoy territorio sueco. Aquí, Tycho hizo construir el observatorio más grande de su época, al que llamó Uraniborg, es decir, "ciudad del cielo", al que dotó de monumentales y perfeccionados instrumentos, algunos de los cuales fueron ideados por él mismo: cuadrantes murales, sextantes, esferas armilares, escuadras y gnomones con gigantescas escalas graduadas para obtener la mejor precisión entonces posible en la determinación de las coordenadas celestes y de las otras medidas astronómicas. En 1572 una estrella muy luminosa apareció en la constelación de Casiopea, alcanzando la luminosidad de Júpiter y después se fue apagando lentamente, aunque permaneciendo visible hasta marzo de 1574. Tycho la observó durante un año y medio, tratando de calcular con sus instrumentos y conocimientos la distancia con el método de la paralaje. El astrónomo se dio cuenta que la estrella nova carecía de paralaje, lo que equivalía a admitir que se encontraba a una distancia infinita, o sea que pertenecía a la esfera de las estrellas fijas. Tycho publicó los resultados de su trabajo en el tratado De nova stella, que data de 1573, provocando con él una verdadera revolución en el campo de las creencias astronómicas: por primera vez se demostró que las esferas superlunares no eran en absoluto inmutables, contrariamente a la opinión de ARISTÓTELES. En 1588, el astrónomo desmintió, no con simples disertaciones, sino con pruebas basadas en sus observaciones y medidas, otra teoría que en aquel tiempo era universalmente aceptada: la de la naturaleza atmosférica de los cometas. Siguió con sus instrumentos al cometa aparecido el 13 de noviembre de 1577, midió su paralaje y, por lo tanto, la distancia, y concluyó que se encontraba a aproximadamente 230 radios terrestres, es decir, más allá de la Luna, que está a 60 radios terrestres. Las observaciones fueron recogidas en el volumen De mundi aetherei recentioribus phaenomenis

("De los fenómenos más recientes del mundo etéreo"), que puede considerarse como el primer tratado científico sobre los cometas. Tycho rechazó el sistema copernicano no por ignorancia, sino por coherencia con sus observaciones. – 23 – El razonó de esta manera: si la Tierra girara a lo largo de una órbita alrededor del Sol, como pensaba COPÉRNICO, el observador debería notar un desplazamiento anual (paralaje) en las posiciones de las estrellas fijas. Como Tycho nunca pudo medir ese desplazamiento, se convenció de que COPÉRNICO estaba en un error. El razonamiento de Tycho era inaceptable: fue la insuficiente precisión de sus instrumentos lo que no le permitió apreciar la pequeña paralaje de las estrellas. Por otra parte, tampoco la vieja concepción aristotélicotolomeica, que ponía a la Tierra inmóvil en el centro del Universo, le convencía completamente; así, elaboró una propia, que constituyó un compromiso entre la vieja y la nueva, y en la que la Tierra quedaba en el centro del Universo, pero los planetas, en lugar de girar alrededor de la Tierra, lo hacían alrededor del Sol. Después de la muerte del rey de Dinamarca, acaecida en 1588, a causa de disputas con el nuevo soberano abandonó la isla de Hven y se instaló en el castillo de Benatky, próximo a Praga, convirtiéndose en matemático oficial del emperador Rodolfo ll. Aquí se le une en 1600 el joven J. KEPLER, con el cual tuvo una fructífera colaboración en los últimos años de su vida. Al morir dejó a KEPLER las observaciones realizadas a lo largo de años y años de estudio, con la esperanza de que éste pudiera demostrar su teoría del Universo. KEPLER se sirvió de los trabajos de Tycho para formular sus famosas leyes sobre los movimientos planetarios, que, en cambio, sirvieron como confirmación de la teoría de COPÉRNICO sobre el sistema solar.

Buscador. Pequeño anteojo de amplio campo visual, utilizado para facilitar la dirección de un potente telescopio. Está montado en paralelo sobre el eje principal del telescopio y dispone de una retícula, habitualmente constituida por dos hilos cruzados. El astro a observar es primeramente ubicado con el buscador, de forma que la imagen de éste caiga sobre la retícula, de esta manera, si el eje del buscador es perfectamente paralelo al del telescopio, la imagen deberá aparecer al mismo tiempo en el ocular del propio telescopio.

Byurakan (observatorio). Uno de los observatorios más importantes de la Unión Soviética, dotado, entre otras cosas, con un reflector de 260 cm. Se encuentra en Armenia, cerca de la ciudad de Yerevan y fue fundado en 1946 por Viktor AMBARTSUMIAN, uno de los más célebres astrónomos soviéticos. – 24 – – 25 –