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Cabo Cañaveral. Desde el año 1950 es el sinónimo de las actividades espaciales de los Estados Unidos. Desde el punto de vista geográfico es un estrecho promontorio que se extiende sobre el océano Atlántico, en la costa de la Florida. Su actividad como base de lanzamiento para misiles comenzó el 24 de julio de 1950 experimentando con cohetes "V 2" modificados. El lugar era ideal porque los lanzamientos se realizaban en dirección Este y los misiles podían así ser seguidos con facilidad en su ascenso y caer en el mar sin causar ningún daño. En la actualidad, aquel promontorio arenoso está salpicado de decenas de rampas de lanzamiento y cuenta con una tupida red de carreteras que le unen con los diversos laboratorios y centros de control. El área está controlada en parte por la NASA, el organismo espacial americano que se ocupa de los programas espaciales civiles, y en parte por la US Air Force, que organiza los militares. En 1964 toda la zona es rebautizada Cabo Kennedy, en honor del presidente americano John F. Kennedy asesinado el año anterior. Sin embargo, diez años después, como consecuencia de múltiples protestas, fue nuevamente denominado Cabo Cañaveral y el nombre de Kennedy sólo quedó para el centro espacial de la NASA. El corazón de las actividades espaciales americanas está constituido por el llamado VAB, iniciales de Vehicle Assembly Building, un gigantesco edificio de forma cúbica que se levanta en Merrit Island, a pocos kilómetros del promontorio de Cabo Cañaveral. Aquí se han unido los componentes del gigantesco Saturno, el misil de tres secciones que ha llevado a los primeros hombres a la Luna. Aquí son "ensamblados", como se dice con un neologismo derivado del lenguaje técnico, los Space-Shuttle, las primeras astronaves reutilizables capaces de descender como los aeroplanos sobre pistas en tierra firme. Los misiles que inician su camino en Cabo Cañaveral vuelan en dirección Sur-Este, sobre el Atlántico, y son seguidos por las estaciones de telemediciones de la Air Force, instaladas tanto en islas como en naves y aviones. Todos los datos convergen en el Johnson Space Center de Houston en Texas que, desde el año 1965, es el centro de control de las más importantes misiones espaciales americanas.

Calendario. Del latín calendae, término con el cual los romanos indicaban el primer día de cada mes. Es un conjunto de tablas en las que se indican los días y los meses de cada año y sirve para el cálculo del tiempo. Desde la antigüedad, los periodos en los que está subdividido el calendario se han referido al movimiento de los astros y, según cuál era el astro que se consideraba como elemento principal de referencia, se propusieron varios tipos de calendario. El calendario actualmente en vigor, llamado solar, que ha sido adoptado en la mayoría de los países del mundo, se basa en el movimiento de revolución de la Tierra alrededor del Sol y su duración está definida por el llamado año trópico o civil, es decir, el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por el Equinoccio de primavera. Comienza el 1 de enero, nueve días después del Solsticio de invierno (22 de diciembre), y consta de 12 meses. El calendario lunar, creado por los babilonios y hoy todavía en uso entre los mahometanos, se basa en cambio en el año subdividido en doce meses lunares, de veintinueve y treinta días alternativamente. El calendario lunisolar, adoptado por los pueblos hebreos, hace referencia a los movimientos tanto del Sol como de la Luna y está compuesto de "años corrientes", divididos en 12 lunaciones y "años embolismales", divididos en 13 lunaciones. Nuestro calendario solar fue adoptado en 1582, como consecuencia de la reforma realizada por el papa GREGORIO Xlll sobre la base de los cálculos de los astrónomos Luis LILIO y Cristóbal CLAVIUS. La reforma se hizo necesaria debido a la errónea longitud (365,25 días) del año en el calendario en vigor hasta ese momento. Este era el conocido como Juliano, del nombre de Julio César que lo había instituido en el 46 a. J.C., y había hecho anticipar la fecha del comienzo de la primavera del 21 al 11 de marzo y con ello se había desplazado también la repetición periódica de Pascuas. GREGORIO Xlll decidió que al 4 de octubre de 1582 siguiera el 15 de octubre, para corregir el desfase de diez días entre el año astronómico y el civil que se había establecido en el curso de los siglos; además estableció que el nuevo calendario tomase como unidad de medida el año trópico.

Calisto. Es el segundo satélite en tamaño de Júpiter, después de Ganímedes. Tiene un diámetro de 4.820 km veces el de la Luna, una masa de aproximadamente 1023 kg (1,5 veces la de la Luna), dista un promedio de 1.880.000 km del planeta y orbita a su alrededor con un periodo de dieciséis días, dieciséis horas treinta y dos minutos. Es uno de los cuatro satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto, en orden de distancia desde Júpiter), llamados así porque los descubrió Galileo GALILEI. Después de las imperfectas observaciones realizadas desde la Tierra, Calisto, como los otros satélites jupiterianos, ha sido observado de cerca por las dos sondas americanas "Voyager 1", en marzo de 1979, "Voyager 2", en julio del mismo año. Se ha captado de él una imagen de un mundo "lunar" carente de atmósfera, pero con una superficie helada y mucho más densamente cubierta de cráteres que nuestra Luna. Su densidad es un poco superior a la del agua: 1,8 g/cm3. Se piensa que bajo la superficie helada haya un "manto" caracterizado por agua en estado líquido y por un núcleo de materiales más densos.

Cáncer. Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, la cuarta, en la cual el Sol alcanzaba, hace dos mil años, su máxima altura al norte del Ecuador (alrededor de 23° y 27') en el día del Solsticio de verano (21 de junio).

Cangrejo (nebulosa del). En 1054, en la constelación de Tauro se encendió de improviso una estrella que antes no existía. En poco tiempo alcanzó una magnitud de –5m, más luminosa que el planeta Venus en su máximo esplendor, y permaneció visible durante casi un mes en pleno día. El hecho fue considerado tan extraordinario que los astrónomos de la época, en particular los chinos, que eran atentos observadores de los fenómenos celestes, lo registraron en sus tablas.

Canopo. Es la segunda estrella más luminosa del cielo: –0m, 7. Se encuentra en la constelación de la Quilla, dista de nosotros 110 AL y es 25 veces más grande que el Sol.

Capricornio. Es una de las 12 constelaciones del Zodiaco, la décima, en la que el Sol alcanzaba, hace dos mil años, su – 26 – máxima altura al sur del Ecuador (alrededor de –23° y 27') en el día del Solsticio de Invierno (22 de diciembre)

®Trópico de Capricornio.

Carbono (ciclo del). Es un proceso de fusión termonuclear que tiene lugar en el Sol y en otras estrellas y conduce a la transformación de hidrógeno en helio, acompañada de la liberación de grandes cantidades de energía. (®Sol).

Cartografía de las estrellas. Los mapas celestes son una ayuda indispensable para conocer la posición de una estrella en el cielo. Para conocer las cartas estelares se imagina que todas las estrellas estén en una esfera ideal, de radio infinito, teniendo el centro coincidente con el de nuestro planeta, y que se suele llamar "esfera celeste". También la representación cartográfica del cielo sigue las reglas de la terrestre planetaria. A la esfera celeste se le asigna un sistema de Coordenadas celestes de manera que cada posición ocupada por una estrella esté definida por dos coordenadas -en general, se unen la ascensión recta y la declinación-, así como cualquier punto de la superficie terrestre está definida por dos coordenadas: longitud y latitud. También para los mapas estelares se utilizan proyecciones estereográficas o de Mercator, según se deben representar las zonas polares o las ecuatoriales de la esfera celeste: en los atlas más precisos, toda la esfera celeste es subdividida en numerosas zonas que después son ampliadas y reproducidas, precisamente, sobre la superficie plana de la hoja. Con esta técnica, se reducen al mínimo las deformaciones de los ángulos.

Cartografía de los planetas. La exploración de cerca de los planetas y de los satélites del sistema solar ha proporcionado imágenes tan detalladas que permiten la elaboración de mapas similares a aquellos con los que se representa la superficie de la Tierra. Ha nacido así la cartografía del sistema solar, que utiliza los mismos métodos de la cartografía terrestre. Los planetas son representados recurriendo a diferentes tipos de "proyecciones geográficas". La proyección estereográfica, utilizada para representar las áreas polares de un planeta, se obtiene disponiendo un plano ideal tangente al Polo del planeta y proyectando sobre él los detalles geográficos del área solar, utilizando como centro de proyección el polo opuesto. La proyección cilíndrica de Mercator, utilizada para representar las regiones próximas al Ecuador de un planeta, se obtiene imaginando insertar en un cilindro de papel el propio planeta, de manera que su ecuador coincida con la circunferencia del cilindro; utilizar como centro de proyección el centro del planeta; y, por último, desenrollar el cilindro que se transformará en un rectángulo de papel plano, con la reproducción de toda el área ecuatorial del planeta. La proyección cónica de Lambert, utilizada para representar las zonas intermedias entre los polos y el ecuador, se obtiene insertando el planeta dentro de un cono, de manera que sea tangente al paralelo de la zona que se va a representar, utilizando como centro de proyección el centro del planeta. Obviamente, para todos estos tipos de proyección, la reproducción será fiel en las zonas de tangencia e imperfecta a medida que uno se va alejando de ella.

Cassegrain. Es un tipo de telescopio reflector caracterizado por dos espejos: el principal o primario, cóncavo, recoge la luz del objeto observado y la refleja sobre un espejo secundario, convexo. Este último, a su vez, envía hacia atrás la imagen hasta un agujero existente en el centro del espejo primario, una vez traspasado el cual la imagen es ampliada por un ocular. Este esquema, que se puede considerar como una evolución del telescopio reflector newtoniano, fue inventado en 1672 por el físico francés N. Cassegrain. Telescopios de tipo Cassegrain están en funcionamiento en algunos de los observatorios astronómicos más importantes del mundo. En tamaño más reducido, es utilizado habitualmente por los astrónomos aficionados de todo el mundo. Para una comparación entre las diversas características de los telescopios, tanto reflectores como refractores,

®Telescopio.

CASSINI, Gian Domenico. (1625-1712) Famoso astrónomo italiano cuyo nombre está principalmente unido a la llamada división de Cassini, pero CASSINI a quien también se deben otros importantes descubrimientos. Con sólo veinticinco años de edad le fue confiada la cátedra de Astronomía de la Universidad de Bolonia. En esta ciudad, en la catedral de S. Petronio, hizo trazar el inmenso cuadrante que atraviesa oblicuamente el suelo de la iglesia, por medio del cual corrigió las tablas del movimiento del Sol. En 1665 descubrió el movimiento de rotación de Júpiter alrededor de su propio eje y midió su duración. Al año siguiente procedió del mismo modo con Marte. En 1668 elaboró las tablas de los movimientos de los cuatro satélites de Júpiter descubiertos por GALILEO, que después sirvieron a Olaf ROEMER (1644-1710) para el cálculo de la velocidad de la luz. Invitado por el ministro francés Colbert, se trasladó en 1669 a París para dirigir allí el nuevo Observatorio Astronómico. Aquí descubrió, en el periodo de trece años, cuatro satélites de Saturno: Japeto, Rhea, Tetis y Dione, bautizados por él como "Ludovici" en honor del "Rey Sol"; y en 1675, como ya se ha recordado, la división del anillo de Saturno que lleva su nombre. Observó durante varios años, junto con su discípulo Fatio, la Luz zodiacal y por primera vez, en 1683, puso de relieve su naturaleza extraterrestre y no meteorológica. Comparando las observaciones realizadas sobre las posiciones del planeta Marte por Richter en Cayena, con las suyas efectuadas en París, es decir a 10.000 km de distancia, logró calcular, con una precisión jamás alcanzada hasta entonces, la distancia de Marte a la Tierra. También se dedicó a una nueva y precisa determinación de las distancias de los otros planetas al Sol. Murió ciego, probablemente debido a los largos años dedicados a la observación del cielo, después de haber dictado su autobiografía. Su hijo Giacomo, llamado CASSINI II, le sucedió en la dirección del Observatorio y después de él su sobrino Cesare Francesco (CASSINI III), y por último su sobrino-nieto Giacomo Domenico (CASSINI IV), que fue el último de la ilustre dinastía de astrónomos.

Catadióptrico (sistema). Es un sistema óptico que utiliza una combinación de espejos y lentes con el fin de mejorar la calidad de la imagen. Los primeros intentos de realizar sistemas catadióptricos fueron llevados a cabo a comienzos del siglo XX, sin embargo el primer resultado satisfactorio se debe a Bernhard SCHMIDT (1879-1935), que en 1930 introdujo una placa correctora en un telescopio reflector, obteniendo así un campo visual mucho más amplio y exento de aberraciones. Los telescopios de este tipo o Schmidt, como son llamados, tienen una amplia utilización en astrofotografía. Otro sistema catadióptrico ha sido desarrollado en 1944 por el soviético Dimitri Maksutov (1896-1964). Los esquemas de los sistemas catadióptricos están tratados detalladamente en la voz Telescopio.

Catálogos estelares. Los catálogos estelares son listas que contienen las posiciones de los astros y pueden ser comple- – 27 – tados por planos con la configuración de las estrellas sobre la esfera celeste. El más antiguo catálogo conocido se remonta al año 130 a. J.C. y se debe a HIPARCO de Nicea (190 a. J.C. aprox. –125 a. J.C.). En él se hacía referencia a unas 850 estrellas de las más luminosas y por primera vez se introdujo la subdivisión en clases de magnitudes estelares según la luminosidad aparente. Lamentablemente esta obra se ha perdido y sólo tenemos testimonios indirectos de ella, pero se considera que un sucesivo catálogo de TOLOMEO (90-168 d. J.C. aproximadamente), publicado alrededor del 150 d. J.C. en el Almagesto, retoma el trabajo de HIPARCO. Los sucesivos catálogos recopilados en la Edad Media se basan en el tolomeico y será preciso esperar el advenimiento del astrónomo más importante de la era pretelescópica, Tycho BRAHE, para tener un sustancial mejoramiento de calidad en la medición de las coordenadas estelares. En 1700, John FLAMSTEED (1646-1719) trabajó asiduamente en su Historia coelestis britannica, que contiene las posiciones de 2.935 estrellas, que representa el primer catálogo recopilado con la ayuda de un telescopio. Sobre esta base se llevó a cabo una recopilación de mapas, conocida con el nombre de Atlas Coelestis. Sin embargo, el primer catálogo moderno importante, conteniendo objetos hasta la décima magnitud, es el Bonner Durchmusterung (literalmente: Reseña de Bonn), completado en 1862 por W. F. Argelander (1799- 1875). En él se presentan las coordenadas de unas 324.198 estrellas del hemisferio Norte. La reseña después fue ampliada por Edward Schonfeld hasta el Trópico de Capricornio y, más tarde, un grupo de astrónomos argentinos la completó con las estrellas del Polo Sur celeste. A partir de mediados del siglo XVIII se han recopilado también catálogos especiales que contienen las posiciones estelares determinadas con métodos de alta precisión, por medio de los denominados instrumentos meridianos. Su finalidad es la de establecer las variaciones en el tiempo de las posiciones de cada una de las estrellas, y por lo tanto su Movimiento propio. Los primeros catálogos de este tipo fueron realizados por James BRADLEY (1693-1762) y por el alemán Friedrich W. BESSEL (1 784-1846). Las estrellas variables son clasificadas en reseñas separadas: el Catálogo general de las estrellas variables recoge unas 25.000. Las nebulosas, las galaxias y los cúmulos estelares vienen indicados con la letra M, o bien con las siglas NGC, seguidas de un número. El primero de estos símbolos se refiere al astrónomo francés Charles Messier (1730-1817), quien, hacia finales del siglo

XVIII recopiló un catálogo con nebulosas, galaxias y cúmulos estelares hasta un total de 45, visibles en el hemisferio Norte. A finales del siglo XIX Johannes DREYER (1852- 1926) realizó un catálogo de 7.840 objetos, basándose, sin embargo, también en observaciones realizadas con anterioridad por HERSCHEL padre e hijo. Recibió el nombre de New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars o, más brevemente, NGC. Por lo tanto, resulta frecuente encontrar en los textos de astronomía que, por ejemplo, la nebulosa del Cangrejo se indica con M 1, porque se trata del primer objeto clasificado en el catálogo Messier, o bien NGC 1952, porque es el 1952 objeto del catálogo elaborado por DREYER.

Cefeidas. Son un tipo especial de estrellas variables que cambian su luminosidad cíclicamente, en tiempos comprendidos entre 1 y 50 días. Su nombre deriva de "delta Cefei", que es la primera estrella de este tipo, descubierta en 1784 por el astrónomo aficionado inglés John GOODRICKE. Su estructura física es la de las estrellas gigantes, hasta 10 veces el Sol, de color amarillo. Estas se encuentran tanto en nuestra Galaxia, donde están preferentemente situadas en los brazos de la espiral, como en otras. La importancia de las Cefeidas es enorme para la determinación de las distancias estelares: han sido bautizadas como las piedras miliares del Universo. En efecto, existe una relación muy precisa entre la variación cíclica de la luminosidad de una Cefeida y su luminosidad intrínseca, o Magnitud absoluta, y, cuanto más largo es este ciclo, más luminosa es la estrella. Por otra parte, los astrónomos, midiendo la magnitud aparente o visual de una estrella y conociendo la que tiene como absoluta, pueden determinar su distancia. De este modo, cada Cefeida representa un verdadero indicador de distancias.

Celostato. Es un espejo plano montado sobre un eje paralelo al eje de rotación terrestre y movido por un mecanismo de relojería, de tal forma que siga al Sol en su movimiento diurno aparente. La imagen del Sol, recogida por el celostato, es enviada hacia un segundo espejo plano, que tiene como función reflejarla en la misma dirección. El instrumento permite disponer, a lo largo del trayecto óptico de los rayos, lentes e instrumentos de análisis de la luz solar que permanezcan fijos. El celostato se encuentra, habitualmente, debajo de una cúpula giratoria en el vértice de un telescopio vertical, también llamado Torre solar.

Cenit. Es el punto de la esfera celeste situado en la vertical del observador.

Centaur (misil). Misil de hidrógeno líquido, utilizado como sección superior en combinación con otros cohetes. Con una longitud de 9 m, y un diámetro de 3 m, está dotado de dos motores que desarrollan un empuje de 13.600 kg. El 30 de mayo de 1966 un Centaur fue utilizado como segunda sección del misil Atlas para lanzar el Surveyor 1 hacia la Luna. Más tarde, como sección final del misil Titan III, fue empleado para el lanzamiento de algunas sondas espaciales interplanetarias, como el Viking enviado hacia Marte.

Centelleo. A causa de la turbulencia atmosférica, la luz de los cuerpos celestes presenta una luminosidad variable A este fenómeno se le da el nombre de centelleo. Para solucionarlo, los astrónomos construyen sus observatorios por encima de la capa atmosférica más densa y turbulenta, en los altiplanos y en las montañas muy frecuentemente por encima de los 2.200 metros de altura. El centelleo, obviamente, desaparece en el espacio extraterrestre donde operan, con grandes ventajas, los observatorios astronómicos situados en los satélites artificiales.

Centrífuga (fuerza). Es la fuerza que se pone de manifiesto en los movimientos rotatorios y que tiende a impulsar al objeto hacia el extremo de la curva. Aumentando la velocidad de rotación del cuerpo, su valor tiende a crecer. En el caso de un cuerpo unido a la extremidad de una cuerda que se hace girar en una órbita circular, teniendo con la mano el otro extremo de la cuerda extendida, la fuerza centrífuga es la que mantiene la cuerda en tensión y que se siente como una tracción en la mano. A ella se opone una fuerza igual y contraria y llamada centrípeta, la que la mano ejerce sobre el objeto a través de la cuerda. En el caso de un satélite artificial en órbita alrededor de la Tierra, la fuerza centrífuga que le imprime a éste el cohete con el cual ha sido lanzado equilibra exactamente la fuerza centrípeta, que en este caso coincide con la fuerza de atracción gravitacional, y el cuerpo permanece girando alrededor de nuestro planeta. Sin embargo, si el espacio en el cual orbita el satélite tiene un elemento que opone al movimiento una leve resistencia, – 28 – como por ejemplo partículas de gas rarificadas pertenecientes a la atmósfera exterior de la Tierra, la velocidad de rotación tiende a disminuir, así como la fuerza centrífuga. En este caso, la fuerza de atracción gravitacional, que ya no está equilibrada, predominará sobre la fuerza centrífuga y tenderá a atraer al satélite, haciéndolo caer hacia la Tierra. Este es el mecanismo por medio del cual los satélites artificiales en órbitas bajas, tienen vidas medias relativamente modestas y caen hacia nuestro planeta destruyéndose.

Ceres. Es el más grande de los Asteroides o pequeños planetas y el primero en haber sido descubierto, y lo fue por Giuseppe PIAZZI (1746-1826), director del observatorio astronómico de Palermo, el 1 de enero de 1801. Tiene un diámetro de 1.000 km y completa una vuelta alrededor del Sol cada 4,6 años, a una distancia media de 413.800.000 km. Ceres, en el máximo de su luminosidad aparente, apenas es visible a simple vista desde la Tierra.

Cero absoluto. Es la temperatura correspondiente a –273 °C. Es considerada el punto cero de la escala termométrica absoluta, por cuanto se considera que a temperaturas tan bajas la materia se encuentra en estado de reposo absoluto, en el sentido de que las moléculas no se hallan ya animadas por vibraciones de ninguna especie.

Cerro Tololo (observatorio). Es un observatorio astronómico enclavado en la montaña de Cerro Tololo, en los Andes chilenos, a una altura de 2.160 m, con un gran telescopio reflector de 4 m, de diámetro, gemelo del de Kitt Peak, en Arizona. Está en funcionamiento desde 1967 por iniciativa de la AURA (Association of Universities for Research in Astronomy).

CETI. Sigla que indica genéricamente los programas de investigación de vida extraterrestre a través de señales de radio u otros medios oportunos. Literalmente quiere decir: «Communication with Extra Terrestrial Intelligence" (comunicación con inteligencia extraterrestre). Algunos estudiosos que se dedican a estas investigaciones consideran la sigla como demasiado concreta y prefieren adoptar una similar: SETI o sea «Search for Extra Terrestrial Intelligence (investigación de inteligencia extraterrestre), la cual incluye, o por lo menos no declara de manera manifiesta, la ambición de un diálogo con los extraterrestres y se limita a hablar genéricamente de investigación. Los programas CETI parten de estas bases: la vida es un fenómeno de alcance cósmico, que se ha desarrollado en otros planetas similares a la Tierra pertenecientes a lejanos sistemas solares, y, por lo tanto, puede existir un porcentaje de tales planetas en los que la vida ha evolucionado hasta alcanzar el estadio de una civilización tecnológica (®Astrobiología). Dada por descontada esta premisa, se ha considerado oportuno ponerse a la escucha, con los radiotelescopios, para tratar de captar eventuales señales de radio enviadas por civilizaciones extraterrestres, anhelantes de entrar en contacto con seres semejantes. Algún estudioso considera sumamente útil dirigir mensajes hacia estrellas lejanas, con la esperanza de recibir una respuesta. Llevando la investigación sobre la vida extraterrestre a la lógica del contacto por radio, los problemas claves son los relativos a la dirección en la cual pueden llegar los mensajes y las frecuencias de escucha; en otros términos, hacia dónde dirigir los radiotelescopios y en qué canales sintonizarlos en la esperanza de captar señales inteligentes. El primer aspecto se ha solucionado seleccionando, entre muchas, una serie de estrellas similares al Sol que se piensa deben poseer planetas de tipo terrestre; o bien efectuando intentos de escucha omnidireccional. En lo relativo al segundo problema, se ha elegido la denominada región de las microondas (frecuencia de aproximadamente 1 a 10 gigaHertz) en la que se registra el mínimo ruido de fondo natural y que es considerada, por lo tanto, como el canal seleccionado por cualquier sociedad tecnológica intencionada para realizar contactos cósmicos sin interferencias. Esta región, aunque estrecha con respecto al espectro íntegro de radio-ondas, contiene sin embargo miles de millones de bandas en las cuales es posible sintonizar. Entre todas, los investigadores de programas CETI consideran que las elegidas deben ser: la del hidrógeno (H) a 1,4 gigaHertz, y la del oxidrilo (OH) a 1,7 gigaHErtz. Esto se debe a que estas dos moléculas representan los productos de disociación del agua, el elemento básico de la vida. Estas también deberían ser preseleccionadas por los extraterrestres, por cuanto son canares simbólicos de las comunicaciones entre civilizaciones galácticas. Los programas de investigación de civilizaciones extraterrestres comenzaron en 1960 por iniciativa del astrónomo Frank Drake, quien escuchó durante cuatrocientas horas dos estrellas del tipo solar: Ceti y Eridani, distantes unos 11 AL de nosotros. A partir de entonces las escuchas se han multiplicado, utilizando radiotelescopios diseminados por todo el mundo. Hasta ahora se ha intentado con algunos miles de estrellas, pero los resultados han sido negativos. El 16 de noviembre de 1974, Frank Drake realizó el primer intento de diálogo con una civilización extraterrestre enviando, por medio del gran radiotelescopio de Arecibo una señal de tres minutos conteniendo algunas informaciones fundadas sobre la raza humana y nuestro sistema solar, sintetizadas en código binario. La señal está viajando hacia un grupo de estrellas de la aglomeración M13, que dista alrededor de 24.000 AL de nosotros. Dado los tiempos necesarios para una eventual respuesta (48.000 años), el intento de Drake debe considerarse sólo como un simple experimento demostrativo. Recientemente, algunos estudiosos han criticado la elección de la radio como instrumento eficaz de comunicación, considerándolo como un prejuicio de nuestra civilización hacia las telecomunicaciones, y han sugerido experimentar con otros medios de contacto basados en los rayos láser, radiaciones infrarrojas, sondas interestelares, etc. Los programas CETI y SETI, desarrollados principalmente en Estados Unidos y en la antigua Unión Soviética, atraviesan un periodo de crisis porque el "stablishment" político no los considera suficientemente motivados y, por lo tanto, se muestra reacio a conceder los fondos necesarios para su financiación.

Circumpolar. Se dice de aquellas estrellas que, a causa del movimiento de rotación de la Tierra, parecen girar alrededor de la Estrella Polar y que no se ocultan jamás para el observador de una determinada latitud. Para que una estrella sea circumpolar es necesario que su distancia angular desde el polo sea inferior a la latitud del observador. Así por ejemplo, a una latitud de 450, todas las estrellas que tienen una distancia angular desde el polo inferior a 450 son circumpolares. Para un observador situado en el Polo Norte, es decir, a 90 de latitud, todas las estrellas son circumpolares y, para uno situado en el Ecuador, ninguna estrella es circumpolar.

Cita. Es una maniobra que lleva a dos o más vehículos espaciales a aproximarse recíprocamente. La cita puede ser el preludio de un simple reconocimiento visual de los vehículos involucrados, o bien de un Amarre (docking); en este último caso los vehículos espaciales deben ser conducidos – 29 – lentamente hasta tener una velocidad relativa casi nula. Una misión de cita puede hacerse necesaria cuando se quiera efectuar la exploración desde muy cerca de un cuerpo celeste, por ejemplo un cometa, por parte de una sonda espacial. En este caso los técnico americanos diferencian el "rendezvous" o vuelo de la sonda que se acerca al cuerpo celeste y lo sigue durante un cierto periodo manteniendo su misma velocidad y dirección de desplazamiento, del "flyby" o paso rápido junto al cuerpo celeste con una velocidad y dirección diferentes.

Clases espectrales. Desde la segunda mitad del siglo XIX el astrónomo jesuita italiano Angelo Secchi (1818-1878), observando los Espectros de las estrellas (es decir, esas franjas con los colores del arco iris que se obtienen haciendo pasar la luz a través de un prisma), notó que éstas presentaban características diferentes según las temperaturas superficiales de las propias estrellas. Las temperaturas, a su vez, están en estrecha relación con el color de las estrellas: las más calientes emiten una luz blanco-azul y las más frías una luz rojo-oscura. Nuestro Sol, que tiene una temperatura intermedia entre estos dos extremos, emite, como es sabido, una luz de color preponderantemente amarillo. Por lo tanto, Secchi apuntó las bases de la clasificación espectral que, en sus líneas esenciales, aún se sigue. Las estrellas están divididas en 10 clases espectrales, a cada una de las cuales se le asigna una letra del alfabeto en esta sucesión: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. A las primeras letras corresponden las estrellas más calientes, caracterizadas por los espectros más simples; a las últimas, las más frías, espectros de creciente complejidad. Las estrellas supercalientes, llamadas de tipo WOLF Rayet por el nombre de los astrónomos que las estudiaron, son indicadas con la letra W y a veces asociadas a la O, a la cabeza de la sucesión. Como en cada clase espectral, es decir, en cada letra, existen diferentes variedades de estrellas, se ha creado también para cada letra, una posterior división en 10 tipos espectrales.

CNES. Siglas del Centre National d'Etudes Spatiales, el organismo espacial francés. Tiene su sede en París, pero su principal base de lanzamiento se encuentra en Kourou, en la Guayana francesa, al norte del Brasil.

Cohete. Es el vehículo que ha permitido al hombre salir de la Tierra para iniciar la gran epopeya de la exploración espacial. Conocido desde la antigüedad y utilizado durante siglos como instrumento de guerra, sólo desde hace relativamente poco tiempo el cohete ha sido tomado en consideración como pacífico medio de propulsión capaz de vencer la fuerza de atracción que nos mantiene unidos a nuestro planeta. Su desarrollo efectivo comenzó poco después de la última guerra mundial y después de haber sido, una vez más, empleado por el hombre como instrumento de muerte. Características. Por cohete se entiende habitualmente un huso aerodinámico que contiene en su interior un motor a reacción, los depósitos para los propulsores y la llamada «carga útil» para transportar, y que es capaz de elevarse verticalmente o con una determinada inclinación desde el suelo o desde el aire. El corazón de un vehículo de este tipo es el motor a reacción o cohete, que está en condiciones de proporcionar el empuje necesario a su movimiento aprovechando el principio físico de acción y reacción. En base a este principio, enunciado por primera vez por Isaac NEWTON (1642-1727), a toda acción corresponde una reacción igual y contraria (tercera ley del movimiento). En este motor la acción está representada por un flujo de partículas producidas por medio de procesos químicos y/o físicos de diverso tipo, que son expulsadas a altísimas velocidades en una determinada dirección; la reacción, en cambio, está representada por el movimiento del vehículo en la dirección opuesta a aquella en que son expulsadas las partículas. (Conviene aclarar los conceptos porque así parecería que el principio de acción y reacción es una exclusividad del motor a chorro. En cambio, este principio está en la base de todos los movimientos incluso de nuestro caminar. En efecto, el roce de nuestros zapatos sobre el suelo, impulsa hacia atrás la tierra, acción, y, por consiguiente, nosotros avanzamos, reacción. Esta explicación podría parecer paradójica, pero es fácil comprobarla tratando de caminar sobre una superficie lisa como una pista de hielo para patinadores: sin el roce entre zapatos y suelo no logramos desencadenar el mecanismo de acción y reacción y efectuamos pasos en el vacío). Muy esquemáticamente, un motor cohete, que puede ser de diferentes tipos según el proceso de funcionamiento en el que se basa, está constituido por una cámara donde se lleva a cabo la producción de las partículas a expulsar, por los aparatos necesarios para alimentar tal producción y por una válvula, o tobera de descarga, a través de la cual las partículas producidas son expulsadas a altísima velocidad. Para un cohete que parte de tierra, a nivel del mar, y que debe alcanzar en pocos minutos la extraordinaria velocidad de 28.000 km/h, necesaria para ponerse en órbita alrededor de la Tierra (en cambio, si se quiere salir de la Tierra directamente y dirigirse hacia un planeta exterior, esta velocidad debe ser de 40.000 km/h), es preciso un motor que expulse una gran masa de partículas lo más rápidamente posible, es decir, que ejerza una acción adecuada a la reacción que se quiere obtener. Esto se logra utilizando motores a reacción capaces de proporcionar elevados empujes. El empuje de un cohete se mide en kilogramos y, para un vehículo que parte verticalmente desde el suelo, debe resultar del 30 al 50 por cien superior al peso de todo el vehículo. Sin embargo, las altas velocidades requeridas para los vuelos astronáuticos que parten de tierra no pueden alcanzarse, habitualmente, con un solo cohete, aunque sea grande y potente. Se utiliza entonces la técnica del cohete multisecciones, es decir, dos o más cohetes colocados uno sobre el otro (o bien como en el caso del transportador que conduce al Space Shuttle, dos cohetes auxiliares que están a los lados del principal), de manera que, agotado el empuje de la primera sección, se enciende la segunda y así sucesivamente. Naturalmente, las secciones siguientes a la primera, tendrán más ventajas porque partirán, en vez de con velocidad cero, con la velocidad final adquirida por la sección anterior Motor de cohete. El aparato propulsor de un cohete, según el mecanismo empleado para la producción de las partículas que proporcionan el empuje, puede estar comprendido en una de las siguientes categorías: cohete químico, cohete nuclear, cohete a iones. 1) Motor de propulsión química. Es el tipo más extendido. El proceso químico que lo alimenta es la combustión de determinados Propulsores que desarrollan las partículas gaseosas a alta temperatura y velocidades responsables del empuje. Mientras el propulsor que alimenta el motor de un avión a reacción está compuesto de un solo componente químico, el llamado combustible (en este caso específico se trata de queroseno) que se quema por el oxígeno que el motor extrae del aire, el propulsor que alimenta a un motor a cohete debe tener, además del combustible, también un oxidante (o comburente), es decir, un compuesto químico necesario para hacer quemar el combustible, debido a que el cohete debe volar sobre todo en el vacío del espacio, donde no hay oxígeno. Los cohetes de propulsión química, a su vez, pueden ser de dos tipos: de propulsor sólido y de propulsor líquido. En los cohetes de propulsor – 30 – sólido, el combustible y el oxidante se mezclan conjuntamente bajo la forma de un polvo compacto y solidificado, llamado grano. Este se acumula en la cámara de combustión adhiriéndose perfectamente a las paredes y dejando un agujero cilíndrico central. La ascensión del grano se lleva a cabo por medio de un impulso eléctrico. Una de las combinaciones más utilizadas para propulsores sólidos es la mezcla de poliuretano, un combustible plástico, con perclorato de amonio como oxidante; aunque también se emplean otras mezclas (véase tabla). Los cohetes de propulsor líquido, por lo general, llevan el combustible y el oxidante en dos depósitos separados. Los dos líquidos son enviados por medio de una bomba a la cámara de combustión donde, al entrar en contacto, desarrollan el proceso químico que da lugar a un potente flujo de partículas gaseosas. Una de las combinaciones más empleadas para los cohetes de propulsor líquido es la de hidrógeno líquido (combustible) con oxígeno líquido (oxidante). Esta ha sido la adoptada, por ejemplo, para alimentar algunos de los numerosos motores del Saturno V, que llevó a los americanos a la Luna. Naturalmente, gases como el hidrógeno y el oxígeno existen en estado líquido a temperaturas criogénicas (algunas decenas de grados por encima del cero absoluto): por lo que las operaciones para cargar los depósitos son sumamente complejas, tal como se contempla cuando se cargan los depósitos de un cohete de propulsor líquido que se halla en la rampa de lanzamiento. Otra combinación de propulsores líquidos es la de hidrazina (combustible) y peróxido de nitrógeno (oxidante), actualmente utilizada en los motores principales del Space Shuttle. También existen cohetes de propulsión líquida que recurren al llamado monopropulsor, es decir, a un único compuesto químico en estado líquido que se hace pasar a través de un catalizador, presente en el interior de la cámara de combustión, que tiene el poder de descomponerlo en una mezcla gaseosa que se quema. Tal es, por ejemplo, el peróxido de hidrógeno que, en contacto con un catalizador de platino, se descompone en oxígeno y vapor de agua sobrecalentado. Una característica que diferencia a los cohetes de propulsión sólida de los de propulsión química es que, en los primeros, la combustión y, por lo tanto, el empuje, dura hasta la extenuación del propulsor; en cambio en los segundos es posible bloquearla, interrumpiendo el flujo de alimentación del propulsor líquido contenido en los depósitos, por medio de una válvula. 2) Cohete nuclear. Se trata de un tipo de motor aún en estado de proyecto, en el cual no se llevan a cabo procesos de combustión, sino que los gases son llevados a las altas temperaturas necesarias para obtener el empuje del calor generado por un reactor a fisión nuclear (del mismo tipo de las centrales para la producción de energía eléctrica). Cuando el hombre esté en condiciones de dominar el proceso de Fusión nuclear se podrán realizar también cohetes a fusión. Los propulsores tomados en consideración para alimentar un motor de cohete a fisión nuclear son el hidrógeno líquido o, incluso, el agua; hechos pasar a través de un radiador de calor, alimentado por la pequeña central nuclear en miniatura, son transformados en gases y entonces expulsados, como en un motor de cohete químico, a través de la tobera de descarga. Una concepción distinta de cohete nuclear apunta sobre un mecanismo de empuje que se basa en las acciones dinámicas y térmicas desencadenadas por una pequeña sucesión de explosiones nucleares, precisamente como las producidas por un artefacto bélico. Esta línea de investigación fue iniciada en los años sesenta por un grupo de físicos americanos en el ámbito del proyecto Orión, pero no fue continuada. Aún hay que señalar el proyecto desarrollado por la British Interplanetary Society para cuando se alcance el objetivo de la fusión nuclear controlada: un cohete movido por un chorro de plasma generado a través de este tipo de proceso nuclear. La propia British Interplanetary Society ha presentado el esquema de una misión de exploración de algunas estrellas cercanas, por medio de una astronave a fisión nuclear bautizada Dédalo, que debería alcanzar una velocidad de 40.000 km/s, es decir, casi el 14 % de la velocidad de la luz. Los cohetes nucleares, si bien los estudios y experimentos en el sector han comenzado a principios de los sesenta (ver Nerva), todavía no han encontrado aplicación práctica, tanto a causa de su elevado costo, como por los problemas de carácter ambiental provocados por la diseminación de sustancias radioactivas en la atmósfera terrestre. Es probable que motores de este tipo operen en ambiente extraatmosférico. 3) Cohete a iones. Aunque aún se encuentre en fase experimental, el cohete a iones parece muy prometedor, sobre todo para los viajes de larga duración. El fenómeno físico sobre el que se basa es precisamente la ionización, es decir, la posibilidad de que los átomos se carguen eléctricamente después de haberles quitado los electrones. El propulsor utilizado para este tipo de cohete es un metal alcalino, por ejemplo el cesio, cuyos átomos pueden ionizarse con facilidad haciéndolos pasar a través de una rejilla sobrecalentada. Inmediatamente después, los iones así formados son acelerados a alta velocidad por intensos campos eléctricos. Entonces, las partículas de cesio ionizadas y aceleradas son expulsadas por la tobera de descarga. Pequeños motoras de iones montados a bordo de satélites ya han sido experimentados con éxito, hasta el punto de que la NASA, a finales de los años setenta, proyectaba el envío de una sonda accionada por un motor de iones en un largo viaje hacia dos cometas: el Halley y el Tempel 2. Sin embargo, la empresa ha encontrado dificultades presupuestarias. Un sistema para determinar las prestaciones de un cohete, con relación al empleo que se pretende darle, es el de tomar en consideración dos parámetros fundamentales: su peso total y su impulso específico. El primer término no necesita ninguna explicación; aun bastará con decir sólo que cuanto mayor es el peso complexivo, mayor es el empuje que debe ejercer el motor para levantarlo de tierra. Por lo tanto, un requisito importante para un cohete consiste en recurrir a estructuras, motores y propulsores que sean lo más livianos posibles. El impulso específico es la fuerza de empuje en k que un k de propulsor está en condiciones de proporcionar por segundo. Tratándose de una relación k/k/s, se deduce fácilmente que el impulso se mide en segundos. Dicho esto, podemos comparar los diferentes tipos de propulsión a cohete ilustrados. El cohete químico es lo mejor que, con la tecnología actual, se puede lograr con el fin de superar la gravedad terrestre. En efecto, proporciona impulsos específicos mediocres y, sin embargo, adecuados con respecto al peso total que debe levantar. Los propulsores líquidos proporcionan en promedio un impulso específico mayor que los sólidos y, por lo tanto, son más utilizados para las secciones principales de los misiles que deben elevarse de tierra. Los mejores propulsores líquidos alcanzan hoy un impulso específico de aproximadamente trescientos ochenta segundos; en cambio, los mejores propulsores sólidos sólo de doscientos cincuenta segundos Si bien en el futuro podrán experimentarse propulsores químicos aún más eficientes, no parece en el actual estado de los conocimientos que pueda superarse el umbral de los cuatrocientos segundos de impulso específico. Sin embargo, la limitación más grave del motor químico, en general, es su escasa autonomía. Un cohete, tanto de propulsión líquida como sólida, consume sus propulsores en el plazo de pocos minutos. Es adecuado por lo tanto para escapar de la gravedad terrestre, pero después debe realizar – 31 – su viaje por inercia con los motores apagados, aprovechando la velocidad ya adquirida y, eventualmente, los campos gravitacionales de otros cuerpos celestes. Este es el motivo por el cual, aún hoy, los viajes interplanetarios tienen una duración de meses o de años. En cambio, si se pudiera disponer de un motor cohete que estuviera encendido durante largos periodos, los tiempos de vuelo entre un planeta y otro se reducirían drásticamente. Si se quisiera mantener encendido un cohete químico durante períodos muy largos, sería necesario dotarlo de una reserva de propulsores tan pesada que el vehículo no lograría jamás despegar de Tierra. Podrían enviarse separadamente decenas de depósitos y ponerlos en órbita terrestre, para después unir los todos juntos en el espacio construyendo así la reserva necesaria para un encendido prolongado; sin embargo, los costos de una operación de este tipo serían prohibitivos. El cohete de propulsión nuclear garantiza en cambio una larga autonomía de la principal fuente de calor (debe pensarse que, con un pequeño cartucho de material fisionable como el uranio, un reactor puede funcionar durante años) y también una transferencia de calor al propulsor, tan eficiente como para hacerle alcanzar altas velocidades de expulsión de partículas gaseosas. Se calcula que llevando a unos 3.000 °C propulsor del tipo del hidrógeno, se obtendría un impulso específico de más de mil segundos. Por estas razones, el cohete a propulsión nuclear surge como una perspectiva muy prometedora tanto en EE.UU. como en la URSS, donde se trabaja en estos proyectos con mucho empeño y en gran secreto. El cohete de propulsión iónica, por último, es el que puede proporcionar el máximo de impulso específico - miles de segundos- y el mínimo de empuje. Las partículas alcanzan altísimas velocidades, pero son muy livianas. Esto significa que un motor de iones no tendrá nunca la fuerza de levantar un cohete desde la Tierra y deberá emplearse a partir del espacio. Sin embargo, garantizando el funcionamiento del motor sin interrupción durante años, podrá ir acelerando poco a poco hasta alcanzar las elevadas velocidades necesarias para los largos viajes interplanetarios o interestelares La historia. Parece que el cohete fue inventado en China entre el primer y el segundo milenio después de Jesucristo En efecto, los chinos conocían la pólvora, como se desprende de la lectura de un antiguo manuscrito fechado en el 1040 d. J.C., el Wu Cling Tsung Yao, donde viene la fórmula. Los primeros cohetes no eran otra cosa que rudimentarios cilindros de cartón u otro material, cerrados por un extremo y llenos de pólvora. Eran encendidos con una mecha y más que nada servían para sembrar el pánico en las filas de los adversarios. Dos siglos más tarde, en 1232, los historiadores comentan que durante el asedio de Kai Fung Fu los chinos recurrieron a cohetes. Incendiarios similares a fuegos de artificio. Casi al mismo tiempo, estas temibles flechas chinas, como se llamaban en Occidente, fueron introducidas en Europa, donde tuvieron un gran éxito tanto como fuegos artificiales como Instrumentos bélicos. Después de estos primeros, rudimentarios intentos, el empleo del cohete no conoció grandes progresos hasta finales del siglo XVII. En aquel periodo, en electo, los hindúes utilizaron con tal éxito baterías de pequeños cohetes de combustible sólido contra los Ingleses, que un oficial del Imperio británico, William Congreve, decidió estudiar profundamente las posibilidades de desarrollo de este Instrumento bélico. Experimentó entonces con cohetes de propulsión sólida de gran precisión y fiabilidad, que fueron adoptados por la artillería inglesa y tuvieron un amplio empleo durante las guerras napoleónicas Uno de los cohetes de Congreve estaba constituido por un tubo de hierro de un metro de largo que llevaba una vara estabilizadora; esta lo hacía desplazar en la dirección deseada logrando un alcance de 1.800 metros. En el transcurso del siglo XIX, el cohete se difundió del ejército inglés a todas las fuerzas armadas de los otros países europeos. Los pioneros. Mientras tanto, aparte del uso bélico, la idea del cohete como medio de propulsión para los viajes más allá de nuestro planeta, se iba abriendo camino gracias a los estudios de los primeros pioneros de la astronáutica. Konstantin E. TSIOLKOVSKY (1857-1935), ruso, se dedicó hacia finales del siglo XIX a establecer las fórmulas fundamentales que gobiernan el funcionamiento del motor a cohete; intuyó que los motores de propulsión líquida serían más eficientes que los de propulsión sólida, desarrollando la teoría de los transportadores de varias secciones y previendo que el cohete se convertiría en el único vehículo con el cual el hombre podría vencer la fuerza de gravedad y abandonar la Tierra. Más tarde, en Alemania, Hermann OBERTH (1894) junto con otros apasionados fundaba la sociedad alemana para los viajes espaciales, continuando el desarrollo de los principios teóricos del cohete y del vuelo espacial. En América, mientras tanto, el americano Robert H. GODDARD (1882- 1945) hacía volar, en 1926, el primer misil alimentado con propulsor líquido. Llegamos así a nuestros días y al hombre que constituye el puente entre los intentos de los primeros pioneros del vuelo misilístico y la conquista espacial: Werner

VON BRAUN (1912-1977). Alumno de OBERTH, este joven ingeniero alemán trabajó, en los años inmediatamente anteriores a la segunda guerra mundial, en un polígono militar sobre la costa báltica, Peenemunde, donde eran experimentadas las V-2, los mortíferos misiles que la Alemania nazi envió a millares sobre Londres. Caído en las manos de los americanos en el transcurso de los hechos que acompañaron la ocupación y la rendición alemana, VON BRAUN llevó a los EE.UU. la competencia y la tecnología de la misilística alemana. Trabajó de 1945 a 1950 en Fort Bliss, Texas; después en el Redstone Arsenal de Alabama, donde continuó construyendo misiles similares a la V2, pero de dimensiones mayores, que se convertirían en los primeros ICBM americanos, es decir, en los primeros transportadores intercontinentales de cabezas nucleares. En aquellos años, la obra más importante de VON BRAUN fue la construcción del misil Redstone y de un derivado de éste, el Júpiter C. Cuando VON BRAUN se dio cuenta que tenía a su disposición transportadores de suficiente potencia, preguntó a las autoridades políticas si podía emplearlos para poner en órbita un satélite artificial, pero la respuesta fue negativa. En el ínterin, se desarrollaba una historia paralela en la URSS. También en este país habían convergido cerebros y tecnologías alemanas, pero los rusos se encontraron en ventaja, ya sea porque durante la guerra habían empleado extensamente misiles a propulsor sólido, o porque en épocas sucesivas, desarrollando bombas atómicas de grandes dimensiones y peso (al contrario de los americanos que habían logrado producir artefactos más livianos y compactos), habían sido forzados a producir misiles balísticos intercontinentales más potentes. Nacían así, por obra de un grupo de expertos, constituido por Friedrich TSANDER, Sergei KOROLEV, Mikhail TIKHONRAVOV, los transportadores del tipo A. El 4 de octubre de 1957 uno de estos misiles, gigantescos con respecto a los americanos, puso en órbita al Sputnik, el primer satélite artificial. Los EEUU dieron de inmediato carta blanca a VON BRAUN que, superando la envidia y competencia internas en la burocracia militar americana, logró poner en órbita alrededor de la Tierra, gracias a un Jupiter C, el primer y pequeño Explorer: era el 31 de enero de 1958. La relación de potencia entre los primeros misiles americanos y soviéticos era, en aquellos – 32 – tiempos, de uno a diez. Sin embargo la carrera había apenas comenzado y los americanos superarían rápidamente la desventaja que llevaban. La US Air Force desarrollaba, en efecto, los más potentes Atlas, Thor y Titan, mientras la URSS continuaba asombrando al mundo con el lanzamiento de grandes astronaves tripuladas, del tipo Vostok, Voskhod y Soyuz, por medio de transportadores cada vez más potentes del tipo A1 y A2. En 1965 hizo su aparición el Proton, aún más potente que los A2, que transportó al satélite soviético homónimo. Mientras esto ocurría, VON BRAUN trabajaba en la realización del gigantesco Saturno V de tres secciones, que llevaría los primeros hombres a la Luna. En condiciones de operar en 1957, tenía una potencia de empuje total de 3.500.000 kg, más del doble que el Proton soviético: la supremacía, diez años después, pasaba a los americanos. Los soviéticos realizaron después lo que en Occidente se llama convencionalmente Supermisil G-2, aún más potente que el Saturno, serviría de transporte para las grandes estaciones espaciales orbitales. Después desapareció la exigencia de realizar gigantescos misiles. En efecto, en los años ochenta, se abrió camino una nueva concepción de transporte espacial, la de la lanzadera o Space Shuttle. Se trata de un verdadero transbordador espacial reutilizable que se pone en órbita por medio de un cohete convencional. Las estaciones orbitales del futuro, en lugar de ser lanzadas de una sola vez con grandes supermisiles, serán montadas en órbita con los materiales transportados por esta nave. El futuro. Ya se ha hablado de las prometedoras perspectivas de desarrollo del cohete nuclear y del de iones. Sin embargo existen otros tipos de propulsión hoy en estudio. Algunos pueden parecer de cien cia ficción, como parecían por otra parte los estudios de TSIOLKOVSKY en el siglo XIX, pero no debe excluirse que de ellos nazca el sistema de propulsión de un lejano mañana. Una posibilidad muy sugestiva la constituye el cohete de fotones. En su motor se generaría un haz de fotones, después expulsado en cierta dirección. Los fotones, o quantos de luz, son las partículas portadoras de la radiación electromagnética. Tienen una masa realmente pequeña, pero son las partículas más veloces del Universo (300.000 km/s) y en ellas hay una cierta cantidad de movimiento. La expulsión de un haz concentrado de fotones de un motor a cohete determinaría un contraempuje y, en largos periodos, una aceleración del vehículo hasta altísimas velocidades. El problema, que no es fácil de resolver, es el de encontrar un método eficaz de conversión de la materia en energía fotónica. El Sol podría ser la fuente primaria para dos tipos diferentes de propulsión solar en estudio: uno consiste en convertir su energía en calor y calentar así un fluido de trabajo que sea expulsado bajo forma gaseosa y proporcione el empuje necesario; otro consiste en aprovechar la presión de la radiación solar para im pulsar a la astronave en una determinada dirección. En este último caso, más que de un motor a cohete es conveniente hablar de vela solar: en efecto, el vehículo se desplazaría, ni más ni menos como un nave a vela empujada por el viento. Se han diseñado vehículos de vela solar con superficies de 1.000 m2, capaces de ir de un planeta a otro en tiempos relativamente cortos (del orden de algunos meses). Uno de estos había sido diseñado para un "rendez-vous" con el cometa Halley, que se llevaría a cabo en 1986, pero se ha suspendido porque el sistema aún no ofrece suficientes garantías y parecía arriesgado confiarle un paquete de instrumentos de altísimo valor, como el requerido para un análisis desde sus cercanías de un cometa; de todos modos será estudiado por la sonda Giotto de la ESA.

Colonias espaciales. Una evolución de las grandes Estaciones espaciales que están en órbita alrededor de la Tierra, y que se proyecta construir antes que finalice este siglo, son las colonias espaciales, que se habrán de construir en órbita terrestre, las cuales podrían convertirse en una realidad en el siglo XXI Según Gerard O'NEILL, el diseñador más famoso de estas estructuras, una típica colonia espacial podría estar constituida por un inmenso tubo rectilíneo de 6 km de diámetro y 25 km de longitud. Con el fin de crear una gravedad artificial, el tubo se haría rotar alrededor del propio eje longitudinal. La arquitectura de esta ciudad flotante en el espacio, que según O'NEIL podría albergar a centenares de miles de habitantes, es muy singular. Supongamos que se secciona el tubo con un plano normal a su eje longitudinal: encontraremos tres valles (que reproducen un paisaje montañoso terrestre, ricos en vegetación y salpicados de casas), separados por tres espacios vacíos en los cuales las paredes del tubo son transparentes de manera que pueda entrar la luz del Sol. En el interior del tubo se crearía una atmósfera similar a la terrestre, comprendiendo incluso nubes y vapores. Un habitante de uno de los valles vería su propia franja de tierra extenderse a lo largo de todo el tubo; a ambos lados surgiría el paisaje espacial, y sobre su cabeza, las otras dos franjas de tierra con los habitantes que allí se encuentran suspendidos con la cabeza hacia abajo. Una de las peculiaridades de esta colonia radicaría en que, levantándose en el aire hacia el centro del tubo, la gravedad artificial disminuiría y por lo tanto un hombre provisto de un simple par de alas lograría volar. O'NEIL asegura que en el siglo XXI dispondremos de la tecnología adecuada para construir colonias espaciales de este tipo y que los materiales necesarios podrían ser transportados desde la Luna hacia la zona del espacio que se ha elegido. Otro proyecto de colonia espacial orbital ha sido puesto a punto en 1975 por un grupo de científicos, técnicos y economistas, bajo los auspicios de la NASA y de la Stanford University de California. Se trata de una estructura en forma de rueda, o "toro", con un diámetro de 1,5 km, que gira sobre su eje central para crear un estado de gravedad artificial. La luz necesaria para la vida de los "colonos" y para sus actividades sería proporcionada por un enorme espejo circular fluctuante sobre la estructura, el cual haría converger los rayos del Sol hacia otros espejos que, a su vez, los reflejarían en el interior a través de amplios vitrales de 30 metros. Además de casas, fábricas, escuelas, hospitales, negocios, etc., la colonia dispondría de una gran instalación automática para el tratamiento de los minerales extraídos del suelo lunar.

Color (índice de). Las estrellas nos parecen azules, blancas, amarillas o rojas, según su temperatura superficial: las primeras de esta escala de colores son las más calientes, y las últimas las menos. Nuestro Sol, por ejemplo, es una estrella amarilla (temperatura media superficial de 6.000 °C). Se define como índice de color de una estrella la diferencia entre su Magnitud visual y la fotográfica. En general las dos medidas no se corresponden porque, a paridad de magnitud, los diversos colores de las estrellas impresionan de manera diferente la emulsión fotográfica. Para las azules el índice de color es negativo, porque el ojo humano valora su magnitud como inferior con respecto a la medida en la emulsión fotográfica. Para las rojas, por último, el índice de color es positivo, porque el ojo humano da una medida de su magnitud superior a la de la emulsión.

COLLINS, Michael. Ha sido el piloto del módulo de mando, bautizado Columbia, de la astronave Apolo 11, con la cual – 33 – fue llevada a cabo, por los americanos, el 20 de julio de 1969, la conquista de la Luna. COLLINS se quedó esperando en órbita lunar, mientras sus compañeros ARMSTRONG y ALDRIN efectuaban el primer alunizaje sobre nuestro satélite natural. COLLINS se había convertido en astronauta en 1963 y antes participó en la misión Géminis 10. Como los otros dos protagonistas de la histórica empresa, después de la misión abandonó el cuerpo de astronautas, dedicándose a la historia de las misiones espaciales y convirtiéndose en director del Museo Smithsoniano del Aire y del Espacio de Washington.

Coma. Es un tipo de ®aberración óptica que afecta tanto a las lentes como a los espejos. Hace que una imagen puntiforme, por ejemplo una estrella que se encuentra en los bordes del campo visual, aparezca distorsionada como una figura en forma de cometa, de donde precisamente proviene la definición de coma.

Cometas. Los cometas han sido, desde la antigüedad, uno de los fenómenos astronómicos más estudiados a causa de su espectacularidad. En las crónicas de los pasados siglos, están descritos como astros imprevisibles que tienen el aspecto de una estrella crinada, es decir, de una estrella rodeada por una tenue nebulosidad o cabellera y seguida por una cola más o menos larga y mutable. Hasta el siglo XVII científicos y astrónomos discutieron largamente sobre su verdadera naturaleza. Para ARISTÓTELES, que también en este sector representa la opinión dominante, los cometas eran fenómenos atmosféricos; para Séneca, aunque se trata de una voz aislada, eran astros similares a los planetas; para GALILEO estaban causados por fenómenos de refracción. Será preciso esperar a HALLEY y a NEWTON, en la segunda mitad del siglo XVII para tener la demostración de que los cometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manera similar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alargadas En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólo desde 1950 a hoy ha sido posible precisar la física y la química de los cometas: se trata de conglomerados de hielo con diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad del Sol, a causa del calor absorbido, subliman (la sublimación es el paso del estado sólido al gaseoso) liberando en el espacio grandes cantidades de gas, con el que se forman los espectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera y la cola. En la antiguedad, cuando la astronomía estaba muy estrechamente relacionada con la ®astrología y otras creencias mágicas, los cometas eran considerados como presagio de acontecimientos excepcionales como la muerte de gobernantes, el estallido de una guerra o el advenimiento de pestes. Hoy, que la ciencia ha logrado liberarse completamente del lastre de las supersticiones, que ha debido soportar durante tan largo tiempo, los cometas tienen sobre todo un interés cosmogónico. En efecto, se considera la posibilidad de que sean los primeros conglomerados de gases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas. Figurarían, por lo tanto, entre los objetos más antiguos de nuestro sistema solar, y un directo análisis suyo podría revelarnos muchos misterios, aún sin resolver, sobre los hechos que acompañaron el nacimiento de los planetas. Por este motivo, en los próximos años, se prepara una ex ploración de aproximación a los cometas mediante sondas espaciales automáticas. El cometa Halley, que pasará por el perihelio (punto de mínima distancia del Sol) el 9 de febrero de 1986, después de una larga vuelta de 76 años alrededor del Sol, será explorado por cuatro sondas: una europea bautizada Giotto, dos soviéticas Venera-Halley, y una japonesa «Planet A" Estructura y composición. Puede decirse que un cometa está compuesto de cuatro partes. 1) El núcleo. Es una parte permanente del cometa compuesta, de lo que se recaba por las observacio nes indirectas desde tierra, predominantemente de agua (H2O), metano (CH4), amoniaco (NH3) y dióxido de carbono (CO2), todos en estado de hielo. Mezclado con los hielos se encontrarían abundantes granos de polvo con dimensiones de una milésima de milímetro. Según el astrónomo americano Fred WHIPPLE, que es el principal autor de este modelo, un núcleo cometario puede definirse como una bola de nieve sucia. 2) La cabellera. Es una parte efímera del cometa. Sólo aparece cuando el núcleo se aproxima al Sol a menos de 5 UA, es decir, cuando ha traspasado la órbita de Júpiter y el calor solar es suficiente para iniciar los procesos de liberación de gases. Entonces, de los componentes fundamentales del núcleo, ya enumerados y también llamados moléculas madres, se separan miríadas de átomos y moléculas en estado gaseoso los cuales, reaccionando químicamente entre sí, dan vida a una atmósfera de moléculas hijas que rodean al núcleo carbono biatómico (C2), nitrógeno molecular (N2), radical oxidrilo (OH), radical amonio (NH), cianógeno (CN), etc. Estas partículas, en el vacío absoluto del espacio se alejan rápidamente del núcleo, a velocidades cercanas a los 0,5 km/s, llevando consigo los diminutos granos de polvo englobados en la bola de nieve sucia y formando una cabellera que puede alcanzar dimensio nes de un millón de kilómetros de diámetro. La cabellera resplandece, sobre todo, por un fenómeno de excitación luminosa de los átomos que la componen por parte de la radiación solar ultravioleta (fluorescencia), y de este modo esconde y vuelve invisible al pequeño núcleo de hielos. 3) La cola Las mismas moléculas hijas de la cabellera son atrapadas, en parte, por el Viento solar, un flujo de partículas a gran velocidad (400 km/s) que fluyen de manera continua desde la atmósfera del Sol y son ionizadas (privadas de los electrones) y arrastradas lejos de aquél. Esta es la razón por la cual las colas aparecen siempre en dirección opuesta al Sol. A veces es posible distinguir, en un mismo cometa, una cola de composición preponderantemente gaseosa o cola de plasma, recta y extendida como una bufanda al viento, y una cola de composición preponderantemente polvorosa o cola de polvo, arqueada como la hoja de una cimitarra. Estas últimas, constituidas por granos sólidos liberados por el núcleo, no son arrastradas en dirección opuesta al Sol por el viento solar (que estando formado por protones y electrones, no los habría llevado), sino por la presión de la luz solar. Las colas de los cometas tienen una longitud de varios millones de kilómetros 4) El halo. Es una inmensa envoltura de hidrógeno formada por la disociación del agua que cubre cada elemento del cometa núcleo, cabellera y cola, extendiéndose por millones y millones de kilómetros Es visible desde la Tierra, porque emite preferentemente rayos ultravioletas que son absorbidos por nuestra atmósfera. Ha sido descubierto en los años 70 por los satélites artificiales lanzados con fines científicos. Orbitas: Contrariamente a los planetas que tienen órbitas casi circulares, o elípticas con una pequeña excentricidad, y cuyos planos orbitales son casi coplanares, los cometas recorren órbitas muy elípticas o incluso parabólicas e hiperbólicas y con planos orbitales inclinados. Del estudio estadístico de las órbitas cometarias, el astrónomo holandés Jan OORT formuló en 1950 la hipótesis, hoy comúnmente aceptada, que los núcleos de los cometas son recogidos en una cáscara esférica de 2,4 AL de diámetro, que, como un enorme capullo, envuelve a nuestro sistema solar. De aquí, a causa del paso de alguna estrella próxima, algunos núcleos serían impulsa- – 34 – dos, de tanto en tanto, en dirección al Sol, hacia el cual se desplazarían viajando durante centenares de miles de años. Llegados a la proximidad de los planetas, los núcleos experimentarían la influencia gravitacional de los gigantes Júpiter y Saturno y sus órbitas serían transformadas. De esta manera se formarían cometas de corto periodo, caracterizados por periodos orbitales inferiores a 200 años, y cometas de largo periodo, con periodos orbitales superiores a 200 años. Sin embargo, no todos los cometas provenientes de la nube de Oort se convierten necesariamente en cometas periódicos: algunos pueden salir del sistema solar y perderse para siempre en los espacios exteriores. Número y visibilidad. A partir del momento en que se tienen noticias históricas hasta 1982, los cometas observados son poco más de 1.000. Alrededor del 30 % de estas apariciones se refiere, sin embargo, a los retornos de cometas periódicos como el Halley. Los cometas descubiertos por primera vez en todo este tiempo son, por lo tanto, poco más de 700. Las estadísticas dicen que, de los 1.000 cometas aparecidos hasta ahora, uno cada tres años es visible a simple vista, pero sólo uno cada 10 años alcanza luminosidad tal como para imponerse a la atención de todos los terrestres. Entre los cometas más espectaculares de los últimos años recordemos el Ikeya- Seky de 1965 y el Bennet de 1970. Desde ahora se prevé que el próximo acercamiento del Halley en 1986, no será muy favorable para la observación. Al contrario de lo sucedido en 1910, el cometa podrá ser visto con dificultad desde las latitudes europeas. En cambio será mucho más fácil su observación desde el hemisferio Sur. Nomenclatura. Los cometas nuevos toman el nombre de sus descubridores, por lo general los primeros tres que demuestran haberlo avistado. En las efemérides astronómicas también se indican con una sigla provisional, formada por el año del descubrimiento seguido de una letra que indica el orden del descubrimiento (por ejemplo el Bennet tenía 1969 i); o bien una sigla definitiva formada por el año del paso por el perihelio seguido de un número romano que indica el orden del paso por el perihelio (por ejemplo: la sigla definitiva del Bennet se convirtió en 1970 II, porque fue el segundo cometa que pasó por el perihelio aquel año). Los descubridores de cometas son, mayoritariamente, astrónomos aficionados que rastrean cada noche el cielo a la búsqueda de nuevos cometas. Entre los más famosos de nuestros tiempos están los japone ses Tsutomu Seki y Minoru Honda, y el australiano James BRADFIELD. Habitualmente están en contacto con una organización internacional, la Oficina de Telegramas de la International Astronomical Union, que tiene como función recibir las indicaciones de un descubrimiento y verificarlo. Corresponderá pues a esta organización, una vez verificado el descubrimiento, darle el nombre al nuevo cometa. Los cometas periódicos redescubiertos en un nuevo retorno, como el Halley, que ha sido nuevamente avistado mientras se acercaba al Sol el 16 de octubre de 1982 antes de su paso por el perihelio el 2 de febrero de 1986, obviamente conservan el nombre de su primer descubridor. A este propósito recordemos que el Halley fue el primer cometa del que se comprobó su periodicidad. La previsión fue formulada en 1682 por el célebre astrónomo inglés quien, estudiando las órbitas de antiguos cometas, se dio cuenta de que algunas se asemejaban y podían ser interpretadas como los sucesivos pasos del mismo objeto celeste. Él previó el retorno de aquél para 1758. HALLEY murió en 1742 y su profecía se cumplió puntualmente, el 25 de diciembre de 1758, cuando el mismo cometa apareció en el cielo. En este caso, aunque HALLEY no es el descubridor material, el cometa lleva igualmente su nombre en honor de su gran contribución al estudio de estos astros.

Comsat (satélites). Sigla de la Communications Satellite Corporation, una sociedad americana fundada en 1963 para la gestión comercial de los satélites de telecomunicaciones Entre estos, debe destacarse la famosa serie de los Intelsat: los satélites de telecomunicaciones internacionales que proporcionan conexiones comerciales a todos los países del mundo que lo requieren. Comsat es también una forma abreviada para indicar un satélite genérico de telecomunicaciones.

Condritos. Constituyen el tipo de meteoritos más abundantes caídos en la Tierra y recuperados por los estudiosos. Para dar una referencia cuantitativa, bastará decir que poco más del 90 % de los meteoritos en contrados son de tipo pétreo o litoideo y que, de estos, más del 90 % pertenece a la clase de los condritos. Se llaman así por la presencia, en el interior del fragmento meteorítico, de pequeñas inclusiones esferoidales con un diámetro medio de un milímetro, llamadas cóndrulos, que están formados por minerales como olivinos y piroxenos.

Cónica. Es una curva que se obtiene cortando un cono con un plano que no pasa por su vértice. El resultado consiste en cuatro tipos de curvas o cónicas: el círculo, la elipse, la parábola y la hipérbole. Cualquier cuerpo que se mueva en el espacio bajo la influencia de la gravedad, recorre, como se ha demostrado analíticamente por medio de la ley de gravitación universal de NEWTON, una trayectoria que tiene la forma de una cónica.

Conjunción. Es un término adoptado para indicar la posición relativa entre dos o más cuerpos celestes. Un planeta se dice en conjunción con una estrella cuando pasa delante de ésta en la inmediata aproximación. Naturalmente se trata de un efecto de perspectiva, puesto que las estrellas están mucho más distantes que los planetas del sistema solar con respecto a la Tierra; y, sin embargo, el observador terrestre puede ver los dos cuerpos superpuestos o el uno al lado del otro. Los planetas cuya órbita es interior con respecto a la de la Tierra (Mercurio y Venus), pueden estar en conjunción inferior cuando se encuentran entre el Sol y la Tierra, o en conjunción superior cuando se encuentran al otro lado del Sol con respecto a la Tierra. En cambio, los planetas cuyas órbitas son externas con respecto a la de la Tierra (Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón), pueden encontrarse, obviamente, sólo en conjunción superior. Cuando, en el caso de conjunción inferior, un planeta como Mercurio o Venus está perfectamente ali neado con el Sol y con la Tierra, podemos verlo pasar como un pequeño punto negro sobre el disco del Sol. Este hecho se define tránsito. Y así, cuando cualquier planeta en conjunción superior se encuentra exactamente alineado con el Sol y con la Tierra, quiere decir que está escondido detrás del disco del Sol. El término conjunción no significa, sin embargo, que necesariamente la Tierra, el Sol y el planeta en cuestión deban estar exactamente alineados, sino que ocupan aproximadamente el tipo de configura ción descrita. Recordemos que los planos orbitales de los planetas están ligeramente desfasados el uno con respecto al otro.

Conmensurabilidad. Dos períodos orbitales, cuya relación es igual a un número entero pequeño, son definidos comensurables o en resonancia. Por lo tanto, la comensurabilidad es una relación particular entre los períodos orbitales de dos o más cuerpos celestes. Las consecuencias dinámicas que se manifiestan entre dos cuerpos con períodos orbitales con- – 35 – mensurables son en realidad notables: de hecho llegarán a ocupar periódicamente la misma posición relativa a lo largo de sus propias órbitas, influyéndose recíprocamente desde el punto de vista gravitacional. Situaciones de este tipo se han encontrado en el cinturón de los Asteroides, donde todos aquellos cuerpos que tenían períodos orbitales conmensurables con Júpiter han sido expulsados, dando lugar a vacíos llamados "lagunas de Kirkwood" por el nombre del astrónomo que las estudió. También la división de Cassini (®Cassini, división de) se debe a efectos de conmensurabilidad entre las partículas que componen los anillos y el planeta.

Constante solar. Es la cantidad de energía que una unidad de superficie colocada más allá de nuestra atmósfera recibe del Sol. El valor medio de la constante solar es de 2 calorías al minuto por cm2 y equivale aproximadamente a 1,3 kilowatios. La constante solar varía en algunos puntos un tanto por ciento, según el desarrollo de la actividad solar. Para mayor precisión ®Sol.

Constelaciones. Son grupos de estrellas que no tienen necesariamente vínculos físicos o de proximidad y que son consideradas en conjunto para facilitar su reconocimiento. Desde la antiguedad, los pueblos orientales, los griegos, los latinos, etc., atribuyeron a cada constelación semblanzas humanas o animales. Así tenemos la Osa Mayor, la Osa Menor, Hércules, Andrómeda, los Lebreles, etc. Se trata de figuras que no son completamente abstractas, pero que pueden lograrse, con un poco de imaginación, uniendo idealmente por medio de segmentos, las estrellas que forman parte de la constelación. El primero en agrupar orgánicamente las estrellas en las constelaciones fue el astrónomo Claudio TOLOMEO (90-168 d. J.C. aproximadamente) en su obra, el "Almagesto". Otros hombres famosos por clasificar constelaciones han sido: Johann Bayer (1572-1625), Johannes Hevelius (1611-1687), Nicolas de la Caille (1713-1762) y Jerome de La Lande (1732-1807). En el siglo XX, entre 1922 y 1928, todo este material fue ordenado por la Unión Astronómica Internacional (IAU), que ha subdividido a todas las estrellas de la esfera celeste en 88 constelaciones, estableciendo nombres y límites. Las denominaciones corresponden, en parte, a las definidas en la antiguedad. En las publicaciones científicas se ha convenido citar siempre el nombre latino en el nominativo o bien en el genitivo. Así, por ejemplo, se dirá que Sirio, la estrella más luminosa del cielo, se encuentra en la constelación del Canis Major (Can Mayor) o bien, dado que por convención la estrella más luminosa de cada constelación se indica con la primera letra del alfabeto griego, se hará referencia a ella como a "a Canis Majoris" (a del Can Mayor). A causa del movimiento de revolución de la Tierra alrededor del Sol, la posición de las constelaciones cambia ligeramente de noche en noche: por consiguiente, en lo que respecta a cada lugar de la Tierra, existen constelaciones que son típicas de cada estación. En la tabla de la página 263 se encuentran las definiciones en latín y en castellano de las 88 constelaciones; a la vez se proporcionan datos sumarios de la etimología de su nombre y de los objetos notables (estrellas, nebulosas, etc.) contenidos en cada una de ellas.

Coordenadas celestes. Así como la posición de un punto sobre la esfera terrestre puede determinarse por dos coordenadas, la "latitud" (o distancia angular del Ecuador) y la "longitud" (o distancia angular desde el meridiano de referencia o de Greenwich), también la posición de un astro puede determinarse por un par de coordenadas sobre la esfera celeste. Esta es la esfera ideal en la cual el observador se imagina estén colocados los cuerpos celestes. Los sistemas más utilizados de coordenadas celestes son dos: 1) Sistema de coordenadas ecuatoriales. Para describir este sistema imaginemos la esfera celeste con la Tierra en el centro. La proyección del Ecuador terrestre sobre ella toma el nombre de "ecuador celeste"; los polos Norte y Sur de la Tierra, proyectados sobre la esfera celeste, toman el nombre de "polos celestes"; la proyección de la órbita de la Tierra alrededor del Sol toma el nombre de eclíptica (que coincide, obviamente, con la trayectoria aparente que el Sol realiza en un año sobre el paisaje de las constelaciones). El punto de cruce de la eclíptica con el Ecuador celeste es llamado "Equinoccio de primavera" o "primer punto de Aries" y corresponde al punto en el que se encuentra el Sol a comienzos de la primavera. El círculo máximo que pasa por este punto y por los polos celestes Norte y Sur es tomado como círculo horario de referencia (como el meridiano de Greenwich en la Tierra). Definidos estos elementos de referencia, las dos coordenadas del sistema ecuatorial son: la ascensión recta o "¡", que es la distancia angular entre el círculo horario que pasa por el astro y el círculo horario de referencia, y que se mide en horas, minutos y segundos en sentido horario (corresponde a la longitud terrestre), la declinación o "¡", es decir la distancia angular de un astro con respecto al ecuador celeste. Esta es positiva para los astros al Norte del ecuador y negativa para los del Sur (corresponde a la latitud terrestre). En todos los catálogos estelares las posiciones de las estrellas se definen con este sistema de coordenadas que, prescindiendo de las mutaciones seculares debidas al movimiento propio de las estrellas y a las oscilaciones del eje terrestre, no varían en cortos plazos de tiempo. Sin embargo, para tener en cuenta las variaciones seculares de las coordenadas, los catálogos estelares también indican la época de las coordenadas. 2) Sistema horizontal. De comprensión más inmediata para un observador terrestre, es este sistema el que proporciona las coordenadas instantáneas de un astro. Sus puntos de referencia son: el círculo máximo que coincide con el Horizonte del lugar de observación y que pasa por el Norte y el Sur y por el Cenit, llamado meridiano celeste. Fijadas las referencias, las coordenadas del sistema horizontal son: la altura h, que es la distancia angular de una estrela sobre el horizonte (en la comparación con las coordenadas terrestres, corresponde a la latitud) y que se mide de 0.º a 90.º, el acimut, que es la distancia entre el círculo vertical que pasa por la estrella y el meridiano celeste. Habitualmente se mide de 0.º a 360.º a partir del Norte en sentido horario. En este sistema, a causa de la rotación de la Tierra, las coordenadas no determinan permanentemente la posición de una estrella, como en el sistema precedente, sino que sólo se refieren a la posición que ocupa en un instante de tiempo determinado.

COPÉRNICO, Nikolaus. 1473-1543 Astrónomo polaco a quien se debe la formulación de la teoría heliocéntrica, es decir el haber desplazado el centro del Universo desde la Tierra al Sol, encaminando esa revolución que, en el término de dos siglos, a través de la contribución de GALILEO, KEPLER y NEWTON, conducirá a una renovación total de las bases de la astronomía. La centralidad del Sol no es una idea original de COPÉRNICO, ya fue adelantada por los antiguos filósofos griegos desde el siglo III a. J. C. En la antiguedad, el más importante sostenedor de un sistema heliocéntrico del Universo fue ARISTARCO de Samos quien, tomando las concepciones de Heraclides del Ponto, afirmó que todos los plane- – 36 – tas, comprendida la Tierra, giran alrededor del Sol. En la época de COPÉRNICO aún imperaba el sistema de Claudio TOLOMEO quien negaba a la Tierra cualquier movimiento, tanto de revolución como de rotación alrededor de su propio eje, y la ponía en el centro de las rotaciones realizadas por los planetas y el Sol a su alrededor. Para explicar el movimiento de las estrellas, TOLOMEO las imaginaba fijas a una esfera celeste que también estaba animada de un movimiento rotatorio. El sistema tolomeico estaba complicado con otros mecanismos. Por ejemplo, para explicar el estacionamiento y el movimiento retrógado de los planetas en determinados períodos del año, el astrónomo griego debió atribuir a cada planeta dos movimientos: uno circular (epiciclo) alrededor de un punto; el otro, desde este punto sobre una órbita circular, pero excéntrica, con respecto a la Tierra inmóvil (excéntrico). COPÉRNICO se dió cuenta que el movimiento de los astros es una mera apariencia: en su obra más importante "De revolutionibus orbium coelestium", publicada en el año de su muerte, dice: " cuando un barco navega sin sacudidas, los viajeros ven moverse, a imagen de su movimiento, todas las cosas que les son externas y, a la inversa, creen estar inmóviles con todo lo que está con ellos. Ahora, en lo referente al movimiento de la Tierra, de manera totalmente similar, se cree que es todo el Universo íntegro el que se mueve alrededor de ella " COPÉRNICO, contra lo que pueda pensarse, fue inducido a abandonar el sistema tolomeico, porque se dio cuenta que los resultados de sus observaciones astronómicas diferían de las posiciones de los astros calculadas según aquél sistema. Por lo tanto, desplazó el origen de las rotaciones del centro de la Tierra al centro del Sol, sin renunciar sin embargo a los movimientos circulares. Pero aún acercándose de esta manera a la realidad, no logró encontrar la razón de los movimientos aparentes de los astros, por lo cual tuvo que recurrir a los epiciclos. Será mérito de KEPLER, algunos años más tarde, intuir la forma elíptica de las órbitas y archivar para siempre los complicados esquemas epicicloidales. La biografía de COPÉRNICO presenta muchas lagunas e incertidumbres, a partir de su nacionalidad que, según algunos estudiosos, no es polaca sino alemana. Nace probablemente en 1473 en la ciudad libre de Thorn, entonces en territorio polaco, y después de haber realizado los estudios en la universidad de Cracovia, fue a perfeccionarse a Italia, donde se quedó durante ocho años, entre 1496 y 1503, frecuentando los ateneos de Bolonia, Roma, Padua, y Ferrara. Típico exponente de la cultura del renacimiento, se interesó en muchas disciplinas: medicina, teología, derecho canónico y astronomía. Conocía perfectamente el latín y el griego y estudió a los clásicos directamente en las fuentes. En Bolonia realizó observaciones astronómicas junto con D.M. Novara, titular de aquella cátedra de astronomía. En 1505 volvió a su patria donde obtuvo una canonjía en Frauemburg. Algunos años más tarde heredó bienes de su tío obispo y se aseguró una vida desahogada. Durante veinte años, desde 1509 a 1529, COPÉRNICO acumuló observaciones astronómicas y medidas para confirmar su teoría heliocéntrica. En 1533 circulaba un resumen de ésta con el título "Commentariolus", que llegó a las manos del Papa Clemente VII. Recibió, por parte de varios estudiosos, exhortaciones y estímulos para publicar su obra completa en seis libros y, después de muchas resistencias, se decidió a confiar el manuscrito a su amigo Tiedmann Giese, obispo de Kulm, que encargó al pastor luterano Andre Osiander realizar la impresión en Nuremberg. Este, temiendo el impacto de la nueva doctrina sobre la cultura de la época, escribió por iniciativa propia un prefacio a la obra en el que advertía al lector que las ideas del autor debían considerarse puras hipótesis, no necesariamente verdaderas y ni siquiera verosímiles. COPÉRNICO no leyó este prefacio, ahorrándose así una aflicción más; el libro fue publicado poco después de su muerte el 24 de mayo de 1543. El "De revolutionibus" se convertirá en el punto de partida sobre el que Galileo GALILEI basará su batalla para la reforma de la astronomía.

Copérnico (satélite). Es el nombre de un satélite artificial, el tercero de la serie OAO (Orbiting Astronomical Observatory), que ha llevado al espacio un telescopio reflector de 80 cm de diámetro para estudiar objetos estelares y moléculas interestelares con luz ultravioleta. Estas radiaciones, como es sabido, son absorbidas por la atmósfera terrestre y resulta por lo tanto necesario situarse por encima de ella para examinarlas. El "Copérnico", lanzado en 1972, ha permitido determinar, con mayor precisión de cuanto es posible hacerlo desde la Tierra, la energía emitida por los objetos celestes en las frecuencias más altas del espectro. Entre otras cosas, descubrió en 1978 el objeto celeste V 861 Scorpii.

Coriolis (fuerzas de). Son fuerzas aparentes, responsables de la desviación de la trayectoria de un cuerpo que se mueve sobre una superficie que rota. En la Tierra, por ejemplo, la trayectoria de un objeto, como un hipotético proyectil disparado desde el Ecuador hacia el polo Norte, en lugar de ir en línea recta, se desvía hacia el Este. Obviamente, si la trayectoria va desde el Ecuador hacia el polo Sur, la fuerza de Coriolis impulsa al cuerpo en dirección Oeste. Este fenómeno es debido al hecho de que la velocidad de rotación, con la que está animado un cuerpo en el Ecuador, es mayor que la que posee el propio cuerpo en proximidad de los polos. Las fuerzas de Coriolis tienen una notable importancia en la circulación atmosférica y deben tenerse en consideración en los cálculos sobre el movimiento de los misiles. Su nombre se debe al físico francés Gaspard Gustave de Coriolis (1792-1843) que fue el primero en estudiarlas. Junto con Poncelet, Coriolis fue uno de los científicos que más contribuyeron en aquella rama de la mecánica racional hacia los estudios prácticos, de la que seguidamente nace la mecánica aplicada.

Corona solar. Es la parte más exterior de la etmósfera solar, constituida por gases a altísimas temperaturas, alrededor de 2 millones de grados. Se extiende desde unos 16.000 km sobre la Fotosfera (la superficie visible del Sol) hasta unos cuantos millones de km más arriba. Se trata de una verdadera atmósfera rehirviente, que se extiende en dirección radial dando vida a ese flujo de partículas, llamado Viento solar, que inunda todo espacio interplanetario. La corona se hace visible a simple vista durante los eclipses totales de Sol, apareciendo como una sugestiva luminosidad de color blanco-perla alrededor del disco del Sol oculto por la Luna (®Sol).

Coronógrafo. Es un instrumento que sirve para el estudio de la Corona solar, incluso cuando no hay eclipse de Sol. En condiciones normales, la luz emanada del disco solar es tal como para sobrepasar la tenue luminosidad de la corona y para impedir su observación tanto a simple vista como con instrumentos ópticos. Está constituido por un pequeño disco llamado "disco de ocultación", situado en el interior del telescopio, que intercepta la imagen del Sol ocultándola. En la práctica, el instrumento no hace otra cosa que producir un eclipse artificial, haciendo visible la corona. Por lo tanto el astrónomo puede observarla directamente, o bien fotogra- – 37 – fiarla. El coronógrafo fue inventado en 1930 por el científico francés, Bernard Lyot (1897-1952).

Cósmicos (rayos). Son partículas atómicas que llegan a la Tierra desde el espacio y cuyo origen, aunque aún no está perfectamente determinado, puede encontrarse en la actividad de las estrellas y de objetos de tipo estelar. Alrededor del 90 % de los rayos cósmicos están formados por núcleos de hidrógeno, es decir de protones; un 90 por lO0 de núcleos de helio, o bien de partículas "¡" (®Alfa, particulas), como se suelen llamar los núcleos de helio; y apenas un 1 % de núcleos de otros elementos. Flujos de electrones libres, con alta energía, mezclados con ese tipo de partículas, son clasificados también como rayos cósmicos. Sus características principales son: las altas velocidades a las que viajan en el espacio cercanas a las de la luz, y la alta energía de la cual están dotados. La energía de una partícula se mide en múltiplos o submúltiplos del electronvoltio (eV). El eV es la energía de la que está dotado un electrón cuando es acelerado por un potencial eléctrico de un voltio. Para tener un término de comparación, decimos que la energía de las moléculas de aire a temperaturas normales es de 0,1 eV, mientras la energía de los rayos X de un equipo médico es de 10.000 eV. Los grandes aceleradores de partículas utilizados por los físicos para romper los componentes del átomo, alcanzan energías de 100 mil millones de eV. Los rayos cósmicos pueden alcanzar energías máximas de 10 trillones de eV (1919 eV). En lo que respecta al origen de los rayos cósmicos, una parte de ellos es seguramente emitida por el Sol y se caracteriza por la baja energía. Su emisión, además, está sujeta al ciclo de once años de la actividad solar (®Sol). Los flujos más imponentes de rayos cósmicos provienen en cambio de las profundidades del espacio y parece que la alta energía de la que están dotados la adquieren durante acontecimientos como la explosión de supernovas. En las fases que acompañan a estos hechos catastróficos, las partículas son aceleradas por fuertes campos eléctricos y son lanzados al espacio circunstante. Tratándose de partículas eléctricamente cargadas, los rayos cósmicos son desviados por campos magnéticos generados por los diferentes cuerpos celestes. A veces permanecen interpolados en tales campos magnéticos y, moviéndose en espiral a través de ellos, generan emisiones electromagnéticas. Otras veces la energía de la que están dotados es tal como para hacerlos huir de los potentes campos magnéticos estelares o galácticos, haciéndoles atravesar inmensas regiones espaciales. Los rayos cósmicos que llegan a la proximidad de la Tierra también son desviados del campo magnético terrestre y se dirigen preferentemente hacia las regiones polares. Estos rayos cósmicos, llamados "primarios", no llegan habitualmente a la superficie terrestre, sino que chocan contra las moléculas de la alta atmósfera, disociándolas y generando una cascada de partículas llamadas radiación cósmica "secundaria", que llega a la superficie terrestre y puede captarse y estudiarse con instrumentos. El estudio de la radiación "primaria" se realiza, en cambio, por medio de globos sonda lanzados a gran altura y por los satélites artificiales. Los rayos cósmicos tienen una notable influencia sobre las células vivas: producen mutaciones en la materia genética, hasta el punto de pensar que tienen un papel fundamental en los procesos evolutivos de las especies. Algunos estudiosos comparten la hipótesis que las grandes extinciones ocurridas sobre la Tierra entre el Cretáceo y el Terciario, hace unos 65 millones de años, fueron causada por la explosión de una supernova cercana que lanzó hacia la Tierra un flujo mortífero de rayos cósmicos. A este acontecimiento podría deberse la desaparición de los dinosaurios que tantas teorías ha suscitado y que, sin embargo, aún permanece envuelta en el misterio.

Cosmogonía. Es la rama de la Astronomia que estudia el origen y evolución de los grandes sistemas como las Galaxias los Cúmulos estelares, etc., con el fin de determinar la edad del Universo. Se diferencia de la Cosmologia, aunque luego converge en ella, porque esta segunda disciplina se ocupa del origen y evolución del Universo considerado en su totalidad. Las principales teorías sobre el nacimiento de nuestro Universo y sobre su futuro, hasta la estructura que hoy conocemos, son tratados por la Cosmologia.

Cosmología. Es la ciencia que estudia la historia y la estructura del Universo en su totalidad. El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis que las estrellas de la Vía Láctea (la franja de luz blanca visible en las noches serenas de un extremo a otro de la bóveda celeste), pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos. Estas consideraciones, desarrolladas por los científicos del siglo

XVIII como Thomas Wright de Durham (1711-1786), Johann Lambert (1728-1777) y Emmanuel KANT (1742-1804), junto con las determinaciones de las paralajes estelares, y por lo tanto de las distancias de las estrellas a nosotros, ampliaron enormemente los confines del Universo, que las cosmologías clásicas y medievales habían limitado a nuestro sistema solar. Correspondió al gran astrónomo Sir William HERSCHEL (1738-1822) demostrar, a través de cálculos estelares, que la hipótesis de los cosmólogos más importantes del siglo XVII eran correctas. Alrededor de un siglo después, otro gran avance a la comprensión de nuestra situación en la Galaxia fue aportado por el astrónomo Harlow Sharpley quien, en 1918, pudo calcular que el Sol no ocupa una posición central, sino periférica. Sólo hacia mediados del siglo XX, en cambio, se han tenido las pruebas de que nuestra Galaxia tiene forma de espiral y que, un observador externo, la vería como se nos aparece a nosotros la nebulosa de Andrómeda. Un capítulo nuevo de la cosmología se abre a comienzos de este siglo con la formulación por parte de EINSTEIN (1879-1955) de la teoría general de la relatividad. Aplicando las ecuaciones de campo einstenianas, el físico Alexander Friedmann demostró que la materia del Universo debía encontrarse en un estado de expansión o de contracción. Pocos años después, en 1929, el astrónomo Edwin HUBBLE descubrió un fenómeno que algunos cosmológos interpretaron como una confirmación a la hipótesis de Friedmann. En efecto, HUBBLE, midiendo los desplazamientos hacia el rojo de lejanas galaxias, debido al efecto Doppler, se dió cuenta que éstos eran proporcionales a la distancia del objeto observado, de lo cual dedujo que las galaxias se alejan tanto más rápidamente cuanto mayor es su distancia. Si la materia del Universo está en rápida expansión, en el pasado debía estar concentrada en un espacio muy restringido. De este tipo de consideraciones ha nacido la cosmología del Big-Bang, que hoy representa la teoría del nacimiento y de la evolución del Universo más acreditada. Según ella, en una época que se sitúa entre hace 15 y 20 mil millones de años (tiempo calculado en base al porcentaje de expansión de las galaxias) tuvo lugar una gran explosión de energía, a partir de la cual la materia en formación y evolución fue lanzada en todas direcciones. El descubrimiento de una Radiación cósmica de fondo, a 2,7º Kelvin, que representaría la "ceniza" de la gran explosión primordial, es interpretada como una confirmación de este teoría, mientras – 38 – ha sido prácticamente abandonada otra teoría formulada en los años 40, llamada del Estado estacionario, según la cual el Universo siempre ha existido y siempre existirá.

Cosmos (satélites). Numerosa serie de satélites soviéticos, aún en pleno desarrollo, dedicados a los fines más variados: geofísica, reconocimiento de los recursos terrestres, usos militares entre los cuales se halla la intercepción y destrucción de otros satélites en órbita, comunicaciones, meteorología y estudio de la atmósfera, biología, etcétera. El "Cosmos 1" fue lanzado el 16 de marzo de 1962 y después siguieron centenares de satélites de la misma serie. Algunos, a causa de desperfectos, han caído a tierra causando gran preocupación y alarma, ya que su dispositivo energético está constituído por una batería atómica. Un "Cosmos" típico consiste en un cilindro de 1 m de diámetro y 2 m de alto con un peso aproximado de 500 kg.

Cráteres. Son depresiones de forma circular o elíptica en la costra sólida de los planetas, causadas por el impacto de cuerpos celestes como los Asteroides, los Cometas y los Meteoritos. Todos los cuerpos del sistema solar caracterizados por una costra sólida (los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte y muchos satélites naturales de éstos), han sido intensamente bombardeados por los cuerpos mencionados en las primeras fases de formación del sistema solar. En aquella época, alrededor de cuatro mil millones de años atrás, el espacio alrededor del Sol estaba lleno de detritos de diversos tamaños y consistencia, representando el residuo de los procesos de condensación de la nebulosa solar primordial. Atraidos por las fuerzas de gravedad de los cuerpos más grandes neo-formados, estos residuos se precipitaban con violencia sobre ellos excavando los cráteres. Los proyectiles más grandes lograban romper la costra, enfriada y consolidada desde hacía poco tiempo, provocando la salida de la lava subyacente; los más pequeños se limitaban a excavar modestas depresiones. En épocas sucesivas el bombardeo mermó, pero hoy todavía es posible que fragmentos residuales provoquen cráteres. En todos los cuerpos celestes carentes de una atmósfera consistente y de procesos geológicos activos, los signos de los cráteres han quedado inmutables aún cuando han transcurrido miles de millones de años. En la Tierra y en los otros planetas dotados de una rica atmósfera y geológicamente activos, el complejo de fenómenos dinámicos ha erosionado y borrado la mayor parte de estas antiguas cicatrices. Los pocos cráteres de los que aún quedan trazas sobre la Tierra se estudian con gran atención desde mediados del siglo XX. Un balance realizado a finales de los años 70 ha llevado a su subdivisión en tres grupos: 1) Cráteres probados, con fragmentos de meteoritos. Se trata de 13 estructuras de pequeñas dimensiones (máximo 1.200 m de diámetro) y de joven edad geológica (de dos millones de años a esta parte). El más famoso de ellos es el Barringer Crater de Arizona, una cavidad de 1.200 m de diámetro, 180 m de profundidad y con un borde levantado alrededor de 40 m con respecto al suelo circundante. Se encuentra entre las ciudades de Winslow y Flagstaff, en un desierto cuyo substrato está compuesto de elementos calcáreos y arenosos. Fue producido algunos miles de años atrás por un meteorito metálico de 300 m de diámetro y algunos millones de toneladas de peso. El cuerpo principal de este fragmento cósmico se pulverizó a causa de la tremenda energía producida por el impacto, dejando sin embargo numerosos fragmentos esparcidos debajo y alrededor del cráter. La formación más reciente de este grupo de cráteres es la de Sikhote-Alin, en Siberia; está constituida por 122 pequeñas cavidades producidas por un meteorito fragmentado en infinidad de partes y caído el 12 de febrero de 1947. 2) Cráteres probables, sin fragmentos de meteoritos, pero en el que hay variedades de cuarzo que se generan como consecuencia de altas temperaturas y presiones causadas por violentos impactos. A este grupo pertenecen 78 cráteres de grandes dimensioes, de 1 a 140 km de diámetro, y de edad muy variada. Los más antiguos se remontan a dos mil millones de años y se encuentra en Vredefort, Sudáfrica, y en Sadbury Canadá Ambos tienen un diámetio de 140 km y son comparables a los cráteres más grandes de la Luna. 3) Cráteres posibles, carentes de fragmentos meteóricos, así, como también de minerales que demuestren un impacto, pero presentando una estructura geológica simlar a la de un cráter de impacto. Este grupo comprende 50 estructuras de hasta 50 km de diámetro y de diversas edades. El más antiguo se encuentra en Canadá, próximo al lago Quebec. La distribución sobre el mapa geográfico de los principales cráteres terrestres hasta ahora determlnados muestra su concentración en el hemisferio Norte. Desde el momento en que no hay ninguna razón preferencial por la cual los impactos deban haber afectado a este hemisferio, se considera que el fenómeno es atribuible a que las investigaciones se han desarrollado con preferencia en los continentes norteamericano y europeo.

Crepúsculo. El crepúsculo genéricamente entendido es esa claridad que precede la salida del Sol o sigue a su puesta. En cambio, se define como crepúsculo astronómico ese intervalo de tiempo que el Sol, antes de salir, emplea en pasar de la posición de 18° por debajo de la línea del horizonte a la propia línea del horizonte; o el intervalo de tiempo que el Sol, después de la puesta, emplea en pasar de la línea del horizonte a la posición de 18 por debajo de esa línea. Así como la inclinación del Sol varía con las estaciones y con la latitud, también la duración del crepúsculo astronómico varía. Los almanaques astronómicos proporcionan las tablas para calcular la duración que es indispensable para conocer cuando se deben efectuar las observaciones astronómicas: inmediatamente después del ocaso o poco antes de la salida del Sol. Efectivamente, el cielo está completamente oscuro y todas las estrellas son perfectamente visibles (sin contar con nieblas y nubes) sólo cuando el Sol está 180 por debajo del horizonte.

Crimea (observatorio astrofísico de). Es uno de los observatorios soviéticos más importantes, situado en Simferopol, en la península de Crimea, a una altura de 560 m. Su principal instrumento consiste en un reflector de 2,60 m de diámetro. También está dotado de un radiotelescopio tipo RT-22 con una gran antena parabólica de 22 m de diámetro.

Cromosfera. Es una capa de aproximadamente 16.000 km que se extiende por encima de la superficie visible del Sol, o Fotosfera, y está limitada superiormente por la atmósfera solar, o Corona. No se puede ver en condiciones normales a causa de la débil luz que emite y sólo se evidencia durante los eclipses de Sol, o bien con un instrumento apropiado llamado Coronógrafo. Las temperaturas de la cromosfera varían aproximadamente desde 6.000 °C, en el punto en que limita con la subyacente fotosfera, a más de 1 000.000 °C en las capas superiores lindantes con la corona. La cromosfera no es una capa homogénea, sino que revela una estructura híspida, una selva de lenguas de luces similares a llamas (las llamadas espículas); su nombre se debe a la luz rosada y roja emitida por los átomos de hidrógeno que la componen (emisión de H a). – 39 –

Cuadrante. Antiguo instrumento astronómico consistente en un cuarto de círculo metálico graduado de 0° a 90°, que servía para medir la altura de los astros sobre el horizonte. A partir del siglo XVIII, con el fin de aumentar la precisión de las medidas, en lugar de apoyar el cuadrante sobre un trípode se prefirió adosarlo a un muro vertical orientado en dirección Norte-Sur. Este y otros instrumentos análogos, a veces de grandes dimensiones, constituían el equipo de los astrónomos antes del advenimiento de la astronomía óptica.

Cuadrántidas. Es una de las principales lluvias de meteoros anuales visible entre el 1 y el 4 de enero, con un máximo en la noche del 3 al 4 de enero. En el momento de máxima frecuencia se puede llegar a ver una o más trazas luminosas por minuto. Este enjambre toma el nombre de una constelación ahora ya inexistente, el Cuadrante Mural (nombre de un antiguo instrumento astronómico).

Cuadratura. Es una posición astronómica particular de un planeta o de la Luna, vistos desde la Tierra, que se logra cuando uno de estos cuerpos se halla a 90° del Sol. La cuadratura puede ser occidental u oriental. La Luna se encuentra en cuadratura en el Primero y Ultimo Cuarto.

Culminación. Es la máxima altura alcanzada por un cuerpo celeste sobre el horizonte. Esta coincide con el momento en que el cuerpo celeste en sí atraviesa el meridiano, es decir, el círculo máximo que pasa por el cenit y que une el Norte con el Sur. Nuestro Sol, por ejemplo, culmina a mediodía.

Cúmulos estelares. Son condensaciones locales de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cielo co mo concentraciones de puntos luminosos o, incluso,como tenues nebulosidades. Según su estructura se subdividen en cúmulos abiertos y cúmulos globulares. Los cúmulos abiertos, también llamados por los astrónomos anglosajones cúmulos galácticos (Galactic Clusters), se encuentran en el disco galáctico, es decir en el plano central de nuestra Galaxia, y están caracterizados por una densidad estelar un centenar de veces más elevada que la que se encuentra en las regiones que rodean al Sol; y sin embargo, las estrellas que las componen están relativamente dispersas. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de aproximadamente 10 AL y el número de estrellas que contienen varía desde algunas decenas a algunos miles. Se han observado y clasificado aproximadamente unos 1.000, pero se piensa que en nuestra Galaxia debe haber por lo menos 15.000. Aquellos que se encuentran a una distancia superior a los 5.000 AL de nosotros (recordemos que el disco galáctico tiene un diámetro de 100.000 AL y que el Sol se encuentra aproximadamente a 30.000 AL del centro) no se alcanzan a ver ni siquiera con los más potentes telescopios, porque el polvo galáctico absorbe su tenue luz. (®absorción interestelar). Según el aspecto que presentan al telescopio, los cúmulos abiertos se dividen en cuatro clases: Clase l: fuerte densificación central; resaltando netamente sobre el fondo del cielo estrellado. Clase II: débil densificación central; resaltando sobre el fondo del cielo estrellado. Clase III: carentes de densificación central y sin embargo resaltan sobre el fondo de las otras estrellas Clase IV: leve densificación que no se distingue de las est