E

Early Bird. Se trata del primer satélite de telecomunicaciones puesto en órbita por una organización internacional denominada Intelsat (International Telecommunications Satellite Corporation). "Early Bird" (literalmente pájaro tempranero) fue colocado en órbita geoestacionaria, a 36.000 km de altura, el 6 de abril de 1965. Siendo su periodo orbital idéntico al periodo de rotación de la Tierra (24 horas), el satélite estaba como inmovilizado en una zona del Atlántico, a una longitud de 35° Oeste. De este modo pudo actuar como puente de radio entre América y Europa, teniendo una capacidad de 240 canales telefónicos y de un canal de televisión. Permaneció en fase operativa durante tres años y medio, debiéndose a él las primeras transmisiones televisivas en directo por mundovisión de grandes acontecimientos políticos y sociales.

Eclipses. Del griego antiguo ekleipo, disminuir. Es un fenómeno que se produce cuando el disco del Sol desaparece en parte o completamente, debido a que el de la Luna pasa delante suyo (eclipses de Sol); o bien cuando la Luna se oscurece en parte o completamente, porque la Tierra se interpone entre ella y el Sol cubriéndola con su sombra (eclipses de Luna). Si las órbitas recorridas por la Tierra y la Luna fueran exactamente coplanarias, se tendrían dos eclipses cada mes: en cada Luna nueva (o Conjunción lunar) tendríamos un eclipse de Sol, y en cada Luna llena (Oposición lunar) tendríamos un eclipse de Luna. Sin embargo, como los planos de las órbitas de la Tierra y de la Luna están inclinados alrededor de 5°, en realidad los eclipses se producen cuando la Luna, en el novilunio o en el plenilunio se encuentra en uno de los dos puntos en los cuales su órbita intercepta la de la Tierra. A causa de estas limitaciones, el número de los eclipses que se puede producir en el curso de un año varía de un mínimo de dos solares y ninguno lunar, a un máximo de cinco solares y dos lunares, o bien de cuatro solares y tres lunares. Los eclipses se observan sistemáticamente desde la antigüedad. Algunas antiguas observaciones grabadas en tablillas demuestran que los pueblos mesopotámicos, entre el tercer y segundo milenio antes de Cristo ya habían descubierto el denominado ciclo de Saros. Este es un periodo de aproximadamente 18 años, transcurrido el cual la Luna vuelve a ocupar la misma posición en su órbita con respecto al Sol, por lo cual los eclipses se repiten aproximadamente con las mismas modalidades. Cada "ciclo de Saros" comprende un promedio de 71 eclipses, de los cuales 43 son solares y 28 lunares. Eclipses de Sol. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrecha franja de la superficie de la Tierra. En efecto, cuando el disco negro de la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra, nuestro globo es interceptado, en una determinada parte de su superficie, desde el cono de sombra y desde el de penumbra. Aquellos que se encuentran en la zona en la cual se proyecta el cono de sombra, verán el disco de la Luna superponerse íntegramente al del Sol: en este caso se tendrá un "eclipse total de Sol". Aquellos que se encuentran en una zona interceptada por el cono de penumbra, verán el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol: es el caso del "eclipse parcial de Sol". Se da también un tercer caso. Cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una distancia mayor con respecto a la media, entonces su diámetro aparente es más pequeño con respecto al habitual y su disco no alcanza a cubrir exactamente el del Sol. En estas circunstancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra, sino la prolongación del cono de sombra y se tiene un "eclipse anular de Sol": alrededor del disco negro de la Luna1 queda visible un anillo luminoso. Según se produzca una de las situaciones arriba expuestas, se habla de "zona de totalidad", de "zona de parcialidad" o de "zona de anularidad", haciendo referencia con ello a la franja de la superficie terrestre desde la cual es posible observar el fenómeno. A causa del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrededor de sí misma, la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve a unos 15 km/s. La fase de totalidad por lo tanto, para un determinado punto geográfico, no supera los 8 minutos. La zona de totalidad puede tener una anchura máxima de 200 km y una longitud máxima de 15.000 km. Los eclipses de Sol no constituyen sólo un fenómeno espectacular, sino una ocasión de investigación científica para los estudiosos de nuestra estrella. Habitualmente, desde la Tierra es posible observar en el Sol un disco de color amarillo correspondiente a la fotosfera: un desarrollo de gas a unos 6.000 grados de temperatura. Sobre la fotosfera hay una fina capa de gas a altísimas temperaturas, de hasta un millón de grados, llamada cromosfera. Más arriba aún hay una amplia región de gases ionizados, llamada corona, cuyas temperaturas alcanzan un máximo de 4 millones de grados. Cromosfera y corona, aunque más calientes que la fotosfera, están mucho más rarificadas y por lo tanto no son visibles desde la Tierra en luz blanca, porque su luminosidad es inferior no sólo a la de la fotosfera, sino también a la de la luz difusa del cielo. Durante los eclipses totales de Sol se hace casi noche en pleno día, hasta el punto que es posible ver las estrellas más luminosas; la luz difusa del cielo desaparece casi completamente y se ponen en evidencia cromosfera y corona. Los astrónomos pueden, por lo tanto, analizar durante algunos minutos estas dos capas superiores de la atmósfera solar, que tienen una enorme importancia para los estudios sobre los mecanismos energéticos de nuestra estrella. La cromosfera aparece, incluso si se observa con un modesto instrumento como puede ser un telescopio de aficionado, como un arco de color rosado, mientras la corona se presenta como un espectacular halo de tonalidad madreperla, visible a simple vista, que se extiende a lo largo de algunos grados alrededor del Sol. Con la ayuda de un telescopio es posible, durante la fase de totalidad, observar las protuberancias, enormes chorros de gas que se proyectan desde la cromosfera hacia la corona. Desde los años 30, gracias a la invención del Coronógrafo, los astrónomos crean eclipses artificiales, aunque persiste el problema de la luz atmosférica difusa y por lo tanto los eclipses naturales constituyen un fenómeno incomparable para el estudio de las capas más exteriores del Sol. Los eclipses parciales de Sol, aunque menos interesantes para la investigación astronómica, ofrecen ocasiones de análisis y comprobación para aquellos que se ocupan de la ®astrometría. En este caso – 45 – son registrados los momentos de los contactos entre el disco de la Luna y el del Sol y verificadas con exactitud las previsiones sobre el movimiento lunar: un movimiento complejo y de difícil descripción analítica y sin embargo importante porque en él se basan las medidas de tiempo de las Efeméndes astronómicas. Otro modo de utilizar los eclipses de Sol, tanto totales como parciales, consiste en aprovechar el avance del disco de la Luna sobre el del Sol para determinar exactamente las dimensiones de estructuras como las manchas, los gránulos, los flóculos, etc., que son ocultados paso a paso. Por todos estos motivos los eclipses de Sol, sobre todo los totales, son observados asiduamente y se organizan expediciones de astrónomos a los lugares afectados por la zona de totalidad. Desde hace algunos años, sin embargo, una buena parte de los estudilos satélites astronómicos. En efecto, desde aquí, gracias a los coronógrafos, es posible crear eclipses artificiales sin el problema de la luz atmosférica difusa. Experimentos de este tipo han sido realizados desde el laboratorio del Skylab y desde el satélite Solar Maximum Mission, aún en órbita pero ya fuera de uso. Por lo tanto es posible prever que la próxima generación de satélites sustituirá, tal vez casi completamente, la observación científica de los eclipses desde la Tierra. No obstante, siempre permanecerá la belleza de un espectáculo que no termina de maravillar y fascinar al hombre. Eclipses de Luna. Al contrario de los de Sol, los eclipses de Luna pueden ser observados desde amplias zonas de la superficie terrestre, particularmente de todo el hemisferio que no es iluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encima del horizonte. También los eclipses de Luna pueden ser de tres tipos. 1) Eclipses totales de Luna, cuando nuestro satélite natural se sumerge completamente en el cono de sombra proyectado por la Tierra en el espacio. La duración de un fenómeno de este tipo varía según la trayectoria de la Luna a través del cono de sombra. Al máximo se pueden producir eclipses totales de Luna de 3,5 horas. El oscurecimiento de la Luna por efecto de su entrada en el cono de sombra casi nunca es completo, porque el cono de sombra no está totalmente oscuro, sino que conserva una tenue luz rojiza que le confiere a nuestro satélite natural un color cobrizo. 2) Eclipses parciales de Luna, cuando nuestro satélite natural penetra en el cono de sombra sólo en parte. En este caso, mientras una parte de la superficie lunar es visiblemente oscurecida, la otra conserva su luminosidad. 3) Eclipses de penumbra, cuando nuestro satélite natural, en lugar de penetrar en el cono de sombra, pasa sólo a través del de penumbra. En este caso la pérdida de luminosidad sobre el disco de la Luna es imperceptible o apenas visible a simple vista y es más evidente a través de adecuadas técnicas fotográficas. El estudio de los eclipses de Luna, además de para realizar medidas astronómicas, como la verificación de los momentos de contacto entre el disco de nuestro satélite natural y el cono de sombra, sirve también para un análisis indirecto de las condiciones de la atmósfera terrestre. La densidad y la coloración de los conos de sombra y de penumbra están muy influidos por la presencia de ozono y polvillo en suspensión en los diversos estratos de nuestra atmósfera. Previsiones. Desde el momento en que los movimientos de la Tierra, de la Luna y del Sol pueden calcularse con buena precisión, también los eclipses futuros pueden ser previstos por los astrónomos. El mayor trabajo en la previsión de los eclipses fue desarrollado en el siglo

XIX por el astrónomo austriaco Theodor VON OPPOLZER (1841-1886), que en su importantísima obra Canon der

Finsternisse (Canon de los eclipses) publicada en 1887, calculó las circunstancias de todos los eclipses solares y lunares producidos desde 1207 a. JC. al 2163 d. JC. Desde un punto de vista estadístico, en un siglo se producen alrededor de 360 eclipses de distinto tipo, de los cuales 220 son solares y 140 lunares. A pesar del número de los solares, algo así como una vez y media el número de los lunares, para un observador fijo en un determinado lugar es mucho más raro asistir a un eclipse de Sol; y esto es debido al hecho, ya anotado, que este último fenómeno es sólo visible desde una zona restringida de la Tierra, mientras un eclipse de Luna puede observarse desde una amplia zona terrestre. Se calcula que un habitante de un lugar puede ver en el curso de su vida, siempre que las condiciones meteorológicas lo permitan, alrededor de 50 eclipses de Luna, 25 de los cuales son totales, y 30 eclipses de Sol, todos parciales. Resulta rara la circunstancia de asistir a un eclipse total de Sol. Por ejemplo, el último eclipse total de Sol visible desde una restringida zona de Italia, se produjo el 15 de febrero de 1961. Los habitantes de la misma zona deberán esperar hasta el 6 de julio de 2187 para ver el próximo eclipse total de Sol. Para aquellos que quieran observar estos magníficos fenómenos astronómicos, he aquí dos tablas en las cuales se establecen las características esenciales de los eclipses de Sol y de Luna más importantes que se producirán en los últimos años del siglo XX. La única advertencia que damos para la observación se refiere a los eclipses de Sol: nuestro luminoso astro nunca debe observarse a simple vista, sino protegiéndose los ojos con una lámina ennegrecida, como por ejemplo un trozo de vidrio ahumado en una vela, o bien observándolo a través de un instrumento óptico con el adecuado filtro solar, o de una película fotográfica blanco y negro, velada y revelada.

Eclíptica. Es la proyección del plano orbital de la Tierra sobre la Esfera celeste. A veces se indica también con el nombre de eclíptica el recorrido aparente que el Sol realiza en un año a través de las estrellas: más precisamente, a través de las doce bien conocidas constelaciones del Zodiaco. Desde el momento que el plano de la órbita terrestre está inclinado aproximadamente 23o, 50 con respecto al Ecuador, la eclíptica está inclinada en el mismo valor con respecto al ecuador celeste. La eclíptica debe su nombre al hecho de que todos los eclipses, de Sol y de Luna, se producen cuando la Luna, recorriendo su órbita, atraviesa el plano de la órbita terrestre.

Ecosfera. Esta es una palabra científica de reciente utilización. Se define como ecosfera, o incluso biosfera, una imaginaria cáscara esférica alrededor de una estrella, en el interior de la cual existen temperaturas tales como para permitir el nacimiento y la evolución de la vida. Obviamente cada estrella, según su Clase espectraly por lo tanto de su temperatura superficial, tendrá su ecosfera. Un planeta que se encontrara muy hacia dentro de la ecosfera, tendría temperaturas demasiado altas y por lo tanto incompatibles con el fenómeno de la vida. Del mismo modo un planeta que se encontrara muy hacia fuera de la ecosfera, estaría inmerso nuestro sistema solar, estos dos casos límites están representados por Mercurio, cuyas temperaturas superficiales llegan a la fusión del plomo, y Plutón, en el cual se supone reine una temperatura de –200 °C. La Tierra, en cambio, se encuentra exactamente en el medio de la envoltura ecosférica. Según el ingeniero americano Stephen Dole, la extensión de la ecosfera en nuestro sistema solar va de 0,72 UA (aproximadamente desde el nivel de la órbita de Venus), a 1,2 UA (a una distancia del Sol que está a medio camino entre las órbitas de la Tierra y de Marte). Esto quiere decir que, a excepción de la Tierra y Venus, ningún otro planeta de nuestro sistema recibe la exacta dosis de calor solar – 46 – compatible con la vida. Sin embargo, como bien sabemos, la justa dosis de calor solar representa una condición necesaria pero no suficiente, para la presencia de la vida en un planeta. En el caso de Venus, por ejemplo, la atmósfera a base de dióxido de carbono estropea cualquier cosa, haciendo a aquel planeta tórrido, sofocante e inhóspito. Admitiendo, como ahora ya parece probable, que la mayor parte de las estrellas que vemos brillar en el cielo estén acompañadas de un cortejo de planeta similares al nuestro, las dimensiones de la ecosfera de cada estrella varían en función de la clase espectral. Si un sol pertenece a una de las primeras clase espectrales y es muy luminoso, la ecosfera será mu grande; si pertenece a una clase espectral intermedi (como nuestro Sol), tendrá una ecosfera de dimensiones medias; si pertenece a una de las últimas clase espectrales, y tiene por lo tanto una baja luminosidad,la ecosfera será pequeña. Este hecho implica que sólo las estrellas con elevada luminosidad o media pueden tener planetas en zona de habitalidad, cuando la luminosidad es pequeña el planeta para encontrarse dentro de la ecosfera, debe estar en órbita muy cerca del propio sol. Sin embargo, en este caso tiende a instaurarse una rotación sincrónica, por la cual el planeta muestra a su propio sol siempre la misma cara, con el resultado de tener un hemisferio demasiado caliente (el preferentemente iluminado) y el otro demasiado frío. Según una reciente estadística realizada por el astrónomo Carl SAGAN, en nuestra Galaxia podrían existir cien mil millones de soles poseyendo por lo menos un planeta en ecosfera, y por lo tanto habitado por alguna forma de Vida.

Ecuación del tiempo. El Sol, a causa del hecho que la órbita de la Tierra es elíptica, tiene un movimiento aparente sobre el fondo de estrellas con velocidad variable según los períodos del año. Los astrónomos, para simplificar sus cálculos, recurren a un artificio llamado Sol medio, que es un Sol ficticio dotado de velocidad constante correspondiente a la velocidad media que se mide en el movimiento aparente del Sol. La diferencia de tiempo entre la Culminación del Sol verdadero y la del Sol medio se llama ecuación del tiempo. Esta puede ser positiva, negativa o nula, según si el Sol medio está adelantado, con retraso o en sincronía con el Sol verdadero. La ecuación del tiempo es nula los días 16 de abril, 14 de junio, 2 de septiembre y 26 de diciembre; alcanza los máximos positivos el 12 de febrero (+ 14' 23") y el 27 de julio (+ 6' 22"); y los máximos negativos el 4 de noviembre (-16' 22") y el 15 de mayo (-3' 47"). En el curso de los años estas fechas pueden también caer en diferentes días de los indicados, ya que al comienzo del año civil no coincide con el del astronómico.

Ecuador. Es la máxima circunferencia de un cuerpo celeste equidistante de los dos polos y conteniendo por definición todos los puntos de latitud cero. La proyeccion dei Ecuador terrestre sobre la esfera celeste se define ecuador celeste y representa la máxima circunferencia de referencia para la determinación de la declinación.

Ecuatorial (montura). Es una montura especial para telescopios astronómicos, que tiene un eje paralelo al eje de rotación de la Tierra y un segundo eje normal al primero. El eje paralelo al terrestre, también llamado eje polar, o eje horario, puede acoplarse a un motorcito que, haciéndole dar una vuelta completa en 24 horas. compensa exactamente el movimiento de nuestro planeta, de manera que el telescopio siga el desplazamiento aparente de las estrellas. El segundo eje es denominado a su vez eje de declinación. La montura ecuatorial es preferida por los astrónomos con respecto a la altacimutal porque, gracias a ella, es posible efectuar fotografías astronómicas de larga exposición Para una detallada descripción de los diversos tipos de soporte de un telescopio astronómico.

Ecuatoriales (coordenadas). Es el sistema de coordenadas más utilizado entre los astrónomos; está definido por la ascensión recta, correspondiente a la longitud terrestre, y por la declinación, correspondiente a la latitud terrestre.

Echo. Nombre dado a dos famosos satélites americanos, consistentes en una enorme envoltura de plástico inflada como un globo en órbita terrestre. Lanzados a comienzos de los años 60, fueron empleados para el estudio de la resistencia producida por las partículas rarificadas de la alta atmósfera sobre el movimiento de los cuerpos artificiales; para el estudio de la presión ejercida por la radiación solar sobre grandes superficies; y también como repetidores pasivos de señales de radio. "Echo 1" fue lanzado el 12 de agosto de 1960 a una órbita circular, a unos 1.500 km de altura. Estaba hecho de fibra de poliéster con un grosor de apenas1/10 de mm y estaba recubierto exteriormente por una superficie reflectora de aluminio. Inflado en órbita gracias a la liberación de pequeñas cantidades de gas, que en el vacío del espacio se expandían con mucha eficacia, adquirió la forma de una esfera de 30 m de diámetro. Durante casi 8 años, hasta mayo de 1968, permaneció en órbita, proporcionando informaciones muy útiles. "Echo II", lanzado el 25 de enero de 1964, estaba hecho con una película plástica aún más delgada, 1/20 de mm. Más grande que el anterior, 41 m, fue el primer satélite que se empleó, en colaboración con la Unión Soviética, para experimentos de reflexión de las ondas de radio. Permaneció en órbita hasta junio de 1969. Los dos "Echo" se hicieron famosos no sólo por sus investigaciones científicas, sino porque fueron los primeros satélites perfectamente visibles a simple vista incluso para los profanos. Tenían la apariencia de una estrella de primera magnitud que se desplazaba velozmente entre las constelaciones. A veces era posible observarlos en dos pasos consecutivos desde el mismo lugar. Uno de los fenómenos más singulares que ofrecían era, en algunas circunstancias, la desaparición repentina en el centro de la bóveda celeste por efecto de su ingreso en el cono de sombra de la Tierra.

EDDINGTON, Sir Arthur S. 1882-1944 Astrofísico inglés conocido por sus estudios sobre la estructura interna de las estrellas y por sus contribuciones a la comprensión de la relatividad y la moderna cosmología. EDDINGTON se ocupó de las Cefeidas y atribuyó su variabilidad a pulsaciones de estas estrellas, es decir, a una alternancia de fases de contracción y fases de dilatación. Demostró que en el interior de las estrellas la temperatura es de algunos millones de grados y la materia se encuentra en estado de gases ionizados. En el modelo que él elaboró del interior de una estrella, gravedad, presión gaseosa y presión de radiación están interrelacionadas y sus estudios teóricos le permitieron calcular algunos diámetros de gigantes rojas, obteniendo valores confirmados por MICHELSON. Estableció la relación también entre masa estelar y luminosidad, prediciendo para la enana blanca compañera de Sirio una densidad elevadísima, verificada después por W. S. ADAMS. EDDINGTON fue de los primeros en comprender el alcance de la relatividad y en difundirla entre la gente de habla inglesa. En 1919 organizó una expedición a la isla Príncipe, en el Golfo de Guinea, para medir, aprovechando el eclipse total de Sol del 29 de mayo, la desviación que experimentan los rayos lumino- – 47 – sos de una estrella cuando atraviesan el campo gravitacional del Sol, y así verificar si el valor de la propia desviación era el previsto por la mecánica relativista. Ya en 1914 había propuesto que nuestra Galaxia no era más que una pequeña parte de todo el Universo y, en 1927, identificó, en el desplazamiento de las bandas espectrales hacia el rojo y en el espectro de nebulosas estragalácticas, un efecto Doppler debido a la expansión del Universo.

Efemérides. Tablas numéricas que contienen las coordenadas de los astros (planetas, satélites, pequeños planetas, cometas, etc.) y otros elementos referentes a los periodos de tiempo regulares y sucesivos, gracias a los cuales es posible calcular las posiciones de los propios astros en el cielo. El nombre de efemérides deriva del griego antiguo efemeris

(cotidiano).

Effelsberg (radiotelescopio de). Localidad en la que se encuentra el radiotelescopio más grande del mundo íntegramente móvil (al contrario de otros, como el de Arecibo en Puerto Rico, que son fijos). Tiene una antena en forma de disco de un diámetro de 100 metros y se encuentra en una zona montañosa de Alemania Occidental, a unos 40 km al Oeste de Bonn. El radiotelescopio está a cargo del Max Planck Institute de radioastronomía y se halla en funcionamiento desde 1971.

EINSTEIN, Albert. 1879-1955 Científico de origen alemán, considerado como el máximo físico teórico de nuestro siglo. EINSTEIN es conocido, sobre todo, por su teoría de la retatividad, que consta de dos enunciados diferentes: el primero publicado en 1905 y llamado de la relatividad especial y se ocupa de sistemas que se mueven el uno con respecto al otro con velocidad constante (que incluso puede ser igual a cero); el segundo de 1916, se ocupa de sistemas que se mueven a velocidad variable. Los postulados de la relatividad especial son dos: el primero afirma que todo movimiento es relativo y revelable precisamente como relativo a cualquier otra cosa, y por lo tanto el éter, el famoso medio de propagación de la luz en cuya existencia se había firmemente creído durante todo el siglo XIX no puede determinarse por ningún experimento. En efecto, esta sería la única cosa del Universo absolutamente firme, según la descripción que se venía dando, por lo que su movimiento sería absoluto y como tal no determinable. De este modo, EINSTEIN liberó a la física del misterioso éter, mostrando ante todo que no se tenía necesidad de un concepto semejante. El segundo postulado afirma que la velocidad de la luz es siempre constante con respecto a cualquier observador. De la serie de ecuaciones obtenidas de tales premisas teóricas, surgen consecuencias muy importantes e incluso desconcertantes: el aumento de la masa con la velocidad; la equivalencia entre masa y energía según la conocida fórmula

E = mc2, en la que c es la velocidad de la luz y E representa la energía obtenible por un cuerpo de masa m cuando toda su masa sea convertida en energía; el efecto de contracción, por el cual a dos observadores en movimiento el uno con respecto al otro toda cosa inherente al otro parece contraerse en el sentido del movimiento; la dilatación del tiempo que se verifica en un sistema en movimiento con respecto a un observador (la famosa paradoja de los gemelos ilustra precisamente este efecto: imaginemos que de dos gemelos de veinte años, uno permanezca en la Tierra y el otro parta en una astronave tan veloz como la luz hacia una meta distante 30 AL de la Tierra; al volver la astronave, para el gemelo que se quedó en la Tierra, habrían pasado sesenta años, en cambio para el otro sólo unos pocos días). Ahora ya se han acumulado las comprobaciones experimentales de la relatividad especial: tenemos ejemplos clarísimos de incrementos de masa obtenidos en los aceleradores de partículas; la equivalencia entre masa y energía, después de haber sido probada en laboratorio en 1932, ha dado lugar a impresionantes aplicaciones concretas (tanto la fisión como la fusión nucleares son procesos en los que una parte de la masa de los átomos se transforma en energía); por último, incluso el hecho de que el tiempo hace más lento su propio curso a altas velocidaddes ha sido comprobado muchas veces. La teoría de la relatividad general se refiere al caso de movimientos que se producen con velocidad variable y tiene como postulado funamental el principio de equivalencia, según el cual los efectos producidos por un campo gravitacional equivalen a los producidos por el movimiento acelerado. La primera conclusión importante a que llegó EINSTEIN al desarrollar esta premisa fue que las órbitas de los planetas no son fijas, como había creído NEWTON, sino que rotan lentamente (en la mayor parte de los planetas casi imperceptiblemente) en el espacio. Así fue explicada la rotación de la órbita de Mercurio, equivalente a 43° de arco por siglo, que hasta ese momento era un enigma. La segunda conclusión es que los rayos luminosos deben ser desviados por un campo gravitacional, lo que fue comprobado midiendo el desplazamiento aparente de una estrella, con respecto a un grupo de estrellas tomadas como referencia, cuando los rayos luminosos provenientes de ella rozan el Sol. Sin embargo, como el hecho de que la luz de la estrella roce la superficie solar impide al observador verla, porque es deslumbrado por la propia luz del Sol, la verificación se efectúa aprovechando un eclipse total de Sol. La estrella es fotografiada dos veces, una vez en ausencia y otra en el curso del eclipse; de la medida del desplazamiento aparente de ella con respecto a las estrellas de referencia se puede llegar al ángulo de desviación, que ha resultado casi siempre, en el transcurso de las diferentes pruebas, muy cercano a las previsiones de EINSTEIN. Según la relatividad general, también las masas gravitacionales tienen efecto sobre el fluir del tiempo: todos los procesos temporales serán más lentos en proximidad de una gran masa que de una pequeña. La cosmología relativista hipotiza un Universo ilimitado, es decir carente de límites o barreras, pero finito, cerrado en sí mismo; siguiendo esta teoría el espacio es curvo, no en el sentido físico del término, sino en el de que contiene masas gravitacionales que determinan en su proximidad la curvatura de los rayos luminosos. Sin embargo en el año 1922 Friedmann demostró que era posible elegir por las ecuaciones relativistas la solución que da un modelo de Universo en expansión, incluso estático como el que establecía EINSTEIN en sus hipótesis. Albert EINSTEIN fue galardonado con el premio Nobel de física en el año 1921.

Eje de rotación. En un cuerpo animado sólo por el movimiento de rotación, es el lugar de los puntos que permanecen inmóviles. En el caso de la Tierra, el eje de rotación está inclinado 66° 33' 8" con respecto al plano de la órbita, o bien 23° 26' 52" con respecto al eje de la órbita. El eje de rotación terrestre, también denominado eje celeste o eje horario, determina la dirección Norte-Sur y en el Norte está dirigido hacia la Estrella polar (a Ursae Minoris). Sin embargo está animado por pequeños movimientos que, con el tiempo, le hacen cambiar de dirección.

Elara. Nombre del séptimo satélite de Júpiter en orden de distancia, fue descubiero en el año 1905 por el astrónomo C. D. PERRINE. Está en órbita a una distancia media del – 48 – planeta de 11.737.000 km, con un período de doscientas cincuenta y nueve días. Tiene un radio de apenas 12 km.

Eldo. Siglas de la European Launcher Development Organization (Organización para el desarrollo de un lanzador europeo), fundada en 1964 por un consorcio de naciones europeas que incluía a Bélgica, Francia, Alemania Federal, Inglaterra, Italia y Holanda, con el objetivo primordial de realizar un misil europeo de tres secciones que se basaba en el misil estratégico inglés "Blue Streak", adoptado como primera sección y que serviría para poner en órbita satélites artificiales Se construyeron dos cohetes, "Europa 1" y "Europa II", ambos lanzados desde el polígono de Woomera en Australia, que fracasaron. El programa fue entonces abandonado y las actividades espaciales del consorcio de países europeos se refundió con la ESA (European Space Agency [Agencia Especial Euro pea]) en el año de 1975.

Elektron (satélites). Serie de satélites científicos soviéticos puestos en órbita para el estudio de los cinturones de radiación, o de Van Allen, que rodean la Tierra. Los "Elektron" fueron cuatro: los dos primeros fueron lanzados en enero de 1964 y se programaron para analizar uno la cara interior y el otro la cara exterior. Los dos siguientes fueron lanzados con el mismo fin en el mes de julio del mismo año.

Electrón. Pequeña partícula atómica portadora de la carga negativa. En un átomo estable los electrones están en órbita alrededor del núcleo y su número es igual al de los protones (partículas positivas) contenidos en el propio núcleo. La masa de un electrón es 1/1.840 con respecto a la de un protón. Su carga negativa, que es la más pe queña jamás determinada en la naturaleza, es tomada, por convención, igual a la unidad.

Elemento químo. Se define como elemento químico a una sustancia homogénea que no puede dividirse en sustancias más simples. Los elementos químicos existentes en la naturaleza son 92 y pueden presentarse en estado gaseoso, líquido o sólido. De su unión está formada toda la materia que observamos en el Universo. Elementos químicos son por ejemplo: el hidrógeno, el helio, el oxígeno, el hierro, el uranio. Una substancia formada por la unión de dos o más elementos químicos se llama compuesto. El agua, por ejemplo, es un compuesto formado por hidrógeno y oxígeno. La Astrofisica ha podido determinar que en todo el Universo visible los elementos químicos se presentan con la misma Abundancia relativa.

Elementos (origen de los). Una de las interrogantes más apremiantes de la astronomía es cómo se han originado los elementos químicos que se encuentran en todo el Universo visible. Hasta hace poco tiempo se consideraba que estos más que ser el producto de reacciones nucleares internas de las estrellas que actualmente observamos, ya estaban presentes en los comienzos del Universo. Sin embargo, de acuerdo con los estudios más recientes de cosmología y de astrofísica, la formación de los elementos ha sido lenta y gradual, de tal manera que primeramente sólo se han originado los más livianos y en un segundo momento, a través de procesos nucleares que han involucrado a sucesivas generaciones de estrellas, los más pesados. De acuerdo con ía teoría del Big Bang, que hoy representa el punto de vista más acreditado sobre el origen del Universo1 los procesos de fusión nuclear que se llevaron a cabo después de la gran explosión primordial, sólo produjeron hidrógeno y helio. Después, a causa de la expansión, las temperaturas descendieron rápidamente y estos procesos se interrumpieron sin dar vida a elementos más pesados. Fue necesario esperar el agregado de hidrógeno y helio primordiales en estrellas (las primeras estrellas del Universo neonato) para ver instaurar, en su interior, nuevos y más duraderos procesos de fusión nuclear y para asistir, por consiguiente, al nacimiento de elementos cada vez más pesados: berilio, carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, hierro, etc. Se piensa que.la producción fue gradual, limitándose cada generación estelar a producir elementos de complejidad creciente y a diseminarlos en el espacio, proporcionando una materia elaborada que, a su vez, constituyó el punto de partida para sucesivos agregados estelares y otras elaboraciones. Estas teorías, más que basarse en los conocimientos de la física nuclear y subnuclear, se fundamentan en observaciones. En efecto, cuanto más lejos se mira el Universo, cuanto más antiguas son las estrellas que se analizan, apareciendo más pobres en elementos pesados, más se confirma la hipótesis de que los elementos se han construido "ladrillo sobre ladrillo", desde los más livianos a los más pesados, gracias al trabajo de sucesivas generaciones estelares. Al final de la diseminación de los elementos más pesados en el espacio, se ha podido observar que el papel fundamental es desempeñado por las estrellas que estallan (las llamadas Supernovas) lanzando a su alrededor materia altamente elaborada. Se considera que el propio nacimiento de sistemas planetarios como el nuestro, ricos en elementos pesados con los que se formaron los planetas, sea la consecuencia de la explosión de una supernova.

Elipse. Es una curva que forma parte de la familia de las Cónicas. La elipse tiene la forma de un óvalo más o menos achatado y es la órbita típica de los objetos que giran alrededor de un centro de gravedad como lo hacen, por ejemplo, los planetas con el Sol. Los planetas del sistema solar tienen órbitas elípticas con una excentricidad muy pequeña.

Elongación. Es la distancia angular de un planeta al Sol, o bien el ángulo entre el Sol y el planeta visto desde la Tierra. Para los planetas internos (Mercurio y Venus) se distingue una elongación oriental, cuando el planeta visto desde la Tierra se encuentra al Este con respecto al Sol, y una occidental cuando se encuentra al Oeste.

Enanas (estrellas). De acuerdo con sus dimensiones, las estrellas son clasificadas en enanas, gigantes y supergigantes. Nuestro Sol, por ejemplo, con sus 697.000 km de radio, es considerado una eatrella enana. Antares, una estrella de la constelación de Escorpión, que tiene un diámetro equivalente a 285 veces el del Sol (es tan grande que puesto en su lugar ocuparía el espacio hasta la órbita de Marte), es una supergigante. Las estrellas como el Sol, en las primeras etapas de su evolución, cuando están aún "frías" y no tienen suficiente energía para emitir, son denominadas enanas rojas; mientras las estrellas como nuestro Sol, que al llegar al final de su existencia estallan y después se contraen emitiendo grandes cantidades de energía, son llamadas enanas blancas.

Encélado. Tercer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta y sexto en orden de tamaño. Está en órbita alrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km. Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de 500 km. – 49 –

ENCKE, Johann Franz. 1 791-1865 Uno de los astrónomos alemanes más importantes del siglo XIX, cuyo nombre está unido, sobre todo, al cometa con más corto periodo que se conoce. Fue discípulo del gran matemático y astrónomo alemán Carl Friedrich GAUSS (1777-1865) y se le nombró director del Observatorio de Berlín en 1825. Después de haber calculado, en 1818, los elementos orbitales del cometa que después fue llamado con su nombre, pudo calcular la masa de Mercurio y de Júpiter por los efectos ejercidos por estos dos planetas sobre la órbita del propio cometa. ENCKE se dedicó también a la recopilación de un nuevo atlas estelar, que hizo posible a J. G. GALLE (1812-1910) descubrir Neptuno. En el año 1837 descubrió, además, una nueva división en los anillos de Saturno.

Encke (cometa de). Es el cometa periódico con el periodo más corto conocido hasta ahora. Realiza un giro alrededor del Sol cada 3,3 años (3 años y 106 días), con un perihelio (punto más próximo al Sol) en torno a 51 millones de km y un afelio (punto más distante del Sol) de aproximadamente 611 millones de km. Esto significa que el cometa se acerca al Sol casi tanto como Mercurio y se aleja de él casi como Júpiter, desde el momento que se caracteriza por una órbita relativamente excéntrica (e = 0,85). El cometa de Encke pertenece a la llamada "familia de Júpiter": ese numeroso grupo de cometas de corto periodo (alrededor de 1 semana), cuyas órbitas están altamente influidas por el paso cercano a Júpiter. Estos, en épocas pasadas, han experimentado un fenómeno llamado de captura por parte del planeta gigante del sistema solar, que los vincula así arrastrando el afelio a las proximidades de su órbita. El Encke es un elemento astronómico de gran interés por diversos motivos. En él se ha notado, con el pasar de los años, una progresiva reducción de la capacidad de rodearse de cabellera y cola: signo de que los repetidos pasos junto al Sol lo han ido despojando, poco a poco, de los elementos volátiles, reduciéndolo a un núcleo preponderantemente rocoso e inerte. Por este motivo, algunos astrónomos consideran que el Encke representa el estado final de ese proceso que llevaría a los cometas nuevos a transformarse, con el tiempo, en asteroides del tipo Apolo. Según el astrónomo checoslovaco Lubor KRESAK, un fragmento se separó del Encke y penetró en la atmósfera terrestre el 30 de junio de 1908, cayendo en el altiplano siberiano junto al río Tunguska Medio, provocando la destrucción de 2.000 km2 de bosque y una explosión comparable a 20.000 toneladas de trilita. Los pequeños fragmentos de polvo que a continuación se separaron del Encke se han considerado como los responsables de la lluvia anual de estrellas fugaces, llamados Táuridas, que alcanza el máximo de intensidad el 13 de noviembre de cada año. Este importante cometa se conoce desde tiempos relativamente recientes. Fue observado por primera vez por los franceses Mechain y Messier en 1786 y sucesivamente perdido de vista. En 1818 fue observado nuevamente por Pons y entonces Johan ENCKE calculó sus elementos orbitales, dándose cuenta que se trataba del mismo cometa aparecido anteriormente. La NASA y la ESA proyectan desde hace tiempo la observación cercana del cometa de Encke mediante sondas espaciales automáticas, pero hasta ahora estos proyectos no se han podido llevar a cabo, sobre todo por la dificultad de presupuestos de las agencias espaciales.

Encke (división de). Con este término se indica un vacío aparente existente en la parte externa del anillo A de Saturno. Como es sabido, este planeta se caracteriza por una serie de anillos -constituidos por partículas de hielo- los más evidentes de los cuales, a partir del exterior, son llamados con las letras A, B, C y D. Mientras A y B están separados con una división bien marcada, llamada de Cassini, por el nombre de su descubridor, el A está surcado por una fina división llamada de Encke, del nombre del astronomo alemán que la descubrió en el año 1837; la división, debido a su extrema finura, también es denominada trazo de lápiz. Las recientes observaciones cercanas del mundo saturniano, efectuadas por las dos sondas americanas Voyager, han demostrado que esta división, como también la de Cassini, está caracterizada por una relativa ausencia de partículas con respecto a otras regiones de los ani los, y no por un vacío absoluto de materia como parecían indicar las primeras e imprecisas observaciones desde la Tierra.

Epiciclo. Es un elemento, que no tiene ninguna relación con la realidad, al cual recurrían los antiguos astrónomos para explicar los movimientos de los planetas. Hasta los tiempos en que J. KEPLER (1571-1630) descubrió las tres leyes sobre los movimientos planetarios, con el fin de conciliar los datos resultantes de las observaciones con la teoría geocéntrica o tolomeica, se pensaba que cada planeta estaba animado por un doble movimiento: uno alrededor de la Tierra en un gran círculo, llamado deferente, y uno alrededor de un punto móvil sobre el deferente mismo, llamado epiciclo. De la combinación de estos dos movimientos se lograba, aún con alguna aproximación, explicar los movimientos retrógrados y estacionarios de los planetas. Con el descubrimiento kepleriano de que los planetas realizan órbitas elípticas, en las cuales el Sol ocupa uno de los dos focos, la astronomía pudo desembarazarse de estos complejos y artificiosos mecanismos.

Época. Se define como época, o a veces incluso época de las coordenadas, una fecha precisa a la cual hacen referencia las Coordenadas celestes de las estrellas. A causa de los movimientos de la Tierra conocidos con el nombre de Precesión y Nutación, las coordenadas de las estrellas cambian, aunque imperceptiblemente, de año en año. Por lo tanto resulta oportuno referirse a un preciso instante de tiempo para su cómputo. La época de las coordenadas más en uso en los actuales atlas celestes y en las Efemérides es el de 1950, pero en algunas publicaciones puestas al día, ya se han introducido las coordenadas que hacen re ferencia al año 2000.

Equinoccio. Es el momento en que el Sol, a lo largo de su movimiento aparente anual, atraviesa el plano del ecuador celeste. Esto sucede dos veces al año: el 21 de marzo, Equinoccio de primavera y el 23 de septiembre Equinoccio de otoño en el hemisferio Norte y a la irversa en el Sur. En estas dos fechas, la duración del día es igual al de la noche para todos los lugares de la Tierra. La situación equinoccial sería perpetua si plano de la órbita terrestre coincidiera con el del Ecuador; sin embargo, como es conocido, hay un desfase de 23° 27'. El Equinoccio de primavera también es conocido como "primer punto de Aries", y el de otoño "primer punto de Libra".

ERATÓSTENES. 276-194 a J.C. Matemático, astrónomo y geógrafo griego nacido en Cirene. Fue el primero en medir, con un error muy pequeño, la circunferencia terrestre. Sabía que cuando en Siene, la actual Assuan, en Egipto el Sol se encontraba en la vertical del observador, sus rayos formaban en Alejandría, ciudad situada a una latitud mayor, un ángulo de aproximadamente 7° con la vertical. Este ángulo es igual al formado en el centro de la Tierra por la prolonga- – 50 – ción de las dos verticales de Siene y de Alejandria, tratándose de ángulos correspondientes a dos paralelas cortadas por una transversal. En este punto, conocida la distancia lineal entre Siene y Alejandría, ERATÓSTENES dedujo fácilmente la medida de la circunferencia terrestre mediante una cualificada ecuación. ERATÓSTENES obtuvo el valor de 250.000 estadios, equivalentes a 40.000 km, que se aproxima muchísimo al determinado en nuestros días: 40.009,88 km.

Eros. Singular Asteroide del "grupo Amor", que tiene la forma de un cigarro. Eros realiza una vuelta completa alrededor del Sol en 1,8 años y su órbita está comprendida entre 1,13 y 1,8 UA. Periódicamente se aproxima mucho a la Tierra, pero sin llegar a cruzar su órbita. En enero de 1975 pasó a unos 22 millones de km de nosotros y se pudo observar incluso con un telescopio de aficionado, como un estrellita de séptima magnitud. Su estructura es la de un cuerpo oblongo, con un eje mayor de aproximadamente 35 km de largo y uno menor que apenas alcanza los 6 km. Se considera que Eros es un fragmento rocoso proveniente de una colisión entre dos asteroides de dimensiones mayores.

ERTS (satélites). Abreviatura de la frase Earth Resources Technology Satellite es decir: satélite tecnológico para los recursos terrestres. La sigla ERTS, adoptada para el lanzamiento del primer satélite de esta serie en el año 1972, fue inmediatamente abandonada y sustituida por la de "Landsat", palabra compuesta de los términos ingleses land (tierra) y sat (satélite). Estos vehículos espaciales, colocados en órbitas polares, son también llamados "los agricultores del cielo", porque observan sistemáticamente nuestro globo proporcionando preciosas imágenes en varias longitudes de onda, con las cuales es posible controlar no sólo el desarrollo de los cultivos, sino también la fauna marina y situaciones geológicas.

ESA. Sigla de la European Space Agency, la agencia espacial europea fundada en 1975 después de la disolución de dos organizaciones espaciales europeas: ESRO y ELDO. La ESA recoge, en diversas proporciones, las contribuciones de 11 países europeos: Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Inglaterra, Irlanda, Italia, Holanda, Suecia, Suiza y España. Su función primordial es desarrollar investigaciones espaciales, tanto científicas como de aplicación directa, creando los cohetes de lanzamiento necesarios e independizándose de este modo totalmente de la tecnología americana. Para 1980, el presupuesto del organismo preveía un gasto total de aproximadamente 763 millones de unidades de cuenta (1 unidad de cuenta = 1,34 dólares americanos). Uno de los primeros objetivos de la ESA ha sido desarrollar el cohete Ariane y encontrar una base de lanzamiento. Con este fin, propuesta por Francia, fue aceptada la situada en Kourou, en la Guayana francesa. El primer satélite de la ESA fue lanzado el 9 de agosto de 1975, se llamaba Cos B, y sirvió para el estudio de los rayos g. Fue seguido de otros satélites, unos científicos como los Geos, otros aplicativos como el Meteosat. La ESA tiene programada, para los próximos años, numerosas misiones, algunas de las cuales en colaboración con la NASA. Entre las más importantes se pueden recorcar: la construcción del Spacelab, un laboratorio orbital tripulado por astronautas tanto europeos como americanos; la realización de la sonda automática interplanetaria Giotto para la exploración de cerca del cometa Halley la realización de satélites aplicativos para telecomunicaciones, como Marecs y L-Sat; la participación en el Space Telescope de la NASA a través de la construcción de una Faint Object Camera. En la base de muchos de estos proyectos está el posterior desarrollo del Ariane: se pretende convertirlo en un cohete fiable para misiones tanto en órbita terrestre como interplanetaria, no sólo para utilizarlo en los programas de la ESA sino también de otros países que lo soliciten. A este propósito se ha comenzado un programa de comercialización del propio cohete.

Esfera celeste. Es una esfera imaginaria sobre cuya superficie se proyectan los astros visibles a simple vista. El concepto de esfera celeste fue introducido en las épocas de la astronomía antigua (®Astronomia) y puede comprenderse perfectamente cuando uno se encuentra dispuesto a observar, en una noche serena, el cielo en un lugar con el horizonte libre. Entonces parece que los astros se encuentran todos sobre una superficie esférica de radio infinito que, con el paso de las horas, gira de Este a Oeste. Se trata obviamente de una mera apariencia: en realidad los cuerpos celestes ocupan distancias diferentes con respecto al observador; mientras que el movimiento de la esfera celeste no es otro que el de la Tierra, que gira alrededor de su propio eje de Oeste a Este. Una rotación completa de la esfera celeste, es decir, un retorno de la misma estrella al mismo punto, se realiza en 23h 56 m 04 s (día sideral). Un observador situado en uno de los dos polos, vería rotar la esfera celeste alrededor del eje vertical, que en este caso coincide con el polar; un observador situado en cualquier otro punto de la Tierra lo ve rotar alrededor del eje polar, que está inclinado con respecto al horizonte en un ángulo equivalente a la latitud del lugar.

ESO (observatorio). Sigla del "European Southern Observatory", el observatorio europeo del Sur que se levanta en Cerro La Silla, en los Andes chilenos, unos 100 km al Nordeste de la ciudad de La Serena. No lejos de este lugar, caracterizado por un cielo sereno con buen Seeing durante la mayor parte del año, los americanos también han construido su observatorio, precisamente en Cerro Tololo. La cúpula del observatorio se encuentra a 2.500 metros de altura y alberga un reflector con un espejo de 3,6 metros de diámetro. Sin embargo existen numerosos instrumentos menores, entre los cuales hay un Schmidt de 1,5 m para realizar espectrografía. El observatorio del ESO fue puesto en funcionamiento en 1969 por iniciativa de un consorcio de países europeos al cual se han adherido Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Holanda y Suecia. Desde el año 1982, también Italia ha entrado a formar parte del consorcio.

Espectro. Si se hace pasar la luz del Sol a través de un prisma ésta se descompone en una gama de colores similares a los que pueden observarse en un arco iris (rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul, añil y violeta). A esta gama de colores se le da el nombre de espectro de la luz visible. Pero, en términos generales, el espectro es toda la gama de radiaciones electromagnéticas, que va desde los rayos g a las ondas radio.

Espectroscopía. En astronomía, la espectroscopía es el estudio de los espectros emitidos por los cuerpos celestes. Cuando por medio del espectroscopio se descompone la luz proveniente de un cuerpo celeste, se obtienen tres tipos fundamentales de espectros: 1) el espectro continuo, típico de los sólidos, los líquidos y los gases llevados a la incandescencia y a altas temperaturas y presiones. Está caracterizado por una emisión continua en todas las longitudes de – 51 – onda y no presenta líneas; 2) el espectro de emisión, típico de los gases luminosos a baja presión y temperatura. Está constituido por líneas de longitud de onda definida, característica de cada especie atómica y molecular; 3) el espectro de absorción, que es una combinación de los dos primeros tipos. Se obtiene cuando se hace pasar a través de un gas la luz de un cuerpo llevado a la incandescencia y está caracterizado por líneas negras, llamadas líneas de absorción, que acompañan al espectro en la misma posición en la que el propio gas habría producido las líneas de emisión. El Sol y las estrellas presentan espectros de absorción y por las posición de las líneas se pueden esta blecer cuáles son los elementos presentes en el astro. Por ejemplo el Sol, en la parte amarilla del espectro, presenta dos líneas que ocupan la misma posición de las que aparecerían en el espectro producido por vapores de sodio llevados a la incandescencia. De esta manera se puede establecer que el sodio es uno de los elementos presentes en nuestra estrella. Los planetas y los cuerpos opacos en general, no emiten luz propia sino que reflejan la del Sol, presentando un espectro de absorción idéntico al solar, que no nos da informaciones particulares sobre la naturaleza del planeta. Sin embargo, en los planetas con envolturas gaseosas consistentes, el análisis espectroscópico puede proporcionar informaciones a cerca de su composición química.

Espectroscopio. Es un instrumento adecuado para descomponer la luz en su espectro, por medio de un prisma o de un retículo de difracción. Antes el análisis en el espectroscopio se hacía a simple vista, pero con la introducción de la fotografía los espectros son captados sobre una emulsión. Un espectroscopio dotado de un equipo EEUU financiará en un 30 % los vuelos futuros.

ESRO. Sigla de la European Space Research Organisation, que puede considerarse como el primer esbozo de cooperación entre los países europeos en el campo espacial. Fundada en el año 1964 con el fin de desarrollar investigaciones en el espacio que rodea a la Tierra, el ESRO realizó en el periodo de un decenio siete satélites científicos que fueron lanzados con cohetes y desde bases americanas; lanzó también alrededor de doscientos pequeños cohetes sonda para el estudio de la alta atmósfera. Los países que formaban parte de este organismo eran Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Inglaterra, Italia, Holanda, España, Suecia y Suiza. En 1975, la ESRO y otra organización europea similar que se ocupaba de la realización de un cohete de lanzamiento, ELDO, se fusionaron dando vida a la European Space Agency (ESA), que representa la actual agencia espacial europea, sostenida económicamente por once países.

ESSA. Sigla de la Environmental Science Service Administration, organización creada a comienzos de los años sesenta en los Estados Unidos para realizar los primeros satélites artificiales meteorológicos. Los satélites ESSA recorrían órbitas polares de tal manera que podían tener bajo control a toda la Tierra. Llevaban a bordo telecámaras y sensores multiespectrales para el estudio de los fenómenos meteorológicos en varias longitudes de onda. En 1970 las funciones de la "ESSA" fueron transferidas a la National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA).

Estacionamiento (órbita de). Es una técnica utilizada en los vuelos espaciales muy largos para mejorar la precisión en el alcance de objetivo. Habitualmente se aplica para las sondas destinadas a los planetas. En un primer momento la carga útil, comprendida la última sección del misil, es colocada en una órbita alrededor de la Tierra, cuyo perigeo está comprendido entre 150 y 200 km. Más tarde, cuando el vehículo llega a un punto preciso de la órbita, son encendidos los motores de la última sección y se le imprime el empuje necesario para el vuelo interplanetario. La órbita de estacionamiento h asido utilizada también como escalón intermedio antes de que un satélite artificial fuese puesto en órbita geoestacionaria a 36.000 km de altura. También para las misiones lunares de la serie Apolo, la órbita de estacionamiento alrededor de la Tierra era un paso obligado antes del salto hacia nuestro satélite natural.

Estaciones espaciales. Grandes construcciones espaciales que deberán ser colocados en órbita alrededor de la Tierra entre finales del siglo XX y comienzos del siguiente, con el fin de desarrollar actividades de investigaciones por parte de tripulaciones humanas permanentes o semipermanentes. En el vacío del espacio que rodea a la Tierra, en efecto, es posible efectuar observaciones de nuestro planeta, de los otros planetas y de las estrellas, de gran valor geológico, geofísico y cosmológico; por otra parte, en ausencia de peso y en vacío absoluto, pueden experimentarse tanto trabajos industriales como químico-farmacéuticos imposibles de llevar a cabo en suelo terrestre. La primera idea de construir estaciones en el espacio fue adelantada en 1923 por el pionero alemán de la astronáutica Hermann OBERTH. Pero el primer proyecto concreto de estación espacial es el desarrollado por la US Air Force en 1960, que preveía la construcción de un MOL (manned Orbiting Laboratory), conducido por astronaves del tipo Géminis, que habría servido para observaciones de caracter militar. El proyecto nunca se desarrolló y fue abandonado definitivamente en 1 969. Sin embargo, en aquel mismo año, la NASA desarrolló un nuevo proyecto de estación espacial a partir de las astronaves Apolo, que se desarrollaría en los años 70 después de concluido el programa lunar. La primera estación orbital había debido albergar a 12 hombres; una sucesiva versión mejorada habría podido contener hasta 50 astronautas. Pero también este proyecto, a causa de cortes en los presupuestos de la NASA, es abandonado. Mientras tanto, la Unión Soviética pone en órbita, el 19 de abril de 1971, la Salyut, que puede considerarse como la primera estación espacial realizada por el hombre. Entonces los americanos pusieron en marcha el programa Skylab, el laboratorio orbital que es lanzado el 14 de mayo de 1973. A la Salyut soviética la sucedieron otras estaciones; en cambio el Skylab, ha quedado como el único intento americano en este sentido. De todos modos, ambos no son más que realizaciones rudimentarias de una estación espacial, habiéndose desarrollado a partir de las etapas superiores de misiles. La primera estación espacial auténtica será el laboratorio europeo Spacelab, que será lanzado por medio de una lanzadera espacial Space Shuttle. Y es a este transbordador espacial reutilizable al que se ha confiado la relización de las futuras estaciones espaciales orbitales americanas, construidas con elementos modulares llevados a su órbita correspondiente en vuelos sucesivos.

Estado estacionario (teoría). Es una teoría cosmológica formulada en 1948 por Hermann BONDI y Thomas GOLD, y sucesivamente ampliada por Fred HOYLE, según la cual el Universo siempre ha existito y siempre existirá. Punto básico de esta teoría es el hecho de que el Universo, a pesar de su proceso de expansión. siempre mantiene la misma densidad gracias a la creación continua de nueva materia. – 52 – Esta teoría, que estuvo en auge durante los años 50, ha sido sucesivamente rechazada por la mayoría de los astrónomos quienes apoyan ahora la teoría del Big Bang.

ESTEC. Sigla de la European Space Research and Technology Centre, un centro de investigaciones espaciales perteneciente a la Agencia espacial europea (ESA) y que tiene su sede en Noordwijk, en los Países Bajos. En la ESTEC se realiza la gestión del prestigioso programa Spacelab, el gran laboratorio espacial europeo que será transportado por el Space Shuttle americano y puesto en órbita alrededor de la Tierra.

Estrella. Es un cuerpo celeste que brilla emitiendo luz propia. En términos generales, una estrella está formada por una esfera de gas que se mantiene a elevadísimas temperaturas en virtud de los procesos termonucleares que se desarrollan en su interior. Nuestro Sol es una típica estrella de medianas dimensiones. Observando a simple vista, en una noche serena, podemos distinguir alrededor de tres mil estrellas. Sin embargo, ya en uno de los más gigantescos catálogos estelares, el Palomar Sky suzuey realizado con el telescopio Schmidt de 122 cm de Monte Palomar, pueden contarse más de 800 millones de estrellas. El número de estrellas existente en el Universo es enorme: sólo en nuestra Galaxia se encuentran 100 mil millones. Las estrellas se forman como consecuencia de la condensación de grandes nubes de gases y polvos existentes en el Universo. Acontecimientos como una colisión entre dos de estas nubes o va-riaciones de temperatura y presión en el interior de una de ellas, inducidas por la actividad de estrellas cercanas, provocan fenómenos de colapso gravitacional: las partículas de gas polvo, entonces, caen hacia un centro de gravedad. Una gran nube puede fragmentarse en muchos pedazos, cada uno de los cuales entra en colapso hacia un centro propio: en este caso, cada parte de la nube puede darle vida a una estrella. Por efecto del colapso la temperatura de la nube aumenta gradualmente, hasta alcanzar valores de una decena de millones de grados: en este punto se desencadenan esas reacciones nucleares que dan vida a una estrella y le proporcionan energía durante toda su existencia.

Estrella Doble. Si observamos las estrellas en una noche serena, muchas de ellas se nos aparecerán aisladas, pero próximas a otra estrella. Este hecho puede estar determinado simplemente por un efecto de perspectiva, por el cual dos estrellas, en realidad muy alejadas entre sí, y que sin embargo se encuentran en nuestra línea visual, se nos muestran una al lado de la otra. En este caso se habla de dobles ópticas. En cambio, cuando las dos estrellas están unidas físicamente, en el sentido que rotan la una alrededor de la otra, se habla de dobles físicas. En muchos casos las estrellas mantenidas juntas por fuerzas gravitacionales son más de dos, y entonces se llaman sistemas múltiples. Un típico sistema múltiple es el de Ursae Maioris, estrella del Gran Carro conocido también con el nombre de Mizar. En este caso junto a Mizar, que tiene una magnitud de 2m, 1, es posible ver a simple vista, y aproximadamente a 11" de distancia, otra pequeña estrella denominada Alcor. Una tercera compañera, aproximadamente de la misma luminosidad de Alcor, pero mucho más próxima, es apreciable sólo a través de un binocular o un telescopio. Pero esto no es todo: el sistema tiene otras componentes invisibles, cuya presencia ha sido establecida por pequeñas oscilaciones de las estrellas visibles. Otro sistema típico es el de a Centauri. Las dobles físicas no son en absoluto una rareza, ya que representan la gran mayoría de las estrellas. Se-gún recientes estadísticas, el 46 % de las estrellas está constituido por dos componentes unidas gravitacionalmente; el 39 % por sistemas múltiples y el 15 % por estrellas simples como nuestro Sol. Según las modalidades de observación, las estrellas dobles físicas se subdividen en varios tipos: 1) Dobles visuales, cuando las componentes pueden observarse directamente con un instrumento óptico. 2) Dobles astrométricas, cuando una componente es demasiado débil para ser vista directamente y su presencia se presume por medidas astrométricas, es decir por pequeños movimientos que la estrella principal, apreciable a simple vista, realiza como consecuencia de su unión gravitacional con la compañera a su vez invisible. 3) Dobles espectroscópicas, cuando por la presencia de dos o más componentes rotantes se determinan desplazamientos periódicos de las longitudes de onda de las bandas espectrales, a causa del efecto Doppler. 4) Dobles de eclipse, cuando la duplicidad se revela por las variaciones regulares de luminosidad de una estrella a causa del paso periódico de la compañera delante de ella. En este caso, se habla también de variable a eclipse. El ejemplo más famoso de una estrella de este tipo es Algol. Las estrellas dobles tienen una notable importancia astrofísica, porque del análisis de sus órbitas se puede determinar la masa, las dimensiones y, por lo tanto, profundizar en los estudios sobre la evolución estelar. En otros casos, a causa de la proximidad de las dos componentes, se observa un fluir del gas atmosférico de una estrella hacia la otra, acompanado por fenómenos de emisión electromagnética muy llamativos. Las estrellas dobles son uno de los objetos más observados por los astrónomos, tanto por su belleza como por representar una óptima prueba para establecer la calidad de su equipo óptico. En muchos textos de astronomía se ha difundido el uso de referirse a las estrellas dobles con el término de "estrellas binarias": las dos maneras son perfectamente equivalentes.

Éter. Hacia finales del siglo XVIII, con el descubrimiento de la naturaleza ondulatoria de la luz, se pensó que así como las ondas sonoras necesitan de un medio, el aire, para propagarse, también las ondas luminosas se transmitirían gracias a un medio que fue denominado "éter cósmico". Como nadie había logrado demostrar su existencia, se le atribuía propiedades excepcionales: llena todo el espacio, es absolutamente transparente a la vista, carente de peso y de roce (condición esta última necesaria porque, de lo contrario, los cuerpos celestes habrían sufrido impedimentos al moverse a través del éter). Correspondió al genio de EINSTEIN "tirar por la ventana al viejo y superado éter", como escribió el físico George Gamow, y sustituirlo con el concepto más amplio de campo electromagnético, al cual atribuyó una realidad física. La luz, como las otras radiaciones del espectro, no es otra cosa que una vibración del campo electromagnético y no hay necesidad de recurrir a ningún medio para explicar su propagación. La palabra éter ha permanecido, sin embargo, en uso. Aún hoy se suele leer, por ejemplo, transmisiones por cable y transmisiones por éter: se trata de un uso inadecuado, útil sólo para distinguir dos tipos diferentes de canalización de una señal.

EUDOXIO de Cnido. 408-355 a. J.C. aprox. Astrónomo griego, alumno del gran filósofo Platón, a quien se debe uno de los primeros sistemas geocéntricos, después adoptado y ampliado por ARISTÓTELES (384-322 a. J.C.). En el sistema de EUDOXIO, llamado también de las esferas homocéntricas (con un centro común), nuestro planeta era colocado en el centro del Universo y los siete cuerpos celestes conocidos en aquella época, fijados a siete grupos de esferas de dimensiones crecientes. El primer grupo, formado por tres – 53 – esferas, pertenecía a la Luna; el segundo, formado por otras tres esferas, al Sol; los otros planetas entonces conocidos (Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) ocupaban cada uno un grupo de cuatro esferas. Cada cuerpo celeste se imaginaba fijado a la esfera más interna del propio grupo y las esferas de cada grupo estaban conectadas entre sí mediante un sistema de ejes polares desfasados. Todo este complicado mecanismo era necesario para justificar los movimientos aparentes de los planetas que, como es sabido, según los periodos del año, parecían tener movimiento directo, retrógrado o estacionario.

EULER, Leonardo. 1707-1783 Célebre sobre todo como matemático, el suizo EULER se ocupó también de la física, pasando de los fenómenos magnéticos y eléctricos a la óptica y a la acústica (en la que contribuyó con estudios sobre la velocidad de propagación del sonido). En 1747, después de varios experimentos, publicó una obra en la cual demostraba matemáticamente la posibilidad de realizar objetivos acromáticos. en los que resultarían corregidas las aberraciones cromáticas. NEWTON, considerando imposible esta corrección, había inventado el telescopio astronómico por reflexión (también llamado newtoniano), donde en lugar de una lente hay un espejo parabólico que envía los rayos luminosos al mismo foco, evitando el fenómeno de la aberración cromática Precisamente a causa de la gran autoridad de NEWTON, las afirmaciones de EULER no lograron ser aceptadas y las primeras lentobra de J. DOLLOND (1706- 1761). En el campo astronómico. EULER estudió las perturbaciones de Júpiter y de Saturno. Los cometas, las irregularidades del movimiento de la Luna y la precesión de los equinoccios.

Europa. Es el más pequeño de los cuatro principales satélites de Júpiter, llamados también galileanos porque fueron descubiertos por el gran científico italiano en el año 1610, inmediatamente después de haber inventado el telescopio. Está en órbita a una distancia media de 671.000 km del planeta, con un periodo de 3,5 días; tiene un diámetro de 3.125 km, una masa de aproximadamente 2/3 con respecto a la de la Luna y una densidad tres veces la del agua. Ha sido explorado por primera vez en 1979 por el Voyager 1, y presenta una costra helada con una red de evidentes surcos.

Evolución estelar. Ningún astrónomo ha podido seguir nunca la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Los tiempos en los que se desarrolla este ciclo son del orden de miles de millones de años. Sin embargo, observando en el cielo estrellas recién nacidas, jóvenes, en edad madura y próximas a su fin, ha sido posible tener una idea de las diversas etapas de la evolución estelar. De este modo, sobre todo a partir de finales del siglo XIX y en el transcurso del XX, se han formulado diversas teorías a este propósito y con los nuevos datos que de vez en cuando surgen, ha sido posible trazar un cuadro del ciclo existencial de las estrellas que exponemos a continuación. Nacimiento. Ahora ya parece cierto que toda estrella tiene su origen en la materia estelar, bajo forma de gases y polvos, el cual se encuentra esparcido un poco por todo el Universo. Cuando se producen fenómenos físicos que afectan la dinámica de esta materia, se puede condensar bajo forma de glóbulos, que constituyen el embrión de una estrella. Un fenómeno de este tipo se habría producido en uno de los brazos en espiral de nuestra Galaxia, donde una gran nube interestelar se fraccionó en tantos glóbulos que dieron vida a otras tantas estrellas: una de ellas es el Sol. En cada glóbulo se forma un núcleo de atracción central, que actúa como reclamo sobre la materia que está alrededor. La progresiva concentración genera calor y el núcleo pasa de una temperatura de algunas decenas de Kelvin (alrededor de –250 °C) a 1.000 K. En esta fase la protoestrella comienza a irradiar en el infrarrojo y puede percibirse instrumentalmente. Fenómenos de este tipo se observan en algunas nebulosas lejanas Infancia. Esta fase de la vida de una estrella, como toda la duración de su ciclo evolutivo, se desarrolla en tiempos que dependen de la cantidad del material en el que el astro tiene su origen: cuanto mayor es la masa de la nebulosa protoestelar, más rápida es la vida de la estrella. La infancia de una estrella es un periodo caracterizado por gran turbulencia e inestabilidad. Continuando el proceso de agregado de la materia en torno al centro de atracción, la temperatura crece. Cuando alcanza valores de algunos millones de Kelvin, se inician las primeras reacciones de fusión nuclear y comienza la emisión de radiaciones luminosas: la estrella se enciende. Sin embargo, la condición para que las reacciones nucleares tengan lugar es que la masa de la protoestrella no sea inferior en un décimo con respecto a la del Sol. En las estrellas de mediana magnitud el ciclo nuclear fundamental que se instaura es el llamado protón-protón, que lleva a la transformación de hidrógeno en helio, con la liberación de grandes cantidades de energía con temperaturas que no superan los 15·106 K. En las estrellas más sólidas, más macizas, se llevan a cabo reacciones termonucleares más eficientes: el llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, con temperaturas superiores a los 15·106 K. Madurez. También esta fase es diferente según se tomen en consideración estrellas de peso medio como el Sol, o bien más macizas que él. En el primer caso la madurez es un periodo largo, de aproximadamente diez mil millones de años, en el que la estrella emite energía de manera estable a través de la reacción nuclear protón-protón. En el caso de estrellas má macizas, por ejemplo una decena de veces más que el Sol, la fase de madurez apenas dura 10 millones de años, en el curso de los cuales el astro tiene una luminosidad diez mil veces mayor que el Sol. Vejez. El fin del combustible nuclear marca también la conclusión del periodo de estabilidad de una estrella y el comienzo de periodos más complejos, que llevan al astro a cambiar radicalmente sus características físicas. El núcleo se contrae, la temperatura central sigue aumentando, las capas externas se expanden desmesuradamente y la estrella se convierte en una de las llamadas gigantes rojas. En el caso del Sol, se prevé que experimentará una dilatación hasta tragarse la Tierra. En cuanto a los procesos de fusión nuclear, estos continuarán afectando progresivamente a elementos cada vez más pesados. Muerte. Llegada a la etapa de gigante roja, una estrella continúa tomando energía a través de sucesivas contracciones del núcleo. Sin embargo las elevadas temperaturas que se desarrollan determinan destructoras expulsiones de las capas más externas; la estrella disipa hacia el espacio su materia, dando origen a una nebulosa planetaria como aquella, típica, que se observa en la constelación de la Lira. Después de estos fenómenos, no queda del astro más que un pequeño núcleo inerte en progresivo enfriamiento. El Sol terminará su existencia convirtiéndose en una enana blanca. Diferente es, una vez más, la agonía de las estrellas más macizas que el Sol. Ponen fin a su vida con una gran explosión, convirtiéndose en eso que los astrónomos llaman supernova, son los astros que por un breve tiempo emiten enormes cantidades de luz y radiaciones, para después apagarse definitivamente. En algunos casos el núcleo residual de estas estrellas es involucrado en un proceso de colapso de la materia, que transforma los despojos cósmicos en un objeto paradójico: de él nacen astros superdensos como las estrellas de neutro- – 54 – nes, en las cuales un solo cm de materia pesa tanto como la Tierra, o incluso astros tan macizos que la fuerza de atracción gravitacional no deja escapar ni siquiera la luz. Se trata de los llamados agujeros negros. Las principales evoluciones físicas que acompañan el ciclo vital de una estrella, es decir las variaciones de temperatura y luminosidad del astro en las diversas edades, son representadas por los astrónomos en un gráfico muy famoso llamado diagrama Hertzsprung- Russell del nombre de los dos estudiosos que, independientemente el uno del otro, lo construyeron a comienzos del siglo XX.

Excentricidad. Es una medida del aplanamiento de una Cónica. Cuanto más se separa la órbita de un cuerpo celeste de la circunferencia para adquirir la forma ovalada, mayor es su excentricidad. Se mide con un número comprendido entre 0 y 1.

Expansión del Universo. Con este término se indica la fuga aparente de las lejanas galaxias, determinada gracias al efecto Doppler desde finales de los años 20. Fue en 1929 cuando el astrónomo E. HUBBLE (1889-1953) se dio cuenta que las velocidades de alejamiento o recesión, como se dice con el vocablo más apropiado, de las galaxias aumentaban con el crecimiento de sus distancias. Este descubrimiento da origen a la teoría cosmológica del Big Bang. Ia hipótesis de que toda la materia del Universo, en una época que se hace remontar a 15 - 18 mil millones de años, estaba concentrada en una esfera y que, como consecuencia de la explosión de ésta, comenzó a expandirse. La expansión continuaría actualmente y es la que los astrónomos miden bajo la forma de desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales de las lejanas fuentes galácticas.

Explorer. Larga serie de satélites científicos americanos lanzados para el estudio del espacio interplanetario, para investigaciones geofísicas y astronómicas. El Explorer 1, puesto en órbita el 1 de febrero de 1958, fue también el primer satélite lanzado por los Estados Unidos, después de que los soviéticos hubieran ya lanzado dos Sputnik, el segundo de los cuales llevaba a bordo una perra de nombre Laika. Sin embargo, el primer Explorer americano obtuvo un impor tante logro científico con el descubrimiento de los cinturones de Van Allen que rodean la Tierra. Otros notables resultados obtenidos por los sucesivos Explorer fueron los siguientes: el análisis de la ionosfera terrestre (Explorer 20, 24, 27); medida de la composición, densidad, presión y otras propiedades de la alta atmósfera (Explorer 32); medida del campo magnético terrestre (Explorer 33, 34, 35); investigación readioastronómica de la órbita terrestre (Explorer 38, 49); análisis de las partículas meteóricas (Explorer 46); medida de los rayos cósmicos (Explorer 48). A partir de 1965, la serie de satélites científicos es continuada, pero se empiezan a denominar los satélites con una sigla particular que indica la función específica desarrollada por el propio satélite: por ejemplo ISEE (International Sun- Earth Explorer).

Extraterrestre. Esta palabra puede tener dos significados: referido a un objeto indica cualquier cuerpo o situación física que se encuentra fuera de nuestro planeta; referida a la biología, cualquier forma vital (o uno de sus elementos de base) desarrollada fuera de nuestro planeta. Uno de los problemas más debatidos por la Astrobiologia es la existencia de seres vivos y de formas inteligentes en otros planetas. La Astrofísica ha contribuido a la resolución de este problema demostrando que en todo el Universo explorado predominan las mismas leyes naturales y la misma química. Por lo tanto, la mayor parte de los astrónomos actuales cree que la repetición de condiciones análogas a las que se verifican en la joven Tierra pueda haber llevado, en eventuales planetas de otras estrellas, al desarrollo de formas vivas similares a las de nuestro planeta. Los extraterrestres, en el sentido de seres inteligentes que podrían vivir en otros sitios, se han convertido así, de personajes exclusivos de novelas de ciencia ficción, en una hipótesis formulada sobre bases científicas. En lo relativo a los intentos de contacto con eventuales civilizaciones extraterrestres.

Extra vehicular (actividad). Es el trabajo que realizan los astronautas saliendo al exterior de la cabina presurizada con la finalidad de realizar experimentos científicos, o bien de construir estructuras en el espacio. Para desarrollar la actividad extra-vehicular se han estudiado y fabricado trajes especiales que aseguran al cuerpo del astronauta la atmósfera y la presión necesarias para vivir y protección contra las radiaciones nocivas, así como sistemas de propulsión, que permiten al astronauta realizar movimientos en las condiciones de ausencia de peso y de fricción en que se encuentra. El primer hombre en realizar una actividad extravehicular, allanando así el camino para sucesivos experimentos, fue el astronauta soviético Aleksei LEONOV. El 18 de marzo de 1965, durante el vuelo a bordo de la Voskhod 2, salió de la astronave y permaneció fuera, sujeto con un cordón umbilical, durante diez minutos. Sucesivos intentos fueron llevados a buen fin por los astronautas americanos del proyecto Géminis. Larga y fructífera ha sido la actividad extravehicular llevada a cabo por los astronautas del Apolo sobre la superficie lunar. – 55 –