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Capítulo
Introducción a la astronomía01
 1 De la observación al 
modelo
 2 El planteamiento 
científico
 3 Ley de gravitación 
universal
 4 Algunas medidas 
astronómicas
 5 Espectro 
electromagnético
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La vida diaria está marcada por fenómenos astronómicos: la sucesión del 
día y la noche, las estaciones del año, la posición del Sol y de la Luna… Por esa 
razón, desde la más remota Antigüedad, se registraron las características 
de estos fenómenos y se hicieron modelos para explicar el movimiento del 
Sol, la Luna, la Tierra, los planetas y las estrellas; muchos de ellos basados 
en la superstición o en la mitología. Con el advenimiento del pensamiento 
científico, desde la época de Galileo Galilei en adelante, se ha logrado com-
prender en profundidad primero el movimiento de los cuerpos celestes y 
luego las leyes físicas que rigen ese movimiento.
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Podemos definir la astronomía como la ciencia que estudia el universo: el espacio, los astros y sus movimien-
tos, su comportamiento, su luz, su materia y su evolución.
Probablemente sea más acertada la denominación de ciencias del espacio, debido a que cada uno de los cam-
pos de estudio que nombramos da lugar a una ciencia específica. Pero el uso ha impuesto la palabra astronomía.
¿Todo conocimiento es ciencia? ¿Por qué una ciencia es una ciencia?
	 Anota aquí los conceptos que crees que 
definen lo que es ciencia.
	 Anota los dos pilares fundamentales con 
que debe contar una ciencia.
Johannes Kepler Galileo Galilei Nicolás Copérnico Tycho Brahe
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Tema 1
De la observación al modelo
Las culturas más primitivas ya observaban el cielo. La necesidad de 
medir el tiempo llevó a conocer los fenómenos regulares más notorios. 
Los antiguos pueblos de Asia, Europa, Egipto, Mesopotamia y América 
«dibujaron» sus propias constelaciones. También hay evidencias de que 
predijeron el movimiento de la Luna y elaboraron calendarios basados en 
sus desplazamientos. Cuando se alcanzó la etapa de la agricultura, y con 
ella advino la sedentarización, fue necesario predecir el tiempo a más largo 
plazo y de manera más precisa para poder cultivar, sembrar. Por esa razón, 
todas y cada una de las más antiguas civilizaciones tuvieron sus calendarios 
solares anuales.
Los griegos, ya entre los siglos VI y II a. C., desarrollaron modelos geomé-
tricos del «universo» para relacionarlos con sus observaciones. La escuela 
pitagórica y luego Aristóteles proponían un cosmos formado por esferas 
concéntricas que giraban alrededor de la Tierra. En esa representación, los 
astros estaban fijos en las esferas y la Tierra era el centro de ellas, del universo.
 Modelos cosmológicos antiguos
Con la fundación de la biblioteca de Alejandría, en el siglo III a. C., surgió 
un gran centro de conocimiento. Por un lado se encargaba de reunir los es-
critos de la época, y por otro convocaba a los más destacados sabios del 
mundo helénico y les daba la posibilidad de trabajar, estudiar y enseñar. Uno 
de sus pensadores, Claudio Ptolomeo (siglo II d. C.), se destacó como geó-
grafo, matemático y astrónomo. Elaboró un detallado modelo geométrico del 
cosmos, que sintetizó en su tratado de astronomía, Almagesto, basándose 
en la observación de las posiciones de los planetas. La concepción de Ptolo-
meo era geocéntrica, es decir, la Tierra estaba en el centro del universo, y el 
Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giraban alrededor de ella en distintas 
esferas. Curiosamente, Aristarco de Samos había propuesto antes, en el si-
glo II a. C., que la Tierra giraba alrededor del Sol, sin embargo no fue tomado 
en cuenta, probablemente porque el «sentido común» no permitía apreciar 
ningún movimiento de la Tierra. Así, el modelo geocéntrico siguió predomi-
nando durante los siglos siguientes.
 Nicolás Copérnico (1473-1543)
En 1543, este astrónomo polaco propuso un modelo del universo que co-
locaba al Sol en el centro, lo que contradecía la idea dominante de la época: 
la representación de Ptolomeo, con la Tierra inmóvil en el centro del univer-
so. En el modelo de Copérnico los planetas giraban en órbitas circulares en 
torno al Sol a velocidades constantes. La Tierra era un planeta más, ubicado 
en el tercer lugar desde el centro, luego de Mercurio y Venus.
Glifos del calendario maya.
Representación del sistema 
heliocéntrico de Copérnico.
Crómlech de 
Stonehenge.
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Tema 2
El planteamiento científico
Las ideas de Copérnico eran conocidas por Galileo Galilei (1564-1642) y 
por Johannes Kepler (1571-1630), pero era necesario comprobarlas con da-
tos que se ajustaran a las observaciones.
 Johannes Kepler (1571-1630)
Kepler trabajó sobre mediciones angulares que se hicieron en su épo-
ca, valiéndose de instrumentos graduados que registraban las posiciones 
relativas de los planetas, sin la ayuda de telescopios. Tomó los registros 
de movimiento de los planetas obtenidos por Tycho Brahe (1546-1601) e 
intentó durante años hacerlos coincidir con diferentes modelos de órbitas 
circulares, que a su vez trataba de hacer concordar con las fechas en que 
los planetas se encontraban en determinados puntos del cielo. Con sorpre-
sa descubrió que las curvas que mejor se adaptaban al recorrido trazado 
por los astros eran las elipses. El Sol no se encontraba en el «centro» de la 
elipse, sino en uno de los focos. También descubrió que las velocidades no 
eran constantes, sino que los planetas aceleraban al acercarse al Sol y se 
enlentecían al alejarse. Estos dos conceptos se plasman en las dos primeras 
leyes de Kepler, enunciadas en 1609.
 Galileo Galilei (1564-1642)
Paralelamente, en 1609, Galileo Galilei construyó sus primeros telesco-
pios y los dirigió al cielo. Los instrumentos que se utilizaban en esa época, 
como el cuadrante o la esfera armilar, servían principalmente para determi-
nar la posición de los astros en el cielo o para representar sus movimientos. 
Pero el telescopio, al aumentar el tamaño con que se ven los objetos, permi-
tió apreciarlos con mayor detalle. Así, pues, Galileo descubrió los cráteres, 
las planicies y las montañas de la Luna. Este descubri-
miento lo llevó a sostener la idea de que los astros, al 
menos la Luna, no eran «cristales perfectos», sino que 
eran «materia rugosa», como la Tierra. Además descu-
brió las manchas solares y los cuatro satélites más 
grandes de Júpiter. Esto último probaba que existen 
otros sistemas parecidos al solar. También, analizan-
do las fases de Venus y de Mercurio con el telescopio, 
aportó pruebas de que ambos debían girar alrededor 
del Sol en órbitas internas a la de la Tierra.
Es importante advertir y recordar que con Galileo 
nace lo más preciado de la práctica científica: sola-
mente se puede afirmar lo que se demuestra.
Primera ley 
de Kepler
Ley de las formas: las órbitas de los 
planetas son elípticas y el Sol ocupa 
uno de los focos.
Segunda ley 
de Kepler
Ley de las áreas: las áreas barridas 
por un radio-vector de un planeta al 
Sol en tiempos iguales son iguales.
Así se calcula la velocidad de 
movimiento del planeta en 
diferentes trayectos de su órbita.
Conexión con Libromedia 
Páginas 4 y 5
Pintura de Giuseppe 
Bezzuoli (1784-1855) con la 
representacióndel trabajo de 
Galileo.
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Tema 3
Ley de gravitación universal
Después de la muerte de Galileo, el modelo propuesto por Kepler se di-
fundió y, lentamente, fue aceptado por la comunidad científica. Sin embargo, 
había un problema que aún generaba controversia y que el modelo de Kepler 
no lograba explicar: cómo los cuerpos se mantienen en movimiento en la tra-
yectoria elíptica alrededor del Sol. El astrónomo Edmond Halley (1656-1742) 
se propuso responder esta pregunta de investigación en 1684, y fue su ami-
go Isaac Newton (1642-1727) quien llevó adelante la tarea.
Como ya sabes, la obra de Newton comenzó con la definición de algunos 
conceptos como masa, inercia y fuerza. Luego describió las leyes que rigen 
el movimiento de los cuerpos y muchas leyes matemáticas y físicas que 
preocupaban a los científicos de la época.
Newton estableció que la fuerza responsable del movimiento de los pla-
netas es del mismo tipo que la fuerza que hace caer los cuerpos al suelo 
cuando se dejan libres. Si soltamos un cuerpo a cierta altura, este caerá 
verticalmente hacia la superficie de la Tierra. Si lo lanzamos con una deter-
minada velocidad horizontal, describirá una trayectoria en forma de pará-
bola. Y si esa velocidad es suficientemente grande, el cuerpo recorrerá una 
trayectoria elíptica, como los satélites que orbitan el planeta.
La fuerza gravitatoria no existe solamente entre el Sol y los planetas; su 
presencia se manifiesta entre dos cuerpos cualesquiera. En conclusión, el 
movimiento de los cuerpos que componen el sistema solar es regido por las 
mismas leyes que rigen el movimiento de los cuerpos en la superficie terres-
tre. Sobre esta base, Newton enunció la ley de gravitación universal:
Dos cuerpos cualesquiera se atraen con una fuerza que es proporcio-
nal al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado 
de la distancia que los separa, y su dirección corresponde a la línea recta 
que los une.
La fuerza gravitacional puede expresarse como:
La distancia que separa los cuerpos se mide del centro de uno al centro 
del otro. Los cuerpos se comportan como si fuesen puntos materiales situa-
dos en sus respectivos centros, como se muestra en el siguiente esquema.
M
FG - FG
m
r
Conexión con Libromedia 
Página 17
M y m: masas respectivas
r: separación entre los cuerpos
G: constante de gravitación universal
û: vector unitario en la dirección de la línea 
que une las masas
Mm
r2
FG = G û
Fuerzas de atracción 
gravitacional entre la Tierra 
y la Luna.
F¢ Tierra/Luna
F¢ Luna/Tierra
Edmond Halley
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Tema 4
Algunas medidas astronómicas
Para estudiar el cosmos es preciso tener en cuenta varios factores nu-
méricos. Es importante saber cuál es el tamaño relativo de los astros, cono-
cer las distancias y disponer de magnitudes para, por ejemplo, describir su 
brillo.
El estudio de la naturaleza estelar radica esencialmente en el análisis 
de dos propiedades principales que presentan las estrellas: 1) su posición 
en el cielo y 2) su brillo, ya que es técnicamente imposible hacer un estudio 
invasivo de ellas tal cual lo hacemos en otras ramas de la ciencia como la 
biología, la geología, etc.
 Ley del cuadrado inverso de la distancia
Una ley fundamental, que podemos observar en la naturaleza y experi-
mentar por nosotros mismos, es que el brillo de los objetos decrece con el 
cuadrado de la distancia. El brillo que observamos de los objetos es la can-
tidad de energía por unidad de tiempo que podemos recolectar en un área 
A, por ejemplo con un telescopio o con nuestras pupilas. Si nuestra área de 
recolección de luz es más grande, captaremos más luz, por lo que el brillo 
percibido del objeto será mayor.
Si consideramos un área de recolección de luz imaginaria A, ubicada 
al doble de la distancia original, el brillo decrecerá cuatro veces, como se 
muestra en la figura, ya que la energía que antes pasaba por A ahora se ha 
dispersado en un área cuatro veces mayor.
El total de la energía que emite por segundo la fuente lumínica en todas 
las direcciones es una constante llamada luminosidad (o flujo total), y su uni-
dad es el Watt. Este valor se utiliza para describir la potencia intrínseca de la 
fuente o estrella. Por ejemplo, una lamparita de 60 W siempre emite con esa 
potencia sin importar a qué distancia estemos de ella.
El brillo observado por unidad de área (o densidad de flujo F) a una dis-
tancia d es inverso al cuadrado de la distancia y debe ser pensado como una 
densidad de luz que multiplicada por el área colectora A devuelve el valor del 
brillo recolectado.
F o B: brillo [W/m2]
L: luminosidad [W]
d: distancia [m]
L
4πd2
F =
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 La magnitud aparente de los objetos 
celestes
Cuando observamos el cielo, apreciamos que algunos objetos son 
más brillantes que otros. Para cuantificar su brillo utilizamos el con-
cepto de magnitud.
Hiparco de Nicea (Nicea 190 a. C. - Rodas 120 a. C.) confeccionó 
el primer catálogo de estrellas y las clasificó en seis órdenes según 
su «importancia» (magnitud). A las más brillantes las catalogó como 
de 1.ª magnitud y a las más débiles, de 6.ª magnitud. No parece 
haber habido ninguna razón para definir seis categorías y no más o 
menos, más allá de las limitaciones que nos impone la vista. A me-
diados del siglo XIX los trabajos de observación de John Herschel 
y de cálculo de Norman Pogson cuantificaron la relación de brillos 
entre las magnitudes. Ellos establecieron que la relación de brillo 
entre la 1.ª y la 6.ª magnitud es de 100, o sea que las estrellas de 
1.ª magnitud brillan 100 veces más que las de 6.ª. Su progresión es 
geométrica: hallando la raíz quinta de 100 obtenemos un número 
que nos informa cuánto más brillante es una estrella de una magni-
tud con respecto a la siguiente. Ese número es 2,512. Por tanto, la 
primera magnitud brilla 2,512 veces más que la segunda, esta brilla 
2,512 veces más que la tercera y así sucesivamente.
Es un valor numérico que puede parecer confuso, pues cuan-
to más brillante es el astro, más pequeño es el valor: 1 brilla más 
que 2.
Bm 
Bm + 1
 = 
5 100 2,512
Bm, Bm+1: brillo [W/m
2]
La unidad de Bm y de Bm+1 es W/m
2 
(Watt sobre metro cuadrado)
Alfa Centauri, la 
estrella más cercana 
a la Tierra, tiene una 
magnitud aparente 
de 0,27.
Crédito: ESO/DSS 2.
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Magnitud aparente.
Fuente: Sky & Telescope. http://goo.gl/dv7wyz
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G
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A
L 
A
PA
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EN
TE
Sol
Bolas de fuego del hemisferio sur
Luna llena
Cuarto de luna
Venus 
Júpiter 
Vega
Estrella polar
Límite a simple vista en sitio oscuro 
50 mm límite binocular
Límite visual de 3– en telescopio
Límite visual de 6– en telescopio
Límite visual de 200– en telescopio
Límite de fotografía de 200– en telescopio
Exposición de 18 horas con HST
Nov, 1-3, 1994
Límite visual de 12– en telescopio
Sirio
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W 
m2
W: unidad de potencia Watt
m2: unidad de área en metros cuadrados
m1, m2: magnitudes [adimensionadas]
B1, B2: brillo [W/m
2]
Diferencia entre brillo y magnitud 
Resulta muy dificultoso especificar el brillo de las estrellas. Sin embargo, 
las escalas de magnitudes son una manera rápida y sencilla de comparar bri-
llos, esto es, definir si una estrella es dos o tres veces más brillante que otra, 
pero sin especificar el valor de brillo correspondiente. La escala de magnitu-
des es adimensionada.
En cambio la unidad de área de la escala de brillo es:
De brillo a magnitud 
Es posible convertir el brillo a magnitudes utilizando la fórmula
Proponemos un juego para imaginar esta diferencia. Un vendedor en la 
casa de electrodomésticos nos ofrece televisores que tienen el siguiente ta-
maño: 1, 2, 3, 4, 5 y 6. En casa tenemos uno de tamaño 4. Vamos a comprar otro. 
Nos decidimos por uno de tamaño 3, porque es 2,512 veces más grande que el 
nuestro. No conocemos las medidas de alto y ancho, no nos preguntamos el 
tamaño real del televisor, si es de 21 o de 39 pulgadas, simplemente conocía-
mos la relación de tamaños, es adimensionada. Podemos aplicar esta relación 
al brillo y la magnitud.
Los astrónomos hoy en día utilizan dos sistemas o escalas de magnitudes 
diferentes para representar el brillo de las estrellas: magnitud aparente y mag-
nitud absoluta, que se ven en las páginas 16 y 19.
m1 – m2 = –2,5 × log10
B1
B2
Galaxia espiral M83.
Imagen desde La Silla, Chile.
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Unidades de distancia
 Unidad astronómica. A la escala del universo las distancias son enormes. 
Para referirse a distancias planetarias es preferible usar una unidad mayor 
que el kilómetro. Utilizamos una unidad equivalente a la distancia entre la 
Tierra y el Sol (149 600 000 km) que llamamos unidad astronómica (UA).
 Año luz. Para referirnos a distancias entre estrellas usamos una unidad 
aún mayor, el año luz (AL). Un año luz es la distancia que recorre la luz en 
un año viajando a la velocidad de 300 000 km/s. La estrella más cercana 
(después del Sol) se encuentra 4,3 años luz de la Tierra.
 Pársec. Otra unidad utilizada por los astrónomos, aunque no tan popular 
como la anterior, es el pársec (pc). Esta unidad surge del método de cálculo 
de la distancia a las estrellas.
 Resolvemos y calculamos:
 ¿A cuántos kilómetros equivale un año luz?
 La luz viaja a 300 000 km/s.
 Sabes que:
	 •	un	minuto:	60	segundos	 •	un	día:	24	horas
	 •	una	hora:	60	minutos	 •	un	año:	365,25	días
	 Entonces,	1	año	luz	=	_____________	km
Vista 
desde la 
Tierra
1 UA
1 
pá
rs
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Sol
Vista desde la 
Tierra seis 
meses 
después
Paralaje estelar p
Ángulo = 1 segundo
Conexión con Libromedia 
Páginas 8 y 9
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 Paralaje estelar 
Ese método es la paralaje estelar. Se basa en la utilización de trigonome-
tría para calcular la distancia a partir de un ángulo conocido y otra distancia 
vinculada a este.
A partir del ángulo con vértice en una estrella que se forma en el recorrido 
de tres a seis meses, se puede calcular la distancia entre esa estrella y la 
Tierra sabiendo que la distancia entre la Tierra y el Sol es de 1 UA. Sabemos 
que la tangente de un ángulo es igual al cociente del cateto opuesto sobre el 
cateto adyacente.
Por lo tanto:
Despejando:
 Magnitud absoluta
Para expresar la luminosidad real de un objeto celeste se utiliza el valor 
denominado magnitud absoluta. Si observamos las luces de la ciudad desde 
un punto, vemos diferentes brillos, pero no podemos saber cuál luz tiene más 
potencia porque no conocemos a qué distancia está cada una. Si las ponemos 
todas a la misma distancia sí podemos saber cuál es la más potente. A la hu-
manidad le ha pasado lo mismo con los objetos del cielo a lo largo de la mayor 
parte de la historia. Hace poco más de cien años que fue posible calcular las 
distancias a las estrellas. La idea fundamental es observar cuál sería la mag-
nitud de todas las estrellas si estuvieran a la misma distancia.
La magnitud absoluta (M) sería la magnitud aparente (m) que ten-
drían las estrellas si las ubicáramos a 10 pc de distancia.
Como no podemos mover las estrellas y colocarlas a la distancia que que-
remos, los astrónomos, tomando diversas variables, llegaron a la siguiente 
ecuación:
Recuerda
Los signos de + y de — separan términos: el término 5 • log d se debe 
resolver antes de restarlo al otro término.
d = 
1
tang p
d . tang p = 1
tang p es la tangente del ángulo de paralaje 
(que se mide, por tanto es conocido).
1 es la distancia Tierra-Sol (1 UA).
d es la distancia entre la Tierra y la estrella (en UA).
tang p = 
1
d
M es la magnitud absoluta.
m es la magnitud aparente.
d es la distancia en pc. 
M = m + 5 – 5 • log d
Sol = magnitud aparente: -26 (a 1 UA)
Sol = magnitud absoluta: 5 a 10 pc 
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Tema 5
Espectro electromagnético
Lo que recibimos de los astros lejanos son las radiaciones. Al estudiar la 
radiación electromagnética que emiten las estrellas, las nebulosas y las ga-
laxias, los astrónomos aprenden sobre la densidad, la temperatura y la com-
posición química del objeto.
La luz es una forma de radiación transmitida por ondas. Cada color tiene 
su propia longitud de onda. Esto lo comprobamos haciendo pasar un haz de 
luz blanca por un medio de diferente densidad de aquel por el que se viene 
propagando. Por ejemplo, si hacemos pasar la luz que se desplaza por el aire a 
través de un cristal o de un recipiente con agua, se desviará. Además, hace ya 
unos cientos de años que se sabe que es posible descomponer la luz; el fenó-
meno fue descubierto y comprobado por Newton (1643-1727) en el siglo XVII.
Newton supuso que la luz estaba compuesta por pequeños corpúsculos y 
que los colores se relacionaban con el tamaño de esos corpúsculos.
Christiaan Huygens (1629-1695) fue el primero en proponer la teoría que 
dice que la luz se compone de ondas (teoría ondulatoria). 
Esta visión disímil se mantuvo durante siglos. Hoy admitimos que en deter-
minadas situaciones la luz se comporta como ondas y en otras, como partículas.
En el siglo XIX, James Maxwell (1831-1879) estudió la relación entre los fe-
nómenos del campo eléctrico (eléctricidad) y el campo magnético (magne-
tismo) para llegar a la conclusión de que ambos campos están relacionados 
mutuamente y pueden inducirse el uno al otro en lo que hoy conocemos como 
onda electromagnética. También vislumbró la posibilidad de crear estas ondas 
en el laboratorio. Heinrich Hertz (1857-1894) consiguió demostrar la existencia 
de las ondas electromagnéticas. Desde el punto de vista de la aplicación prác-
tica, estas investigaciones dieron lugar a las comunicaciones radiofónicas, 
inicialmente, y luego a todas las formas de comunicación «inalámbrica» que 
disfrutamos hoy: televisión, celulares, internet, etc.
Estas comprobaciones permiten conocer todo el espectro electromag-
nético. 
Violeta  azul Rojo
Longitud  de  onda,  nm
400 450 500 550 600 650 700
Frecuencia,  v(Hz)
Fotones  de  alta  energía Fotones  de  baja  energía
1024
10 16
1022 1020 1018 1016 1014 1012 1010 108 106 104 102 100
10 14 10 12 10 10 10 8 10 6 10 4 10 2 100 102 104 106 108
Ondas  radioeléctricas  largas
Ondas
radioeléctricas
FM AM
MicroondasInfrarrojosUVRayos  XRayos  gamma
Espectro  visible
Nuestros	modelos	nos	
señalanhoy	que	las	dife-
rentes	longitudes	de	onda	
se	desvían	con	un	ángulo	
diferente	al	cambiar	de	
medio.	Se	llama	así	a	todo	
el	abanico	de	ondas	de	
la	naturaleza,	ordenadas	
según	su	longitud	de	onda	
o	frecuencia.
Christiaan Huygens
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Características del espectro electromagnético
La luz es la manifestación visible de ondas electromagnéticas. Este tipo de 
ondas se propaga a través del vacío, por eso llega a nosotros la luz emitida por 
estrellas muy lejanas.
El ojo humano no es capaz de detectar todas las ondas electromagnéticas, 
solo puede percibir las que tienen longitudes de onda de entre 400 × 10–9 y 
700 × 10–9 m (o lo que es lo mismo: entre 400 y 700 nanómetros).
El conjunto de ondas electromagnéticas que podemos detectar se deno-
mina espectro visible.
Nuestros ojos captan diferentes colores según la longitud de onda y la fre-
cuencia de las ondas electromagnéticas. Percibimos dos colores diferentes 
porque dos ondas electromagnéticas tienen diferente frecuencia y longitud 
de onda.
Dualidad onda-partícula 
La luz que recibimos de las estrellas es radiación electromagnética. Esta radiación o energía nos llega en forma 
de onda electromagnética o fotón (partícula asociada a la luz).
En muchas situaciones nos referiremos a la luz como fotones u ondas electromagnéticas, según sea el caso. A 
este fenómeno se lo llama principio de dualidad onda-partícula. Significa que a veces la luz se comporta como una onda, 
por ejemplo se pueden observar fenómenos de interferencia, etc., y a veces se comporta como una partícula, como 
cuando tratamos problemas con escalas de distancia del orden del tamaño de los átomos. La única diferencia es la 
simplicidad y conveniencia matemática con la que se pueden resolver ciertos problemas de la física.
El principio de dualidad onda-partícula es general y establece que todo tiene una naturaleza corpuscular y ondula-
toria. Louis de Broglie fue el primero, en 1924, en proponer este comportamiento en el electrón.
CONEXIÓN
Las ondas electromagnéticas pueden clasificarse por su longitud de onda 
o por su frecuencia, como se muestra en la figura.
En las ondas electromagnéticas se cumple la siguiente relación: longitud 
de onda y frecuencia son inversamente proporcionales, y su producto es igual 
a la velocidad de propagación de la onda. En este caso es la velocidad de la luz 
c = 3 × 108 m/s. Como estamos en astronomía, decimos «en este caso» porque 
la luz atraviesa el espacio vacío, pero por ejemplo en el diamante la velocidad 
de la luz es menor.
Cuanto mayor es la frecuencia de una onda, mayor es su energía. Así, los 
rayos gamma son las ondas electromagnéticas más energéticas, y las ondas 
de radio, las menos energéticas.
Todas estas formas de «luz» pueden resultar de la emisión de energía de 
un electrón al cambiar de órbita hacia una de menor energía, más cercana al 
núcleo del átomo.
4,2 x 10–14
700 x 10–9
5 x 10–14
600 x 10–9
6 x 10–14
500 x 10–9
7,5 x 10–14
400 x 10–9
Frecuencia 
(Hz)
Longitud de 
onda (m)
Conexión con Libromedia 
Página 10
: longitud de onda [m]
f: frecuencia [Hz]
c = f
Descomposición de la luz.
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En la Tierra se pueden captar la 
luz visible, parte de la radiación 
infrarroja y parte de las ondas de 
radio. La atmósfera terrestre actúa 
como barrera para el resto de las 
radiaciones, como los rayos gamma, 
los rayos X y los rayos ultravioleta.
Radiación 
ultravioleta 
Es absorbida en 
gran parte por 
la atmósfera, 
especialmente 
por el ozono.
Rayos X 
Junto con los ra-
yos gamma son 
los de menor lon-
gitud de onda y 
son absorbidos 
por la atmósfera.
Luz visible 
Es solo una pe-
queña parte de la 
luz que existe y es 
captada por el ojo 
humano.
Los telescopios espaciales funcionan 
como observatorios. Permiten que los 
astrónomos estudien sectores del universo 
sin la interferencia de la atmósfera 
terrestre y están construidos para captar 
aquello que el ojo humano no ve, como 
también las longitudes de onda más cortas 
del espectro electromagnético.
En el transcurso de la historia, la 
humanidad desarrolló instrumentos, 
como los telescopios, para poder 
observar más y mejor el cielo. 
Actualmente, hay telescopios para la 
observación de todas las regiones del 
espectro electromagnético, desde las 
ondas de radio hasta los rayos gamma. 
Gracias a ellos, los astrónomos y 
astrofísicos saben hoy que el universo 
es mucho más profundo.
¿Qué se puede 
ver con los 
telescopios? 
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Telescopio Hubble
Es el más famoso de los telescopios 
espaciales. Ha tomado más de 
500 000 fotografías de alta calidad 
en distintas partes del universo.
Capta la 
radiación.
Transmite 
la información 
a un satélite.
Por día, los astrónomos 
del mundo obtienen 
más de 20 gigabytes 
de información 
procedente del Hubble.
Atmósfera
Los radiotelescopios captan 
las ondas de radio. Se utilizan 
varias antenas que observan 
simultáneamente el mismo 
objeto.
Ondas de radio 
Penetran por 
«ventanas» en la 
atmósfera y pueden 
ser captadas en 
Tierra.
Radiación infrarroja 
Es radiación térmica, ca-
lor, absorbida por el vapor 
de agua en la atmósfera.
Telescopio refractor
La información producida en el Hubble 
es transmitida hacia estaciones 
terrenas como las de la NASA y puede 
llegar, a través de internet, a distintas 
partes del mundo. 
Telescopio reflector
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