XIII CANARY ISLANDSWINTER SCHOOL OF ASTROPHYSICS

Puerto de la Cruz, Tenerife

19-30 / XI / 2001

"Cosmoquímica:el crisol de los elementos"

ESPECIAL 2001ESCUELA DE INVIERNO

JOSÉ CERNICHARO

DONALD R. GARNETT

DAVID L. LAMBERT

NORBERT LANGER

FRANCESCA MATTEUCCI

MAX PETTINI

GRAZYNA STASINSKA

GARY STEIGMANEl IAC ha organizado la XIII Canary Islands Winter School of Astrophysics,del 19 al 30 de noviembre, en el Centro de Gongresos de Puerto de la Cruz(Tenerife), con financiación de la Unión Europea y la colaboración de lacompañía Iberia. En esta edición de la Escuela de Invierno, los cursos sonimpartidos por ocho profesores expertos en cosmoquímica que abordan eltema desde diferentes puntos de vista. Participan 63 alumnos de 20 paí-ses que actualmente preparan su tesis doctoral, o la han terminado recien-temente, sobre un tema relacionado con el de esta Escuela. Los cursos secompletan con las visitas al Instituto de Astrofísica, en La Laguna, y a losObservatorios del Roque de los Muchachos, en La Palma, y del Teide, enTenerife.

Cartel anunciador de la XIII Canary Islands Winter School of Astrophysics.

Consultanuestrapágina web

http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/digital.htm

Especial 20012

XIII CANARY ISLANDSXIII CANARY ISLANDSXIII CANARY ISLANDSXIII CANARY ISLANDSXIII CANARY ISLANDSWINTER SCHOOLWINTER SCHOOLWINTER SCHOOLWINTER SCHOOLWINTER SCHOOL

OF AOF AOF AOF AOF ASTROPHYSICSSTROPHYSICSSTROPHYSICSSTROPHYSICSSTROPHYSICS"Cosmoquímica:"Cosmoquímica:"Cosmoquímica:"Cosmoquímica:"Cosmoquímica:

el crisol de los elementos"el crisol de los elementos"el crisol de los elementos"el crisol de los elementos"el crisol de los elementos"

COMITÉ ORGANIZADOR:César Esteban LópezRamón García López

Artemio Herrero Davó

COORDINACIÓN:Luis Martínez

Monica Murphy

SECRETARíA:Lourdes GonzálezNieves Villoslada

pág. 3PPPPPresentaciónresentaciónresentaciónresentaciónresentaciónFRANCISCO SÁNCHEZ (IAC)

págs. 4 y 5Cosmoquímica:Cosmoquímica:Cosmoquímica:Cosmoquímica:Cosmoquímica:el crisol de los elementosel crisol de los elementosel crisol de los elementosel crisol de los elementosel crisol de los elementosCÉSAR ESTEBAN LÓPEZ (IAC/ULL)RAMÓN GARCÍA LÓPEZ (IAC/ULL)ARTEMIO HERRERO DAVÓ (IAC/ULL)

págs. 6 y 7"Moléculas en el cosmos"LLLLLos secros secros secros secros secretos de la moléculaetos de la moléculaetos de la moléculaetos de la moléculaetos de la moléculaJOSÉ CERNICHARO(Instituto de Estructura de la Materia,CSIC, España)

págs. 8 y 9“Abundancias de elementos engalaxias cercanas"”El universo próximoEl universo próximoEl universo próximoEl universo próximoEl universo próximoDONALD R. GARNETT(Steward Observatory, Universidadde Arizona, EEUU)

págs. 10 y 11"Abundancias estelares”La huella químicaLa huella químicaLa huella químicaLa huella químicaLa huella químicaDAVID L. LAMBERT(Universidad de Texas en Austin,EEUU)

págs. 12 y 13“Nucleosíntesis estelar”Componiendo una estrComponiendo una estrComponiendo una estrComponiendo una estrComponiendo una estrellaellaellaellaellaNORBERT LANGER(Universidad de Utrecht, Países Bajos)

págs. 14 y 15“Modelos de evolución química degalaxias y medio interestelar”El ciclo de las estrEl ciclo de las estrEl ciclo de las estrEl ciclo de las estrEl ciclo de las estrellasellasellasellasellasFRANCESCA MATTEUCCI(Universidad de Trieste, Italia)

págs. 16 y 17“Abundancias de elementos a lolargo de las épocas cósmicas”AAAAAyuda instrumentalyuda instrumentalyuda instrumentalyuda instrumentalyuda instrumentalMAX PETTINI(Instituto de Astronomía, Cambridge,Reino Unido)

págs. 18 y 19“Determinacioness de abundanciasen regiones HII y nebulosasplanetarias”Nuevas herramientas cósmicasNuevas herramientas cósmicasNuevas herramientas cósmicasNuevas herramientas cósmicasNuevas herramientas cósmicasGRAZYNA STASINSKA(Observatorio de París-Meudon,Francia)

págs. 20 y 21“Alquimia primordial: del Big Bang alUniverso actual”LLLLLa ara ara ara ara arqueología del Universoqueología del Universoqueología del Universoqueología del Universoqueología del UniversoGARY STEIGMAN(Universidad Estatal de Ohio, EEUU)

págs. 22 y 23Internet: boicot a las revistasInternet: boicot a las revistasInternet: boicot a las revistasInternet: boicot a las revistasInternet: boicot a las revistaspágs. 24 y 25LLLLLa fuga de cerebrosa fuga de cerebrosa fuga de cerebrosa fuga de cerebrosa fuga de cerebrospágs. 26 y 27El auge de las pseudocienciasEl auge de las pseudocienciasEl auge de las pseudocienciasEl auge de las pseudocienciasEl auge de las pseudociencias

págs. 28 y 29Profesores de las “Canary IslandsWinter Schools of Astrophysics”Actos paralelosEdiciones

págs. 30 y 31Instantáneas

Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este boletín, citando como fuente la revista IAC Noticias, del Instituto de Astrofísica de Canarias y, en su caso, al autor.

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS

Director: Francisco SánchezJefe del Gabinete de Dirección: Luis Martínez SáezEdición, redacción y confección: Carmen del Puertoy Begoña López BetancorDirectorio y distribución: Ana M. Quevedo y FabiolaRodríguezDiseño original: Gotzon CañadaDiseño de cartel: Ramón Castro (SMM/IAC)Edición digital: M.C. AnguitaDibujos: Gotzon CañadaFotografías de grupo: Miguel Briganti (SMM/IAC)Tratamiento digital de imágenes: Carmen del Puertoy Gotzon CañadaDepósito Legal: TF-335/87ISSN: 0213/893X

SUMARIO

3Especial 2001

PRESENTACIÓN

¿Qué encontrarás en este Especial?¿Qué encontrarás en este Especial?¿Qué encontrarás en este Especial?¿Qué encontrarás en este Especial?¿Qué encontrarás en este Especial?En este número especial de IAC Noticias

dedicado a la XIII Escuela de Invierno se publica,como en ediciones anteriores, el resultado de entrevistas

específicas realizadas con cada uno de los profesores invitados(páginas 6-21), así como las respuestas agrupadas de todos ellos

a una serie de preguntas comunes que sobre diferentes temasse les ha formulado (páginas 22-27).

Se incluye, además, información adicional sobreesta Escuela y las precedentes.

ALGUNOS DATOS:

Nº Profesores: 8Nº Alumnos: 63Nº Países: 20Nº Solicitudes: 76

AGRADECIMIENTOS A:

Cabildo Insular de TenerifeCabildo Insular de La PalmaAyuntamiento del Puertode la CruzIberiaUnión EuropeaMinisterio de Ciencia y Tecnología

Francisco Sánchez

Prof. FRANCISCO SÁNCHEZ(Director del IAC)

Disponer de recursos para la investigación es fundamental en el desarrollo decualquier ciencia, y la Astrofísica, evidentemente, no es una excepción. Pero elfuturo de esta disciplina dependerá sobre todo del número y calidad de las perso-nas que puedan explotar tales recursos y generar los que vayan precisándose.Con este convencimiento, el IAC se ha esforzado, desde sus comienzos y perma-nentemente, en formar investigadores en Astrofísica. Y nuestra Canary IslandsWinter School of Astrophysics es una de las actividades de formación que, añotras año, nos proporciona la gran satisfacción de reunir, durante dos semanas yen torno a alguna de las materias más vivas de la Astrofísica actual, a jóvenesastrofísicos de todo el mundo con acreditados especialistas en el tema escogido.

Esta decimotercera Escuela de Invierno será, además, especialmente atractiva,como ya lo anuncia su título. La “Cosmoquímica: el crisol de los elementos” nosólo nos sugiere la idea de una moderna alquimia, sino que también, y sobretodo, nos cuenta una apasionante historia: la evolución de la composición quími-ca de los objetos en el Universo desde la Gran Explosión. No podemos olvidarque, en definitiva, somos “polvo de estrellas”, pues sólo en su interior se hanpodido producir los elementos químicos de nuestro propio cuerpo y de todo cuan-to nos rodea.

Desde la primera edición de la Canary Islands Winter School of Astrophysics, en1986, el IAC ha venido manteniendo un vínculo permanente con todos los parti-cipantes en estas Escuelas, formando un “club de amigos” que crece cada año.Por ello, no olviden la siguiente dirección de correo electrónico: aqg@ll.iac.es,para comunicar o actualizar sus datos, así como nuestra página web: http://www.iac.es, donde siempre encontrarán información actualizada del IAC.

Como en ediciones anteriores, quiero destacar por último que esta Escuela deInvierno no sería posible sin la colaboración de entidades que ya son habitualesentre nosotros por estar siempre dispuestas a ofrecernos su ayuda y patrocinio.

Especial 20014

Resulta fascinante pensar que el car-bono, el oxígeno y la gran mayoría delos átomos que componen nuestro pro-pio cuerpo fueron producidos en el in-terior de estrellas ya desaparecidas,que brillaron en un firmamento comple-tamente diferente al que conocemos enun lejano pasado. La frase “somos pol-vo de estrellas” es todo un tópico, perorefleja igualmente una realidad. Desdela obtención del primer espectro de unobjeto astronómico a finales del sigloXIX hemos aprendido que las cosas,tanto terrestres como celestes, estáncompuestas por los mismos elementosquímicos, pero eso sí, en unas propor-ciones muy diferentes. Las condicionesen que se encuentran los átomos y lasmoléculas en el espacio tienen pocoque ver con las reinantes en la superfi-cie terrestre, por lo que algunas veceshemos creído encontrar elementosexóticos en los espectros de algunosobjetos astronómicos, cuando en rea-lidad lo que teníamos era la emisión deátomos o moléculas en condicionesmuy extremas, sólo posibles en el in-hóspito espacio exterior.

La evolución de la composición quími-ca de los objetos en el Universo es unahistoria de miles de millones de añosque comenzó pocos minutos despuésde la Gran Explosión. El comprenderpor qué los objetos celestes tienen lasabundancias químicas que observa-mos es un proceso muy complejo querequiere conocer qué elementos se ge-neraron en el momento de la creacióndel Universo, cómo se forman en lasestrellas, cuántas se han producido,cómo evolucionan, cuáles son los ele-mentos químicos que sintetizan las es-trellas, la importancia de los flujos degas y un sinfín de otros procesos dedistinta importancia. Como vemos, unalabor titánica que solo desde hace muypoco tiempo hemos podido comenzara abordar.

Los avances realizados en el estudiode la composición y evolución químicadel Universo en la última década delsiglo XX han sido realmente especta-culares. Por una parte debidos a la dis-

ponibilidad de telescopios terrestres degran abertura y de telescopios espacia-les en órbita (trabajando tanto en el óp-tico como en otros rangos del espectroelectromagnético) y, por otra, a los avan-ces en la teoría y los métodos demodelización numérica en numerososcampos de la astrofísica, como evolu-ción estelar, atmósferas estelares, físi-ca de plasmas ionizados, así como enfísica atómica y molecular.

Según predicen los modeloscosmológicos más aceptados, la mayorparte de los elementos ligeros se pro-dujeron en los primeros minutos poste-riores a la Gran Explosión, especialmen-te el deuterio y el helio. La comparaciónentre las abundancias de los elementosligeros observadas y predichas consti-tuye uno de los “test” clásicos fundamen-tales de los modelos cosmológicos. Losdatos recientes sobre abundancia dedeuterio en nubes a alto corrimiento alrojo podrían significar la restricciónobservacional más estricta para la esti-mación de la densidad bariónica del Uni-verso, pero los resultados son todavíamuy controvertidos. Por otra parte, el va-lor preciso de la cantidad de helio de ori-gen cosmológico en el Universo ha sidodeterminado por multitud de grupos deinvestigación aunque no existe un con-senso general debido, muy posiblemen-te, a la metodología diferente en el cál-culo de abundancias empleado por cadagrupo. Las abundancias observadas delitio, berilio y boro nos proporcionan in-formación sobre la nucleosíntesiscosmológica y por la fragmentación par-cial de núcleos atómicos por rayos cós-micos que tiene lugar en las soledadesdel medio interestelar.

Los modelos de evolución estelar hanexperimentado un notable avance en losúltimos años, en particular, resulta pa-radójico que sólo a partir de principiosde los años 90 comenzamos a disponerde determinaciones cuantitativas de laproducción de elementos químicos enestrellas de cualquier masa inicial. Porotra parte, los avances en la capacidadde cálculo de los ordenadores disponi-bles y en los modelos numéricos nos

COSMOQUÍMICA:El crisol de los elementos químicosen el Universo

César Esteban López

CÉSAR ESTEBAN LÓPEZ, RAMÓN GARCÍA LÓPEZ Y ARTEMIO HERRERO DAVÓ (Organizadores de la XIII Canary Islands Winter School of Astrophysics)

5Especial 2001permiten determinar la producción deelementos químicos en explosiones desupernova en función de la masa de losprogenitores. La determinación deabundancias químicas en atmósferasestelares se ha beneficiado enorme-mente de la obtención de espectros conlos nuevos telescopios terrestres gigan-tes y los avances en la teoría de atmós-feras, como por ejemplo en el tratamien-to de la convección, la inclusión de no-equilibrio termodinámico local y losvientos estelares. Por ejemplo, con losnuevos telescopios de gran aberturatenemos la posibilidad de obtener es-pectros de estrellas subgigantesgalácticas lejanas, subenanas en lasNubes de Magallanes e inclusosupergigantes hasta la distancia delCúmulo de Virgo. La obtención deabundancias de CNO en estrellas OBmasivas es una realidad debido al de-sarrollo de atmósferas estelares ade-cuadas y a la obtención de espectroscon la suficiente relación señal a ruido.

La composición química del gasinterestelar e intergaláctico se conocemucho mejor en la actualidad debido ala inmensa cantidad de nuevos datosobtenidos con los telescopios de granabertura y espaciales, así como la utili-zación de los nuevos detectoresinfrarrojos. Espectros ópticos, ultravioletase infrarrojos profundos han permitidodeterminar la composición química deregiones HII extragalácticas de muybaja metalicidad y nebulosasplanetarias en galaxias externas. Unaimportancia especial merece la deter-minación de abundancias químicas ennubes y galaxias con alto corrimientoal rojo. Estos datos, disponibles sólodesde la década de los 90, nos permi-ten estudiar la formación y evolución delas galaxias en el Universo temprano.Los modelos de evolución química dela vecindad solar, la Vía Láctea y otrasgalaxias se han perfeccionado con elfin de reproducir los nuevos observa-bles. El origen y evolución de losgradientes de abundancia radiales engalaxias espirales es un problema fun-damental que se ha intentado explicarde muy distintas maneras. El papel delos flujos de gas en la evolución de sis-temas parece ser un ingrediente impor-tante, pero muy poco conocido, quepuede ser decisivo para explicar la evo-lución de las galaxias, sobre todo lasenanas.

La mayor parte de los avances comen-tados anteriormente se han producido

en áreas de la astrofísica tradicional-mente independientes entre sí. Pensa-mos que la principal originalidad de laXIII Escuela de Invierno es reunir en unúnico evento científico los tremendosavances, tanto observacionales comoteóricos, que ha experimentado el am-plio campo de la Cosmoquímica en laúltima década. Para conseguir este ob-jetivo, la Escuela de Invierno trata as-pectos claves del tema general de lacomposición y evolución química delUniverso como la nucleosíntesis primor-dial (cosmológica), la nucleosíntesis es-telar en condiciones hidrostáticas y ex-plosivas, la determinación de abundan-cias químicas en atmósferas estelaresy el gas nebular ionizado (regiones HIIy nebulosas planetarias), el gasmolecular, las abundancias químicas enlas galaxias del Universo Local y conalto corrimiento al rojo (Universo tem-prano) y los modelos de evolución quí-mica de galaxias y del gas intracumular.Estos temas clave comprenden tantocontenidos observacionales como teó-ricos y cubren los fundamentos físicos,los desarrollos históricos, los avancesmás recientes y los desafíos futuros.Para conseguir unos contenidos degran calidad contamos con la inestima-ble ayuda de ocho especialistas de pri-mera línea que trabajan activamente enlas distintas áreas básicas tratadas yque impartirán cinco lecciones cadauno. La versión escrita de las leccionesse publicará tras finalizar la Escuela porCambridge University Press y espera-mos que el volumen resultante sea unareferencia básica en los trabajos deCosmoquímica en el futuro. Los partici-pantes de la Escuela son en su mayo-ría estudiantes de doctorado y jóvenespost-doc que realizan sus trabajos deinvestigación en aspectos relaciona-dos con la Cosmoquímica, por lo quela interacción y el debate científico esuno de los objetivos principales de laorganización.

Finalmente, no quisiéramos terminar sinexpresar nuestro más sincero agrade-cimiento a todos los que han hecho po-sible que esta XIII Canary IslandsWinter School of Astrophysics, acaba-ra siendo tal y como la habíamos ima-ginado, especialmente a NievesVilloslada, Lourdes González, JesúsBurgos, Begoña López Betancor, Carmendel Puerto y Ramón Castro. Por supues-to, agradecemos de una forma muy es-pecial la contribución y los desvelos delos profesores invitados así como la parti-cipación de los alumnos asistentes.

Artemio Herrero Davó

Ramón García López

Especial 20016Curso: MOLÉCULAS EN EL COSMOS

PPPPProfrofrofrofrof. José Cernicharo. José Cernicharo. José Cernicharo. José Cernicharo. José CernicharoInstituto de Estructura de la Materia

Consejo Superior de Investigaciones Científicas, MadridESPAÑA

LOS SECRETOS DE LA MOLÉCULA

La inclusión de las moléculas en As-trofísica es un fenómeno relativamentereciente, comparado con el estudio ex-haustivo que se ha hecho de los áto-mos. ¿Cuáles son sus claves fundamen-tales y dónde se presentan como diag-nósticos insustituibles?

“Mientras que los átomos necesitan grancantidad de energía para producir la emi-sión de fotones que detectamos con nues-tros telescopios, las moléculas poseen unaestructura más compleja que permite otrosmodos de emisión asociados a energíassignificantemente menores. Las molécu-

las pueden rotar y sus núcleos pueden vi-brar alrededor de su posición de equilibrio.Los cambios de energía asociados a la ro-tación son muy pequeños y los fotones pro-ducidos están en el dominio de las ondasmilimétricas y submilimétricas. La obser-vación de estos fotones es un útil de tra-bajo excepcional en Astrofísica: nos per-mite estudiar el gas frío, el material a par-tir del cual se forman las estrellas. Los cam-bios de energía asociados a la vibraciónde los núcleos producen fotones en el in-frarrojo: la detección de dichos fotones nospermite estudiar el mundo de los sistemasproto-estelares y proto-planetarios. Por lotanto, mientras que las transiciones elec-trónicas de los átomos, mucho más ener-géticas, nos permiten estudiar las estre-llas, las moléculas nos permiten sondeary explorar las regiones donde se formannuevas estrellas y planetas haciendo po-sible la determinación de las condicionesquímicas de esos sistemas. El proyectoALMA, el gran interferómetro que se cons-truirá en Atacama (Chile) por Europa, Es-tados Unidos y Japón, y el saté l i teHERSCHEL de la Agencia Espacial Euro-pea nos permitirán obtener una visión sinprecedentes de la complejidad química delUniverso.

A pesar de lo tenue que es el gasinterestelar, si la temperatura está por de-bajo de 1500-2000 grados Kelvin los áto-mos se combinan rápidamente para for-mar moléculas. Incluso en zonas más ca-lientes, como la atmósfera del Sol, existenmoléculas. En el medio interestelar casi

José Cernicharo

TTTTTras su formación a partir de una nube de gasras su formación a partir de una nube de gasras su formación a partir de una nube de gasras su formación a partir de una nube de gasras su formación a partir de una nube de gas, las estrellas acaban sus, las estrellas acaban sus, las estrellas acaban sus, las estrellas acaban sus, las estrellas acaban susdías contribuyendo a enriquecer con nuevos elementos el medio endías contribuyendo a enriquecer con nuevos elementos el medio endías contribuyendo a enriquecer con nuevos elementos el medio endías contribuyendo a enriquecer con nuevos elementos el medio endías contribuyendo a enriquecer con nuevos elementos el medio enel que se originaronel que se originaronel que se originaronel que se originaronel que se originaron. P. P. P. P. Parte fundamental del medio interestelararte fundamental del medio interestelararte fundamental del medio interestelararte fundamental del medio interestelararte fundamental del medio interestelar, ese gas, ese gas, ese gas, ese gas, ese gasprimigenio está en forma molecularprimigenio está en forma molecularprimigenio está en forma molecularprimigenio está en forma molecularprimigenio está en forma molecular, y el único modo de estudiarlo es, y el único modo de estudiarlo es, y el único modo de estudiarlo es, y el único modo de estudiarlo es, y el único modo de estudiarlo esa través de las características de las moléculas que lo componen.a través de las características de las moléculas que lo componen.a través de las características de las moléculas que lo componen.a través de las características de las moléculas que lo componen.a través de las características de las moléculas que lo componen.Mediante el estudio de las condiciones iniciales y de las abundanciasMediante el estudio de las condiciones iniciales y de las abundanciasMediante el estudio de las condiciones iniciales y de las abundanciasMediante el estudio de las condiciones iniciales y de las abundanciasMediante el estudio de las condiciones iniciales y de las abundanciasmoleculares en los sistemas planetariosmoleculares en los sistemas planetariosmoleculares en los sistemas planetariosmoleculares en los sistemas planetariosmoleculares en los sistemas planetarios, la Astrofísica Molecular está, la Astrofísica Molecular está, la Astrofísica Molecular está, la Astrofísica Molecular está, la Astrofísica Molecular estáofreciendo una nueva visión de los procesos físico-químicos queofreciendo una nueva visión de los procesos físico-químicos queofreciendo una nueva visión de los procesos físico-químicos queofreciendo una nueva visión de los procesos físico-químicos queofreciendo una nueva visión de los procesos físico-químicos quedominan la evolución de las nubes interestelares y la formación dedominan la evolución de las nubes interestelares y la formación dedominan la evolución de las nubes interestelares y la formación dedominan la evolución de las nubes interestelares y la formación dedominan la evolución de las nubes interestelares y la formación denuevas estrellasnuevas estrellasnuevas estrellasnuevas estrellasnuevas estrellas. El P. El P. El P. El P. El Profrofrofrofrof. José Cernicharo. José Cernicharo. José Cernicharo. José Cernicharo. José Cernicharo, del Departamento de Física, del Departamento de Física, del Departamento de Física, del Departamento de Física, del Departamento de FísicaMolecular del Instituto de Estructura de la Materia del CSICMolecular del Instituto de Estructura de la Materia del CSICMolecular del Instituto de Estructura de la Materia del CSICMolecular del Instituto de Estructura de la Materia del CSICMolecular del Instituto de Estructura de la Materia del CSIC, estudia, estudia, estudia, estudia, estudiaestos “componentes básicosestos “componentes básicosestos “componentes básicosestos “componentes básicosestos “componentes básicos” del Universo” del Universo” del Universo” del Universo” del Universo.....

Detección por primera vez en el espacio de las largas cadenas carbonadas HCCCCHy HCCCCCCH y del benceno en la estrella CRL618. Este objeto está evolucionadorápidamente hacia la fase de nebulosa planetaria y los fotones que emanan de ella

están produciendo un cambio drástico de la química del gas que la rodea.

7Especial 2001

PERFIL

JOSÉ CERNICHARO nació enAlbacete, en 1956. Se licenció enCiencias Físicas por la UniversidadComplutense de Madrid en 1978 yen 1979 empezó su tesis doctoralen el Observatorio de París.Entre 1979 y 1983 participó en lainstalación y puesta a punto delprimer radiotelescopio para ondasmilimétricas francés. En 1983obtuvo un puesto de Encargado deInvestigación en el CNRS y seincorporó al observatorio deGrenoble y al IRAM. En 1988 obtuvoel grado de Doctor de Estado por laUniversidad de París VII y volvió aEspaña como co-director deltelescopio de 30-m del IRAMsituado en Granada, puesto queocupó hasta finales de 1991. En1992 se incorporó al ObservatorioAstronómico Nacional y, en 1996,obtuvo el puesto de Profesor deInvestigación del CSIC. Actualmentetrabaja en el Departamento deFísica Molecular del Instituto deEstructura de la Materia.Sus principales líneas deinvestigación son, entre otras:espectroscopía del mediointerestelar y circunestelar, químicadel medio interestelar ycircunestelar, emisión molecularmáser, transferencia de radiación,formación de estrellas de bajamasa, determinación de lascondiciones físicas de las nubesmoleculares y astrofísicaen el infrarrojo.Ha publicado más de ciento treintaartículos en revistas internacionalesespecializadas. En 1997 recibió elpremio “Betancourt-Perronet” a lacolaboración científica hispano-francesa concedido por el gobiernofrancés. En 1998 fue nombrado“Mission Scientist” del satéliteFIRST (Far Infrared SpaceTelescope), proyecto de la ESA concolaboración de la NASA. Formaparte, desde 1998, del FIRSTScience Team de la ESA.Entre sus principales contribucionescientíficas destaca el estudio de laabundancia del vapor de agua en elmedio interestelar a través deoriginales observaciones desdetelescopios terrestres y deobservaciones en el infrarrojoobtenidas con el satélite ISO. Desdeel punto de vista de laespectroscopía del mediointerestelar y circunestelar, hadetectado y caracterizadoespectroscópicamente más deveinte especies moleculares.Aparte de la actividad puramentecientífica, el Prof. Cernicharo haparticipado en los commissioningteams del radiotelescopio de 30 mdel IRAM y del interferómetro delmismo instituto.

todo el gas está en forma molecular. Laúnica manera de estudiar ese gas y obte-ner sus propiedades físico-químicas es através de la observación de la emisión/ab-sorción de radiación producida por las mo-léculas.”

¿Existe alguna relación entre las mo-léculas orgánicas encontradas en diver-sos objetos celestes y la química de lavida en la Tierra?

“Las moléculas se detectan en todas lasdirecciones de la galaxia y en galaxiasexteriores. ¿Han tenido esas moléculas al-guna influencia en el origen de la vida enla Tierra? Aún no lo sabemos y dependede cómo definamos el término “influencia”.Si el agua de la nube proto-solar está enel origen de los mares de la Tierra, si loscompuestos orgánicos que existían en di-cha nube pudieron afectar la química ini-cial en la Tierra podríamos responder afir-mativamente. Por el momento debemoslimitarnos a lo que realmente sabemos, alo que científicamente es un hecho: mire-mos donde miremos siempre encontramoslas mismas moléculas. El hecho de queencontremos moléculas orgánicas en elespacio es debido a la capacidad del car-bono para formar cadenas y anillos y tam-bién a que es uno de los elementos másabundantes en el Universo. Es curioso vercómo se comporta el gas en el espacioen función de la abundancia relativa decarbono y de oxígeno. Si hay más oxíge-no que carbono casi todo éste se encon-trará en forma de CO (monóxido de car-bono). El oxígeno que resta puede utili-zarse para formar agua, óxidos y otroscompuestos. Sin embargo, cuando el car-bono es más abundante que el oxígeno,ocurre lo opuesto y casi todo el oxígenose encuentra en forma de CO y el carbo-no restante forma una gran variedad deespecies moleculares orgánicas (de quí-mica orgánica, no de producción orgáni-ca). La razón C/O domina la química delmedio interestelar y circunestelar.

Los procesos químicos que dan lugar alas moléculas orgánicas en el espacio sonmuy diferentes de los que ocurren en laTierra. La química de la vida es sumamen-te compleja, con reacciones mucho másrápidas que las que ocurren en el espa-cio. Como ejemplo, la densidad de la at-mósfera terrestre es de 30 trillones de mo-léculas por centímetro cúbico mientras queen el medio interestelar es sólo de 10-10.000 moléculas por centímetro cúbico.Mientras que en la Tierra cada moléculacolisiona con otros 10.000 millones demoléculas por segundo, en el espacio unamolécula necesita varias semanas, inclu-so meses o años, para colisionar con otra.Todos los procesos químicos en la primiti-va Tierra eran mucho más rápidos que los

que ocurrían en la nebulosa de gas dondese formó el sistema solar. Para que unanube interestelar, inicialmente formada porátomos, se transforme en una nubemolecular se necesitan millones de años.Evidentemente las nubes interestelares tie-nen mucho tiempo para evolucionar, delorden de varios millones de años, antesde formar nuevas estrellas. Pero las molé-culas más complejas que creemos existenen el espacio sólo tienen 100-200 átomos,los llamados hidrocarburos policíclicos aro-mát icos. De esas moléculas só lo elbenceno ha sido identificado positivamen-te. Nada comparado con los millones deátomos que forman el ADN.

Lo que si puede tener una gran influenciaen la evolución de un sistema planetarioson las condiciones iniciales, la abundan-cia de las moléculas cuando dicho siste-ma se forma. Y esto es lo que poco a pocola Astrofísica Molecular está proporcionan-do: una visión nueva de los procesos fisico-químicos que dominan la evolución de lasnubes interestelares y la formación de nue-vas estrellas. Los nuevos instrumentosastronómicos nos proporcionarán una in-formación, inimaginable ahora mismo, so-bre esos sistemas, la evolución química delUniverso en general y de los sistemasproto-planetarios en particular.”

¿Cuáles son las moléculas más comple-jas observadas en el Universo?

“Las moléculas se detectaron en el espa-cio en los años 30 del siglo pasado. La fir-ma de tres especies moleculares aparecíasiempre en la línea de mirada de estrellaslevemente enrojecidas. Eran CN, CH y CH+.Pasaron cerca de 30 años antes de quelos astrónomos comprendiesen la enormeimportancia que tienen las moléculas enla evolución de las nubes interestelares. Afinales de los 60 y principios de los setentase inició una auténtica revolución en As-trofísica: la puesta en servicio de los pri-meros receptores trabajando en el domi-nio de longitudes de onda radio permitiódetectar especies complejas como NH3,CH2O y H2O. Fue el principio de lo que hoyllamamos Astrofísica Molecular. Wilson,Jeffer ts y Penzias descubrieron elmonóxido de carbono en el espacio en1970 y una larga lista de moléculas fuecompletándose entre 1970 y 1980 con lasobservaciones que se iban obteniendo conel radiotelescopio de Kitt Peak. La comple-jidad química en el Universo parece no te-ner límites ya que desde la mitad de losochenta descubr imos moléculasradicalar ias tan complejas como C8H(CCCCCCCCH) con el radiotelescopio de30-m del IRAM en Granada. Posteriormen-te, con el satélite ISO de la Agencia Espa-cial Europea, hemos descubierto molécu-las como el benceno y los poliinos.”

Especial 20018Curso: ABUNDANCIAS DE ELEMENTOS EN GALAXIAS CERCANAS

PPPPProfrofrofrofrof. Donald R. Donald R. Donald R. Donald R. Donald R. Garnett. Garnett. Garnett. Garnett. GarnettSteward Obaservatory, Universidad de Arizona

EEUU

¿Cuál es el valor observacional más acep-tado de la abundancia de helio primordial?¿Tienen las determinaciones actuales delvalor del helio primordial suficiente pre-cisión como para distinguir entre diferen-tes modelos cosmológicos acerca del Uni-verso primitivo?

“¡Es una pregunta difícil! Creo que la comu-nidad está dividida entre dos valores de lafracción de masa de helio primordial: 0,245± 0,002, de Izotov et al. (1999), y 0,234 ±0,002, de Olive, Steigman y Skillman (1997).El primer valor es quizá el preferido por loscosmólogos, puesto que encaja más limpia-mente en el popular modelo actual ‘concor-dante’ de un universo plano con una cons-tante cosmológica y es más compatible conlas estimaciones de la abundancia deldeuterio a partir de las líneas de absorciónde los QSO. Por otro lado, el análisis detalla-do de la región H II más brillante de la Pe-queña Nube de Magallanes realizado porPeimbert y sus colegas da como resultadouna abundancia de helio de 0,236 ± 0,002, amuchas desviaciones estándar de distanciadel valor de Izotov et al. Si bien las incerti-dumbres estadísticas de las determinacionesindividuales son lo bastante pequeñas comopara distinguir los modelos cosmológicos; losvalores proporcionados por los distintos au-tores están a muchos sigmas de distancia.Esto es una reminiscencia de la antigua dis-cusión entre Sandage y de Vaucouleurs so-bre la constante de Hubble...

Actualmente, los estudios de helio primor-dial se centran principalmente en conocerlos posibles errores sistemáticos en las de-terminaciones de abundancias. A medidaque se ha avanzado en los trabajos, el nú-mero de estos posibles efectos ha ido enaumento: excitación colisional de las líneasde helio e hidrógeno; contaminación porestrellas Wolf-Rayet; el desconocido apor-te de helio neutro; la corrección de las lí-neas de helio e hidrógeno por absorciónestelar subyacente; y la estructura térmicadel gas ionizado, que podría diferir para elHe+ y el O++. La derivación de las abun-dancias de helio se ha convertido en unproblema mucho más complejo de lo queparecía ser. Creo que cuantificar estas in-certidumbres sistemáticas será un impor-tante tema de estudio para los próximosaños. Desgraciadamente, algunos de losefectos sistemáticos podrían alterar no sólolas abundancias de helio sino también lapendiente de la relación He-metalicidad,con lo que no resulta fácil predecir cómovariarán al final los resultados.”

Todas las galaxias espirales parecen sermás ricas en elementos pesados en sucentro que en las zonas externas, dandolugar a lo que se conoce como gradientede abundancia química. ¿Es igual estegradiente en todas las galaxias? ¿Cómose relaciona con las características decada galaxia?

EL UNIVERSO PRÓXIMOLLLLLas obseras obseras obseras obseras observaciones realizadas por telescopios como el espacial Hubblevaciones realizadas por telescopios como el espacial Hubblevaciones realizadas por telescopios como el espacial Hubblevaciones realizadas por telescopios como el espacial Hubblevaciones realizadas por telescopios como el espacial Hubbleproporcionan a los astrónomos información sobre la distribución de laproporcionan a los astrónomos información sobre la distribución de laproporcionan a los astrónomos información sobre la distribución de laproporcionan a los astrónomos información sobre la distribución de laproporcionan a los astrónomos información sobre la distribución de lamateria y de los elementos químicos que forman el Universo que nosmateria y de los elementos químicos que forman el Universo que nosmateria y de los elementos químicos que forman el Universo que nosmateria y de los elementos químicos que forman el Universo que nosmateria y de los elementos químicos que forman el Universo que nosrodearodearodearodearodea. A partir de datos como éstos se elaboran modelos teóricos sobre. A partir de datos como éstos se elaboran modelos teóricos sobre. A partir de datos como éstos se elaboran modelos teóricos sobre. A partir de datos como éstos se elaboran modelos teóricos sobre. A partir de datos como éstos se elaboran modelos teóricos sobrela formación y la evolución de galaxias cercanas y otros objetosla formación y la evolución de galaxias cercanas y otros objetosla formación y la evolución de galaxias cercanas y otros objetosla formación y la evolución de galaxias cercanas y otros objetosla formación y la evolución de galaxias cercanas y otros objetos.....FFFFFactores como la metalicidadactores como la metalicidadactores como la metalicidadactores como la metalicidadactores como la metalicidad, las abundancias de elementos en los, las abundancias de elementos en los, las abundancias de elementos en los, las abundancias de elementos en los, las abundancias de elementos en losdistintos tipos de galaxias (espiralesdistintos tipos de galaxias (espiralesdistintos tipos de galaxias (espiralesdistintos tipos de galaxias (espiralesdistintos tipos de galaxias (espirales, enanas, enanas, enanas, enanas, enanas, elípticas, elípticas, elípticas, elípticas, elípticas, irregulares), la, irregulares), la, irregulares), la, irregulares), la, irregulares), lapresencia e influencia de una barra o la historia de formación estelarpresencia e influencia de una barra o la historia de formación estelarpresencia e influencia de una barra o la historia de formación estelarpresencia e influencia de una barra o la historia de formación estelarpresencia e influencia de una barra o la historia de formación estelarse tienen en cuenta a la hora de elaborar modelos de evolución de lasse tienen en cuenta a la hora de elaborar modelos de evolución de lasse tienen en cuenta a la hora de elaborar modelos de evolución de lasse tienen en cuenta a la hora de elaborar modelos de evolución de lasse tienen en cuenta a la hora de elaborar modelos de evolución de lasgalaxiasgalaxiasgalaxiasgalaxiasgalaxias. No obstante. No obstante. No obstante. No obstante. No obstante, quedan algunas cuestiones abiertas, quedan algunas cuestiones abiertas, quedan algunas cuestiones abiertas, quedan algunas cuestiones abiertas, quedan algunas cuestiones abiertas, como el, como el, como el, como el, como elaporte de gasaporte de gasaporte de gasaporte de gasaporte de gas, la pérdida de metales en el medio intergaláctico o la, la pérdida de metales en el medio intergaláctico o la, la pérdida de metales en el medio intergaláctico o la, la pérdida de metales en el medio intergaláctico o la, la pérdida de metales en el medio intergaláctico o laevolución de los gradientes de metalicidadevolución de los gradientes de metalicidadevolución de los gradientes de metalicidadevolución de los gradientes de metalicidadevolución de los gradientes de metalicidad. El P. El P. El P. El P. El Profrofrofrofrof. Donald R. Donald R. Donald R. Donald R. Donald R. Garnett. Garnett. Garnett. Garnett. Garnett,,,,,del Steward Obserdel Steward Obserdel Steward Obserdel Steward Obserdel Steward Observatorvatorvatorvatorvatory de la Universidad de Arizona y experto en lay de la Universidad de Arizona y experto en lay de la Universidad de Arizona y experto en lay de la Universidad de Arizona y experto en lay de la Universidad de Arizona y experto en laevolución química de las galaxias espirales e irregularesevolución química de las galaxias espirales e irregularesevolución química de las galaxias espirales e irregularesevolución química de las galaxias espirales e irregularesevolución química de las galaxias espirales e irregulares, ha sido el, ha sido el, ha sido el, ha sido el, ha sido elencargado de presentar este curso sobre galaxias cercanasencargado de presentar este curso sobre galaxias cercanasencargado de presentar este curso sobre galaxias cercanasencargado de presentar este curso sobre galaxias cercanasencargado de presentar este curso sobre galaxias cercanas.....

"UNO DE LOSGRANDES LOGROS DE

LOS ÚLTIMOS AÑOS HASIDO LA

DEMOSTRACIÓN DEQUE LAS GALAXIAS

IRREGULARES ENANASY LAS IRREGULARES

ELÍPTICAS DEL GRUPOLOCAL TIENENHISTORIAS DE

FORMACIÓN ESTELARCOMPLEJAS,

DERIVADAS DE LOSDIAGRAMAS COLOR-MAGNITUD BASADOS

EN IMÁGENESOBTENIDAS POR EL

TELESCOPIO ESPACIAL‘HUBBLE’."

9Especial 2001

PERFIL

DONALD R. GARNETTnació en 1957 en Detroit,Michigan (EEUU), seis mesesantes del lanzamientodel Sputnik 1.Su interés por la astronomíacomenzó cuando tenía nueveaños y su tío le regaló porNavidad el libro de David Dietz“Todo sobre el Universo”. Pocodespués de empezar su primertrabajo ahorró lo suficientecomo para comprarse unrefractor de 75 mm quetodavía conserva.Fue a la Universidad deMichigan y estudió Astrono-mía, donde se licenció conmención especial en 1982. Deahí pasó a la Universidad deTexas en Austin, donde sedoctoró en Astronomía en1989 con un trabajo dirigidopor el Prof. George Shields.Fue fellow postdoctoral deAURA en el Instituto delTelescopio Espacial enBaltimore y “Hubble Fellow” enla Universidad de Minnesota.Ha sido también investigadorasociado en Minnesota y,desde 1998, astrónomoayudante en la Universidadde Arizona.Garnett trabaja en otroscampos asociados a laevolución química de galaxiasespirales e irregulares. Suinterés fundamental se centraen el estudio de la variaciónrelativa de las abundancias deelementos, utilizandoobservatorios espaciales paraestudiar elementos ennebulosas ionizadas que nopueden observarse desdetierra, como es el caso delcarbono. Trabaja también en lafísica de las nebulosasionizadas relacionada conmediciones de abundancias,además de estudiar lashistorias de formación estelary abundancias estelares degalaxias cercanas.

“La respuesta a esta pregunta depende decómo consideremos los gradientes. Es algotodavía sujeto a debate. Una preguntasubyace a este problema: ¿cuál es la escalade longitud natural que caracteriza los dis-cos espirales? Las galaxias son objetos di-fusos, con lo que se hace difícil determinarescalas físicas netas. El diámetro fotométricoD(25) utilizado habitualmente, donde el bri-llo superficial ha caído a 25 magnitudes porsegundo de arco, es más un artefacto demedida que una escala física natural. Serámuy diferente para longitudes de onda dife-rentes; además, excluye muchas galaxias debajo brillo superficial que no superan eseumbral. En cambio, algo como la escala delongitud exponencial del disco proporcionauna escala de longitud relacionada directa-mente con la estructura de la galaxia.

En cualquier caso, los gradientes de abun-dancias en las galaxias espirales se expre-san con frecuencia en dex por kpc (unidadlogarítmica de abundancia por kpc, una uni-dad de longitud lineal). Visto así, las espira-les luminosas tienen gradientes de composi-ción menos acentuados que las galaxias dé-biles. Se ha dicho que este hecho es pruebade una evolución secular de los discos bajola influencia de barras transitorias. Por otrolado, también podemos considerar elgradiente por unidad de escala de longituddel disco. En este caso, no hay correlaciónalguna entre el gradiente en dex por longitudde escala frente a la luminosidad de la ga-laxia, y si tenemos en cuenta las incertidum-bres, los datos son coherentes para todas lasgalaxias que tienen el mismo valor del gradientepor unidad de escala de longitud del disco. Seha aducido que este resultado está relaciona-do con las propiedades de escala de lasgalaxias de disco predichas por el modelode cúmulo jerárquico para la formación degalaxias. ¡Sería realmente sorprendente silas propiedades de los gradientes de com-posición reflejasen las condiciones inicialesde la formación de la galaxia!

Un tercer aspecto es la influencia de las ba-rras. Los datos actuales sobre abundanciasindican que las espirales fuer tementebarradas tienen gradientes de composiciónquímica débiles o ausentes. Algo que es deesperar si las barras arrastran un flujo rápi-do de gas hacia las regiones centrales delas galaxias de disco, con la consecuentemezcla rápida de gas interestelar de diferen-tes lugares del disco. Las preguntas que que-dan por responder son: ¿son las barras fe-nómenos estables o transitorios?, ¿son res-ponsables del crecimiento de los bulbos enlas galaxias espirales?, ¿pueden las barrastransformar espirales de tipo tardío en tiposmás tempranos?”

Las galaxias irregulares enanas muestrangrandes diferencias en su contenido quí-mico, desde metalicidades cercanas a lasolar hasta 1/50 de la solar, como la ga-laxia I Zw 18. ¿A qué se deben estas dife-

rencias? ¿Qué podemos aprender deellas?

“Estudiar las galaxias irregulares es realmen-te fascinante, porque presentan una enormevariedad de propiedades. Una cosa que sa-bemos de ellas es que tienen la misma rela-ción metalicidad-luminosidad que lasgalaxias espirales. En primer lugar, lasgalaxias irregulares tienen una mayor frac-ción de gas que las espirales, y existe unacorrelación entre ésta y la luminosidad (omasa) de la galaxia, con lo que han proce-sado menos gas a través de las estrellas. Porlo tanto, cabría esperar que las irregularestuviesen menor metalicidad. Sin embargo, lasmetalicidades de las irregulares más peque-ñas son menores de lo que podríamos espe-rar basándonos en su contenido de gas encomparación con las espirales. Otra forma deplantearlo es que los rendimientos químicosefectivos de las galaxias irregulares, deriva-dos de su fracción de gas y la metalicidadmedida, son menores que para las galaxiasespirales. Dado que se espera que los rendi-mientos químicos reales (basados en lanucleosíntesis estelar) apenas varíen de unagalaxia a otra, deducimos que algo ha supri-mido el enr iquecimiento del mediointerestelar en las galaxias enanas irregula-res. Los flujos de gas (caída de gas no enri-quecido o salida de vientos galácticos pro-ducidos por supernovas) son una forma efi-caz de reducir las abundancias en el gaspor debajo de las predicciones de la teoríade la evolución química simple, y se ha di-fundido mucho el argumento de que lasgalaxias enanas expulsan restos desupernovas al medio intergaláctico median-te vientos galácticos impulsados por brotesde formación estelar.

Uno de los grandes logros de los últimos añosha sido la demostración de que las galaxiasirregulares enanas y las irregulares elípticasdel Grupo Local tienen historias de formaciónestelar complejas, der ivadas de losdiagramas color-magnitud basados enimágenes obtenidas por el TelescopioEspacial ‘Hubble ’. Estas historias deformación estelar son de un gran valor,puesto que pueden utilizarse, junto con lasmedidas de metalicidad, para elaborarmodelos autoconsistentes de evolución degalaxias enanas. Por ejemplo, podemosimaginarnos cómo partiendo de la historia deformación estelar y los valores actuales demetalicidad de una galaxia enana irregular,podemos elaborar un modelo de evolucióndel gas y la metalicidad y utilizar el resultadopara hacer una estimación de la fracción demetales perdida por el viento galáctico. Apartir de ahí se puede estimar cuál ha sidola contribución de las galaxias enanas alenriquecimiento del medio intergaláctico.Aún no se ha hecho ningún estudio de estetipo que yo sepa, pero creo que este campopuede ser impor tante para conocer laevolución de las galaxias enanas en unfuturo cercano.”

Especial 200110Curso: ABUNDANCIAS ESTELARES

PPPPProfrofrofrofrof. David L. David L. David L. David L. David L. L. L. L. L. LambertambertambertambertambertUniversidad de Texas en Austin

EEUU

LA HUELLA QUÍMICA

¿Qué podemos aprender acerca de la evo-lución química del Universo haciendo usode medidas de abundancias de elementosen las atmósferas de estrellas? ¿Podríamencionar algún ejemplo relevante y deactualidad?

“La espectroscopía es la herramienta que nospermite medir la composición química de lascapas superficiales de una estrella. Podemosasumir con seguridad que la composiciónmedida para muchos tipos de estrellas es lacomposición de la nube de gas a partir de laque se formaron. Analizando estrellas nacidasen épocas y en lugares diferentes podemos es-tudiar la evolución química del gas de nuestragalaxia y, con ciertos límites, de otras galaxias.

Para la mayoría de los elementos químicosesta evolución la marcan las propias estrellas.A medida que las estrellas evolucionan y mue-ren, expulsan –a mayor o menor velocidad- gasque ha sido sometido a reacciones nuclearesa elevadas temperaturas en el interior estelar.La composición de los materiales expulsadoses distinta de la de la nube de gas en la quese formó la estrella. De modo que, a medidaque los materiales expulsados se mezclan conlas nubes de gas interestelar, la composiciónde las nubes va variando y la nueva genera-ción de estrellas que se forme a partir de ellastendrá una composición distinta.

Según este ciclo, la composición del gas y lade las estrellas están estrechamente vincula-das. La composición inicial era la de los res-

tos de la Gran Explosión, que hoy suponemosque era hidrógeno, helio y un poco de litio. Lagran mayoría de los otros elementos quími-cos se ha fabricado en el interior de las estre-llas a través de reacciones nucleares.”

¿Con qué precisión podemos estimar ac-tualmente las abundancias químicas en lasatmósferas estelares? ¿Dónde residen lasmayores fuentes de incertidumbre? ¿Cómoinfluyen estas limitaciones en lo que pre-tendemos aprender a partir de las estrellas?

“La ciencia de estimar las abundancias quími-cas partiendo de espectros estelares es cadavez más precisa. No hay una respuesta globalfácil que responda a esta pregunta y que seaclave para hacer una valoración completa yjusta de la cosmoquímica. Es una pregunta ala que todos los que trabajen en análisis deabundancias deberían responder para cadauno de los análisis que hagan.

Quizá una de las principales fuentes de incer-tidumbre se remonta al hecho de que el análi-sis de abundancias se ha convertido en algoaparentemente rutinario. Los grandes telesco-pios y los excelentes espectrógrafos propor-cionan espectros de alta resolución de grancalidad, la materia prima fundamental. Estosucede casi para cualquier intervalo de longi-tudes de onda en el que deban buscarse hue-llas espectroscópicas.

Habitualmente, los espectros de los telesco-pios se reducen en ‘cajas negras’ – los paque-

David L. Lambert

A principios del siglo XIXA principios del siglo XIXA principios del siglo XIXA principios del siglo XIXA principios del siglo XIX, el óptico alemán Joseph von F, el óptico alemán Joseph von F, el óptico alemán Joseph von F, el óptico alemán Joseph von F, el óptico alemán Joseph von Fraunhoferraunhoferraunhoferraunhoferraunhoferinventó el inventó el inventó el inventó el inventó el espectrespectrespectrespectrespectroscopiooscopiooscopiooscopiooscopio y estudió con él las líneas oscuras que y estudió con él las líneas oscuras que y estudió con él las líneas oscuras que y estudió con él las líneas oscuras que y estudió con él las líneas oscuras quesurcaban el espectro del Solsurcaban el espectro del Solsurcaban el espectro del Solsurcaban el espectro del Solsurcaban el espectro del Sol. Gustav R. Gustav R. Gustav R. Gustav R. Gustav R. Kirchhoff. Kirchhoff. Kirchhoff. Kirchhoff. Kirchhoff, otro físico alemán, otro físico alemán, otro físico alemán, otro físico alemán, otro físico alemán,,,,,demostró posteriormente que esas líneas oscurasdemostró posteriormente que esas líneas oscurasdemostró posteriormente que esas líneas oscurasdemostró posteriormente que esas líneas oscurasdemostró posteriormente que esas líneas oscuras, donde la intensidad, donde la intensidad, donde la intensidad, donde la intensidad, donde la intensidadluminosa era menorluminosa era menorluminosa era menorluminosa era menorluminosa era menor, correspondían a absorciones de la radiación, correspondían a absorciones de la radiación, correspondían a absorciones de la radiación, correspondían a absorciones de la radiación, correspondían a absorciones de la radiacióndebidas a elementos químicos presentes en el Sol y en otras estrellasdebidas a elementos químicos presentes en el Sol y en otras estrellasdebidas a elementos químicos presentes en el Sol y en otras estrellasdebidas a elementos químicos presentes en el Sol y en otras estrellasdebidas a elementos químicos presentes en el Sol y en otras estrellas.....El análisis de esasEl análisis de esasEl análisis de esasEl análisis de esasEl análisis de esas líneas espectrales líneas espectrales líneas espectrales líneas espectrales líneas espectrales proporciona desde entonces una proporciona desde entonces una proporciona desde entonces una proporciona desde entonces una proporciona desde entonces unainformación muy útil a los astrofísicos sobre el objeto del Universo delinformación muy útil a los astrofísicos sobre el objeto del Universo delinformación muy útil a los astrofísicos sobre el objeto del Universo delinformación muy útil a los astrofísicos sobre el objeto del Universo delinformación muy útil a los astrofísicos sobre el objeto del Universo delque procedenque procedenque procedenque procedenque proceden, principalmente su composición química, principalmente su composición química, principalmente su composición química, principalmente su composición química, principalmente su composición química, por la huella, por la huella, por la huella, por la huella, por la huellaque deja cada elementoque deja cada elementoque deja cada elementoque deja cada elementoque deja cada elemento, emisor de una radiación electromagnética, emisor de una radiación electromagnética, emisor de una radiación electromagnética, emisor de una radiación electromagnética, emisor de una radiación electromagnéticaespecíficaespecíficaespecíficaespecíficaespecífica, además de sus condiciones físicas, además de sus condiciones físicas, además de sus condiciones físicas, además de sus condiciones físicas, además de sus condiciones físicas, su movimiento y, su movimiento y, su movimiento y, su movimiento y, su movimiento yvelocidadvelocidadvelocidadvelocidadvelocidad. L. L. L. L. La técnica de la espectroscopía determinó, por tantoa técnica de la espectroscopía determinó, por tantoa técnica de la espectroscopía determinó, por tantoa técnica de la espectroscopía determinó, por tantoa técnica de la espectroscopía determinó, por tanto, el, el, el, el, elnacimiento de la astrofísica hace poco más de un siglonacimiento de la astrofísica hace poco más de un siglonacimiento de la astrofísica hace poco más de un siglonacimiento de la astrofísica hace poco más de un siglonacimiento de la astrofísica hace poco más de un siglo. El P. El P. El P. El P. El Profrofrofrofrof. David. David. David. David. DavidLLLLLambertambertambertambertambert, de la Universidad de T, de la Universidad de T, de la Universidad de T, de la Universidad de T, de la Universidad de Texas en Austinexas en Austinexas en Austinexas en Austinexas en Austin, es un experto en cómo, es un experto en cómo, es un experto en cómo, es un experto en cómo, es un experto en cómolos recientes avances en la espectroscopía estelar han arrojado nuevalos recientes avances en la espectroscopía estelar han arrojado nuevalos recientes avances en la espectroscopía estelar han arrojado nuevalos recientes avances en la espectroscopía estelar han arrojado nuevalos recientes avances en la espectroscopía estelar han arrojado nuevaluz sobre los procesos de nucleosíntesis en las estrellas y en el medioluz sobre los procesos de nucleosíntesis en las estrellas y en el medioluz sobre los procesos de nucleosíntesis en las estrellas y en el medioluz sobre los procesos de nucleosíntesis en las estrellas y en el medioluz sobre los procesos de nucleosíntesis en las estrellas y en el mediointerestelarinterestelarinterestelarinterestelarinterestelar.....

11Especial 2001

PERFIL

DAVID L. LAMBERT,de origen británico, ostenta lacátedra de astronomía IsabelMcCutcheon Harte CentennialChair de la Universidad deTexas en Austin (EEUU).Lambert, que estudió en laUniversidad de Oxford, fuebecario postdoctoral en elInstituto Tecnológico deCalifornia antes de trasladarsea la Universidad de Texas, en1969. En aquellos momentos,su interés en investigaciónpasó de la Física Solar a laespectroscopía astronómica,especialmente laespectroscopía estelar comoforma de estudiar la evoluciónestelar y el origen de loselementos químicos. El origende su interés por estos camposde la Astrofísica se remonta allibro “Frontiers of Astronomy”,de Fred Hoyle, que eligió comopremio en el colegio más deuna década antes detrasladarse a Texas.A lo largo de más de treintaaños en la Universidad deTexas ha supervisado unas 20tesis doctorales y ha sido tutorde unos 25 estudiantespostdoctorales.Ha colaborado ampliamentecon astrónomos de otrospaíses, incluyendo largas einteresantes colaboracionescon amigos de la Universidadde Uppsala (Suecia), elInstituto Indio de Astrofísica enBangalore (India), el Observa-torio Astrofísico de Crimea enUcrania y, especialmente,el IAC.

tes de software IRAF y MIDAS son dos bue-nos ejemplos. El operario puede utilizar máscajas negras en forma de rejillas de atmósfe-ras modelo y códigos de síntesis de espectro.Ejecutando protocolos estándar se seleccio-na la atmósfera modelo ‘correcta’ y pone enmarcha las cajas negras. El resultado de esteejercicio es una tabla de abundancias con laque se aborda la cuestión astrofísica que mo-tivó el análisis en primer lugar.

Uno de mis caballos de batalla actuales serefiere a la fe ciega y absoluta en las cajasnegras. Pienso que es en estas herramientastan útiles donde está la clave de muchas in-certidumbres.

Otro de mis caballos de batalla –uno de losviejos para mí- es la necesidad de asegurarque los espectroscopistas estelares apren-dan los fundamentos de la espectroscopíaatómica y molecular. La ignorancia en estos ám-bitos puede traducirse en incertidumbres in-necesarias en el resultado de la abundan-cia, incluso cuando las cajas negras no tie-nen la culpa.”

El litio es un elemento ligero utilizado comotrazador de la estructura estelar, de reac-ciones químicas que tienen lugar en elmedio interestelar y como restricciónobservacional a los modelos que estudianla nucleosíntesis primordial. El conoci-miento de su razón isotópica juega un pa-pel fundamental en nuestro entendimien-to de algunos de estos fenómenos, ¿enqué estado se encuentra actualmente esteconocimiento?

“El litio tiene dos isótopos estables: el litio 7 yel litio 6. El material del Sistema Solar que haretenido litio contiene unas 12 veces más litio7 que litio 6, algo que se ha determinado apartir del muestreo directo, contando los áto-mos de litio con una máquina.

Fuera del Sistema Solar, la razón isotópicadebe determinarse espectroscópicamente. Laúnica excepción son los rayos cósmicosgalácticos que llegan al Sistema Solar y quepueden clasificarse isótopo por isótopo y ele-mento por elemento. En los rayos cósmicos,la abundancia de litio 7 y litio 6 es práctica-mente la misma.

Los estudios espectroscópicos de la razónentre litio 7 y litio 6 son pocos y distantes en-tre sí. Se sabe que el número de átomos delitio 7 es muy superior al de los de litio 6. Po-dría mencionar algunas de las nuevasdetecciones de litio 6. Astrónomos del IAC handetectado recientemente contaminación de litio6 en la atmósfera de una estrella con un pla-neta extrasolar, una estrella no muy distintade nuestro Sol. La teoría nos dice que los áto-mos de litio 6 en las zonas externas de la es-trella se mezclaron reiteradamente entre la su-perficie y el interior caliente. En las capas ca-lientes, el litio es destruido por los protones.Ahora, se deduce que el litio 6 debe de des-truirse completamente, pero el ritmo de des-trucción para su hermano mayor, el litio 7, esunas 70 veces más lento, y se ha predicho

que la mayor parte del litio 7 debería sobrevi-vir a este episodio de profundo mezclado.

A la vista de esto, el litio presente en estas es-trellas debería ser litio 7, pero nuestros amigosdel IAC han encontrado cierta cantidad de litio 6mezclado. Según ellos, éste es el resultado dela caída de un planeta sobre la estrella. Estematerial condensado fuera de la nube de gasdonde se ha formado la estrella nunca se ha-bía expuesto a la acción de los protones calien-tes, con lo que conservaba su contenido originalcon su mezcla de los dos isótopos de litio.

Un segundo ejemplo lo constituyen las medidasde la razón isotópica de litio en algunas de lasestrellas más viejas de nuestra galaxia, estrellaspoco evolucionadas y muy pobres en metales.

Estas estrellas podrían tener una milésimaparte del contenido en metales del Sol, sien-do un ‘metal’ cualquier elemento más pesadoque el carbono. Los metales se fabrican enlas estrellas. Una estrella rica en metales comoel Sol se ha formado de nubes muy contami-nadas con materiales expulsados de genera-ciones anteriores de estrellas. Una estrellapobre en metales se ha formado en una épo-ca temprana de la vida de la Galaxia cuandoaún se había producido poca contaminación.

En claro contraste, el litio en estrellas pobresen metales es aproximadamente un factor de10 veces menos abundante que en estrellasjóvenes y que en el gas interestelar actual. Esmás, el contenido en litio es el mismo en to-das las estrellas pobres en metales e inde-pendientemente del contenido en metales. Estaindependencia sugiere que el litio fue implan-tado en las nubes de gas antes de la forma-ción de las estrellas y empezaran a contami-nar el gas. Actualmente, casi todo el mundoreconoce que el litio se originó en el Big Bang,un reconocimiento que debemos a Monique yFrancois Spite, de París.

Los modelos estándar del Big Bang predicenque el litio debió haber sido básicamente litio7 puro. ¿Lo era? ¿De dónde y de cuándo pro-cede la pequeña cantidad actual de litio 6?Para abordar estas y otras preguntas rela-cionadas comenzamos a estudiar el litio enestrellas pobres en metales en busca de can-tidades traza de litio 6. Está presente en lamayor parte de las estrellas para las que elmodelo nos dice que debería haber sobrevivi-do a lo largo de los 10.000 millones de añosde vida de las estrellas.

Aunque el debate continúa y, con toda seguri-dad, surgirá durante la Escuela de Invierno,creo que el litio 6, con una cantidad práctica-mente igual de litio 7, se formó en el espaciointerestelar por la colisión de partículas enmovimiento rápido, probablemente relaciona-das con materiales expulsados de supernovas.Una fuente importante de litio está en las coli-siones entre núcleos de helio, que dan comoresultado litio 7 y litio 6 en cantidades más omenos iguales. Una pequeña cantidad de estematerial añadida al litio 7 procedente del Big Bangpodría explicar la elevada proporción observadade litio 7 con respecto a la de litio 6.”

Especial 200112Curso: NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR

PPPPProfrofrofrofrof. Norbert L. Norbert L. Norbert L. Norbert L. Norbert LangerangerangerangerangerUniversidad de Utrecht

PAÍSES BAJOS

COMPONIENDO UNA ESTRELLALLLLLos factores que interos factores que interos factores que interos factores que interos factores que intervienen en la evolución de las estrellas son diversosvienen en la evolución de las estrellas son diversosvienen en la evolución de las estrellas son diversosvienen en la evolución de las estrellas son diversosvienen en la evolución de las estrellas son diversos.....Aunque varían según el tipo de estrellaAunque varían según el tipo de estrellaAunque varían según el tipo de estrellaAunque varían según el tipo de estrellaAunque varían según el tipo de estrella, nadie duda de que la masa, nadie duda de que la masa, nadie duda de que la masa, nadie duda de que la masa, nadie duda de que la masainicial o la metalicidad determinan la estructura y la evolución estelaresinicial o la metalicidad determinan la estructura y la evolución estelaresinicial o la metalicidad determinan la estructura y la evolución estelaresinicial o la metalicidad determinan la estructura y la evolución estelaresinicial o la metalicidad determinan la estructura y la evolución estelares.....Igualmente hay que tener en cuenta procesos físicos como la pérdidaIgualmente hay que tener en cuenta procesos físicos como la pérdidaIgualmente hay que tener en cuenta procesos físicos como la pérdidaIgualmente hay que tener en cuenta procesos físicos como la pérdidaIgualmente hay que tener en cuenta procesos físicos como la pérdidade masa y la rotación para elaborar modelos de evolución estelarde masa y la rotación para elaborar modelos de evolución estelarde masa y la rotación para elaborar modelos de evolución estelarde masa y la rotación para elaborar modelos de evolución estelarde masa y la rotación para elaborar modelos de evolución estelar. A. A. A. A. Apesar de los avancespesar de los avancespesar de los avancespesar de los avancespesar de los avances, se plantean grandes desafíos en este campo, se plantean grandes desafíos en este campo, se plantean grandes desafíos en este campo, se plantean grandes desafíos en este campo, se plantean grandes desafíos en este campo,,,,,como la inclusión de los campos magnéticos en el estudio de lacomo la inclusión de los campos magnéticos en el estudio de lacomo la inclusión de los campos magnéticos en el estudio de lacomo la inclusión de los campos magnéticos en el estudio de lacomo la inclusión de los campos magnéticos en el estudio de laevolución de estrellas masivasevolución de estrellas masivasevolución de estrellas masivasevolución de estrellas masivasevolución de estrellas masivas. El P. El P. El P. El P. El Profrofrofrofrof. Norbert L. Norbert L. Norbert L. Norbert L. Norbert Langerangerangerangeranger, de la Universidad, de la Universidad, de la Universidad, de la Universidad, de la Universidadde Utrecht y antiguo presidente del de Utrecht y antiguo presidente del de Utrecht y antiguo presidente del de Utrecht y antiguo presidente del de Utrecht y antiguo presidente del Stellar PStellar PStellar PStellar PStellar Panelanelanelanelanel del telescopio espacial del telescopio espacial del telescopio espacial del telescopio espacial del telescopio espacial“““““Hubble” (1999), presenta este curso sobre nucleosíntesis estelarHubble” (1999), presenta este curso sobre nucleosíntesis estelarHubble” (1999), presenta este curso sobre nucleosíntesis estelarHubble” (1999), presenta este curso sobre nucleosíntesis estelarHubble” (1999), presenta este curso sobre nucleosíntesis estelar.....

En los años ochenta se trabajó in-tensamente para incluir la pérdidade masa en los modelos de evolu-ción de estrellas masivas. En losaños noventa se trabajó en mezclay rotación. ¿Cuál cree usted quepuede ser el próximo proceso físi-co que debería introducirse en losmodelos futuros?

“Antes que nada hay que decir que bue-na parte del trabajo para la próxima dé-cada tendrá que dedicarse al estudiode los efectos de la rotación en las es-trellas. Existen unas cincoinestabilidades relacionadas con la ro-tación y debemos estudiarlas todaspara conocer el funcionamiento de lasestrellas masivas. Además, en este con-texto, se desconocen aún muchos as-pectos de la pérdida de masa, como lapérdida de masa en estrellas Wolf-Rayet, que sigue siendo una gran in-cógnita (magnitud, dependencia de lascaracterísticas de la estrella, etc.); tam-poco se conoce la pérdida de masa enestrellas luminosas azules variables(LBV), así como la interacción entre larotación y la pérdida de masa. Sin em-bargo, un desafío para el futuro próxi-mo podría ser la inclusión de los cam-pos magnéticos en el estudio de estre-llas masivas. Hay numerosos indiciosde la existencia de campos magnéti-cos, al menos en algunas de ellas, yexisten predicciones teóricas que in-dican que pequeños campos inicialesse amplificarían rápidamente. No hace

falta mucha imaginación para darsecuenta de que esto podría cambiarsignificativamente nuestra visión de lapérdida de masa y de los procesos derotación en las estrellas.”

Actualmente estamos llegando aobservar galaxias muy lejanas en eltiempo y el espacio. ¿Cuál es la di-ferencia en la nucleosíntesis y evo-lución de las estrellas de estasgalaxias primitivas y las estrellas dela Vía Láctea?

“El estudio de los efectos de lametalicidad en la estructura y la evolu-ción estelares es un campo clásico: sa-bemos que es un parámetro casi tanimportante como la masa inicial de laestrella. Evidentemente afecta al rendi-miento químico de todos los isótopossecundarios, que necesitan una canti-dad de ciertos elementos en la compo-sición inicial de una estrella para poderfabricarse. Pero también la evoluciónglobal de una estrella podría cambiaren función de la metalicidad. Esto esmás evidente en el caso de las estre-llas más masivas: como la pérdida demasa depende de la metalicidad podríano haber estrellas Wolf-Rayet individua-les en el rango de metalicidad más bajo.En cambio, las estrellas más masivaspodrían acabar sus días comosupernovas generadas por destrucciónde pares durante la combustión explo-siva de oxígeno, en lugar de formar unnúcleo colapsante de hierro. El resulta-

Norbert Langer

13Especial 2001

PERFIL

NORBERT LANGERnació el 23 de marzo de 1958,en Peine (Alemania).Estudió Física y Matemáticasen la Universidad de Göttingen,donde se doctoró en 1986 ydonde continuó como ayudantede investigación hasta 1992.Desde entonces ha trabajadoen el Instituto Max-Planck deAstrofísica, en Garching, y enla Universidad de Postdam,hasta que, en enero de 2000,se trasladó como catedrático ala Universidad de Utrecht.Miembro electo de la Comisión35 de la IAU desde mayo de2000, Langer es referee de laGerman Science Foundationdesde marzo de 2000 y derevistas especializadas comoA&A, ApJ, Nature y PASJdesde 1984.Ha formado parte (1999) delcomité de asignación de tiempopara el telescopio espacial“Hubble” (HST); ha presidido(1999) el Stellar Panel del HSTy, desde 1996, es asesor delAustralian Research Council.En 1989 recibió el primerpremio “Ludwig-Biermann” de laAstronomische Gesellschaftalemana.

do de la nucleosíntesis, radicalmentedistinto, será más importante para laevolución química cuanto más rica seala Función Inicial de Masas (FIM) enestrellas masivas a bajos valores demetalicidad.”

La nucleosíntesis en supernovas esun tema sumamente complejo que,sin embargo, debemos tratar para ex-plicar buena parte de las abundan-cias actuales de elementos pesadosen el Universo. ¿Cuáles son los prin-cipales interrogantes de los resulta-dos actuales?

“Lo más importante es que aún no co-nocemos el mecanismo que hace ex-plotar las estrellas masivas. Si bien estáclaro que la explosión repentina tiene

un papel poco importante, la denomi-nada explosión retardada sigue siendoun modelo viable. Pero muchos de losmodelos de explosión retardada no fun-cionan y al final puede que lo único quenos quede claro es la importancia delmomento del neutrino. Pero (casi igualque en caso de la evolución de las es-trellas masivas) el papel de la rotacióny de los campos magnéticos (nóteseque la mayoría de los púlsares tienecampos magnéticos fuertes) sigue sinaclararse. Puede que el impulso en lainvestigación de las explosiones de ra-yos gamma nos beneficie, pues lassupernovas fallidas son finalmente untema candente, y si sabemos cuándouna estrella no puede explotar seguroque conoceremos mejor las condicio-nes en las que sí hubiera explotado.”

¿Cómo pueden las enanas blancas en acreción alcanzar la masa de Chandrasekhar yexplotar como supernovas de tipo Ia? La figura muestra la evolución del radio de la enanablanca de tipo CO de 0,8 masas solares que acreta helio a un ritmo constante de 10-6

masas solares por año, en función de su masa. Ya a una masa de aproximadamente 1,02masas solares se producen violentos destellos, que ganan amplitud a medida que evolu-ciona la enana blanca. Si bien en un sistema binario normal esto conduciría al desarrollode una situación de envoltura común, en el caso de la enana blanca, la lleva a su límiteEddington incluso tratándose de una única estrella.

Especial 200114Curso: MODELOS DE EVOLUCIÓN QUÍMICA DE GALAXIAS Y MEDIO INTERESTELAR

PPPPProfrofrofrofrof. F. F. F. F. Francesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca MatteucciUniversidad de Trieste

ITALIA

EL CICLO DE LAS ESTRELLAS

El cuadro histórico del desarrollo de las galaxiasEl cuadro histórico del desarrollo de las galaxiasEl cuadro histórico del desarrollo de las galaxiasEl cuadro histórico del desarrollo de las galaxiasEl cuadro histórico del desarrollo de las galaxias, la nuestra entre ellas, la nuestra entre ellas, la nuestra entre ellas, la nuestra entre ellas, la nuestra entre ellas,,,,,se construye a partir de su evolución químicase construye a partir de su evolución químicase construye a partir de su evolución químicase construye a partir de su evolución químicase construye a partir de su evolución química, un ciclo que comienza, un ciclo que comienza, un ciclo que comienza, un ciclo que comienza, un ciclo que comienzacon la formación de estrellas a partir de una gran nube y que continúacon la formación de estrellas a partir de una gran nube y que continúacon la formación de estrellas a partir de una gran nube y que continúacon la formación de estrellas a partir de una gran nube y que continúacon la formación de estrellas a partir de una gran nube y que continúacon la transformación posterior en los interiores estelares de unoscon la transformación posterior en los interiores estelares de unoscon la transformación posterior en los interiores estelares de unoscon la transformación posterior en los interiores estelares de unoscon la transformación posterior en los interiores estelares de unoselementos químicos en otroselementos químicos en otroselementos químicos en otroselementos químicos en otroselementos químicos en otros. P. P. P. P. Para establecer este cuadroara establecer este cuadroara establecer este cuadroara establecer este cuadroara establecer este cuadro, los, los, los, los, losastrofísicos miden los elementos químicos en las atmósferas estelaresastrofísicos miden los elementos químicos en las atmósferas estelaresastrofísicos miden los elementos químicos en las atmósferas estelaresastrofísicos miden los elementos químicos en las atmósferas estelaresastrofísicos miden los elementos químicos en las atmósferas estelares,,,,,la composición del gas interestelar y los productos de estrellas quela composición del gas interestelar y los productos de estrellas quela composición del gas interestelar y los productos de estrellas quela composición del gas interestelar y los productos de estrellas quela composición del gas interestelar y los productos de estrellas quehan explotado como supernovashan explotado como supernovashan explotado como supernovashan explotado como supernovashan explotado como supernovas, formando los elementos más pesados, formando los elementos más pesados, formando los elementos más pesados, formando los elementos más pesados, formando los elementos más pesados(carbono(carbono(carbono(carbono(carbono, oxígeno y hierro). L, oxígeno y hierro). L, oxígeno y hierro). L, oxígeno y hierro). L, oxígeno y hierro). La composición química de las estrellas ya composición química de las estrellas ya composición química de las estrellas ya composición química de las estrellas ya composición química de las estrellas ydel medio interestelar proporcionadel medio interestelar proporcionadel medio interestelar proporcionadel medio interestelar proporcionadel medio interestelar proporciona, por tanto, por tanto, por tanto, por tanto, por tanto, las herramientas para, las herramientas para, las herramientas para, las herramientas para, las herramientas paraseguir la evolución de toda una galaxiaseguir la evolución de toda una galaxiaseguir la evolución de toda una galaxiaseguir la evolución de toda una galaxiaseguir la evolución de toda una galaxia, de sus poblaciones estelares, de sus poblaciones estelares, de sus poblaciones estelares, de sus poblaciones estelares, de sus poblaciones estelaresy del gasy del gasy del gasy del gasy del gas, en el tiempo y en el espacio, en el tiempo y en el espacio, en el tiempo y en el espacio, en el tiempo y en el espacio, en el tiempo y en el espacio. P. P. P. P. Pero utilizar los elementosero utilizar los elementosero utilizar los elementosero utilizar los elementosero utilizar los elementosquímicos como trazadores de la evolución galáctica tropieza con noquímicos como trazadores de la evolución galáctica tropieza con noquímicos como trazadores de la evolución galáctica tropieza con noquímicos como trazadores de la evolución galáctica tropieza con noquímicos como trazadores de la evolución galáctica tropieza con nopocos problemaspocos problemaspocos problemaspocos problemaspocos problemas, como apunta la P, como apunta la P, como apunta la P, como apunta la P, como apunta la Profrofrofrofrof. F. F. F. F. Francesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca Matteuccirancesca Matteucci, de la, de la, de la, de la, de laUniversidad de TUniversidad de TUniversidad de TUniversidad de TUniversidad de Triesteriesteriesteriesterieste.....

Los modelos de evolución química uti-lizan un gran número de ingredientesque son en buena medida muy pococonocidos. ¿Cuál es actualmente elprincipal interrogante en este sentido?

“Para empezar, dado el gran número deparámetros que intervienen en la evolu-ción química, un buen modelo de evolu-ción química debería ser capaz de re-producir un número de límitesobservacionales superior al deparámetros libres. Dicho esto, las mayo-res incertidumbres relacionadas con losingredientes son el escaso conocimien-to del índice de formación estelar engalaxias y, más concretamente, de la his-toria de la formación estelar. Conoce-mos mejor la historia de la formaciónestelar en la vecindad solar a través dela distr ibución de estrellas conmetalicidad, algo que actualmente esconocido para las estrellas del bulbo ga-láctico, pero no tenemos ni idea de la his-toria de formación estelar en otrasgalaxias. Por otro lado está la función ini-cial de masas (FIM), sólo conocida en lavecindad solar. Para otras galaxias po-demos suponer que es similar a la de lanuestra, pero no sabemos si la FIM havariado en el espacio y en el tiempo. Losmodelos de evolución química de la Ga-laxia parecen excluir grandes variaciones

en la FIM. Luego está la nuclesíntesisestelar, que es el ingrediente que mejorse conoce, aunque contiene algunas in-certidumbres entre las que se encuen-tran el mecanismo exacto de obtenciónde una explosión de supernova de tipoII, la masa de hierro producida en ellas,los valores exactos de algunos índicesde reacción nuclear y la velocidad defrente de deflagración en los modelos desupernova de tipo Ia.”

¿Qué particularidades poseen y enqué estado se encuentran los mode-los de evolución química que intentanreconstruir los nuevos datosobservacionales sobre la composiciónde las galaxias primitivas?

“La mejor forma de estudiar la naturale-za y composición química de objetos pri-mordiales es utilizar las proporciones deabundancia. De hecho, estas proporcio-nes dependen mucho menos del tipo demodelo empleado que otras magnitudesobservables y dependen básicamente delos mecanismos de nucleosíntesis, laduración de la vida de las estrellas y laFIM. Por este motivo pueden utilizarse amodo de ‘relojes cósmicos’, especial-mente la proporción entre las abundan-cias de elementos producidos en diferen-tes escalas temporales puede delimitar

Francesca Matteucci

15Especial 2001la naturaleza y la edad de las galaxiasprimordiales. De hecho, galaxias con di-ferentes historias de formación estelar esprobable que tengan diferentes historiasen la evolución de las proporciones deabundancias. Las proporciones más ade-cuadas son: elementos alfa/Fe y N/O. Loselementos alfa se producen a escalastemporales muy cortas en explosionesde supernova del tipo II, mientras que elFe se produce sobre todo en supernovasdel tipo Ia a escalas temporales muchomayores. El nitrógeno se produce a es-calas temporales prolongadas, al contra-rio que el oxígeno, que se produce enescalas cortas. Cuando comparamos losmodelos con las observaciones surgela idea de que las galaxias primordialesson un conjunto de objetos diversos, taly como se esperaba. Por ejemplo, los sis-temas de absorción de Lyman ? amorti-guada (DLA) observados a altos despla-zamientos al rojo parecen ser o bien ob-jetos enanos con brotes de formación deestrellas o bien espirales de bajo brillosuperficial.”

Los modelos de evolución químicapueden ayudarnos a conocer mejor

los procesos de formación de lasgalaxias. ¿Cuál es el esquema másaceptado en la actualidad para expli-car la formación de nuestra propia ga-laxia?

“Según el modelo más ampliamenteaceptado el halo interno de la Galaxia,junto con el bulbo, deben de haberse for-mado en poco tiempo, en una escala tem-poral de 1 Giga-año, mientras que el dis-co debió de formarse a escalas tempo-rales mucho mayores que varían segúnla distancia al centro de la Galaxia. Enotras palabras, el disco debió de formar-se de dentro hacia fuera, y sus partesmás externas están todavíaensamblándose. En cuanto al halo exter-no (r> 10 kpc), la formación debió de sertambién más lenta que en el interno, taly como indican las diferencias de edadentre los cúmulos globulares. La razónpodría ser que el halo externo se formómediante la fusión con la Vía Láctea degalaxias satélites más pequeñas. Este tipode modelo puede explicar la mayoría delas restricciones observacionales que seconocen para la Galaxia y favorece unaFIM constante en lugar de variable.”

Imagen de la Vía Láctea vista en diferentes longitudes de onda.

PERFIL

FRANCESCA MATTEUCCIestudió Física en la Universi-dad de Roma, donde se docto-ró en 1976 con una tesis sobrela evolución de los remanentesde supernova. Posteriormente,y hasta 1982, en que pasó atrabajar para el Instituto deAstrofísica Espacial deFrascati, fue becariapostdoctoral del Consejo Na-cional de Investigaciones Cien-tíficas italiano en la Universidadde Padua.Ha trabajado como investigado-ra para el Observatorio SurEuropeo (ESO) en Garching,Alemania (1984-88 y 1992-93).Desde 1986 ha sido miembrode la IAU (Comisión 37, 1987, yComisión 33, 1991), y desde1991 es miembro de la Socie-dad Europea de Astronomía.En los últimos años hacompaginado susinvestigaciones con unaimportante actividad docenteen la Universidad de Trieste,donde ha sido responsable,desde 1994, de un curso delicenciatura sobre FísicaEstelar y de la que esCatedrática desde 2000.Ha sido profesora visitante ycolaboradora en institucionescomo el T.J. Watson CenterI.B.M de Nueva York, el Centerfor Astrophysics de Harvard,Cambridge (Estados Unidos),la Universidad de Tokyo (Ja-pón) y el Instituto del TelescopioEspacial en Baltimore(Estados Unidos).Desde 1996 es editora asocia-da de la revista Fundamentalsof Cosmic Physics y es autorade un libro sobre “La evoluciónquímica de la Galaxia”, editadopor Kluwer Academic Publisheren mayo de 2001.

Especial 200116Curso: ABUNDANCIAS DE ELEMENTOS A LO LARGO DE LAS ÉPOCAS CÓSMICAS

PPPPProfrofrofrofrof. Max P. Max P. Max P. Max P. Max PettiniettiniettiniettiniettiniInstituto de Astronomía, Cambridge

REINO UNIDO

AYUDA INSTRUMENTAL

Unos pocos segundos después de la explosión que dio origen alUnos pocos segundos después de la explosión que dio origen alUnos pocos segundos después de la explosión que dio origen alUnos pocos segundos después de la explosión que dio origen alUnos pocos segundos después de la explosión que dio origen alUniversoUniversoUniversoUniversoUniverso, la temperatura disminuyó lo suficiente como para hacer, la temperatura disminuyó lo suficiente como para hacer, la temperatura disminuyó lo suficiente como para hacer, la temperatura disminuyó lo suficiente como para hacer, la temperatura disminuyó lo suficiente como para hacerposible la llamada nucleosíntesisposible la llamada nucleosíntesisposible la llamada nucleosíntesisposible la llamada nucleosíntesisposible la llamada nucleosíntesis, es decir, es decir, es decir, es decir, es decir, las reacciones nucleares, las reacciones nucleares, las reacciones nucleares, las reacciones nucleares, las reacciones nuclearesque dieron lugar a la producción de los elementos ligeros: el deuterioque dieron lugar a la producción de los elementos ligeros: el deuterioque dieron lugar a la producción de los elementos ligeros: el deuterioque dieron lugar a la producción de los elementos ligeros: el deuterioque dieron lugar a la producción de los elementos ligeros: el deuterio,,,,,el helio y el litioel helio y el litioel helio y el litioel helio y el litioel helio y el litio. Después. Después. Después. Después. Después, la evolución del Universo siguió un lento, la evolución del Universo siguió un lento, la evolución del Universo siguió un lento, la evolución del Universo siguió un lento, la evolución del Universo siguió un lentoproceso en el que se fueron formando las galaxias yproceso en el que se fueron formando las galaxias yproceso en el que se fueron formando las galaxias yproceso en el que se fueron formando las galaxias yproceso en el que se fueron formando las galaxias y, dentro de éstas, dentro de éstas, dentro de éstas, dentro de éstas, dentro de éstas,,,,,las estrellaslas estrellaslas estrellaslas estrellaslas estrellas. Hoy. Hoy. Hoy. Hoy. Hoy, para estudiar el material intergaláctico hasta épocas, para estudiar el material intergaláctico hasta épocas, para estudiar el material intergaláctico hasta épocas, para estudiar el material intergaláctico hasta épocas, para estudiar el material intergaláctico hasta épocastempranas los astrofísicos analizan la luz “tempranas los astrofísicos analizan la luz “tempranas los astrofísicos analizan la luz “tempranas los astrofísicos analizan la luz “tempranas los astrofísicos analizan la luz “robadarobadarobadarobadarobada” a los cuásares por” a los cuásares por” a los cuásares por” a los cuásares por” a los cuásares porel gas que se encuentra en su trayectoriael gas que se encuentra en su trayectoriael gas que se encuentra en su trayectoriael gas que se encuentra en su trayectoriael gas que se encuentra en su trayectoria. P. P. P. P. Para avanzar en este sentidoara avanzar en este sentidoara avanzar en este sentidoara avanzar en este sentidoara avanzar en este sentido,,,,,el Pel Pel Pel Pel Profrofrofrofrof. Max P. Max P. Max P. Max P. Max Pettiniettiniettiniettiniettini, del Instituto de Astronomía de Cambridge, del Instituto de Astronomía de Cambridge, del Instituto de Astronomía de Cambridge, del Instituto de Astronomía de Cambridge, del Instituto de Astronomía de Cambridge, apunta, apunta, apunta, apunta, apuntaque es necesario disponer no sólo de grandes telescopiosque es necesario disponer no sólo de grandes telescopiosque es necesario disponer no sólo de grandes telescopiosque es necesario disponer no sólo de grandes telescopiosque es necesario disponer no sólo de grandes telescopios, sino también, sino también, sino también, sino también, sino tambiénde nueva instrumentación astronómica aún inexistentede nueva instrumentación astronómica aún inexistentede nueva instrumentación astronómica aún inexistentede nueva instrumentación astronómica aún inexistentede nueva instrumentación astronómica aún inexistente.....

La nueva generación de telescopiosde clase 10 metros estáncontribuyendo de forma definitiva alestudio de las galaxias primitivas.¿Cuáles cree que son losprincipales retos todavía porabordar con estos telescopios?¿Necesitamos instrumentacióntodavía no disponible?

“Efectivamente, los telescopios de laclase 10 m han tenido un gran impactoen el campo de la cosmologíaobservacional y han desplazado lasfronteras de la investigación hasta épo-cas cada vez más tempranas en laevolución del Universo. No obstante, encierto modo no hemos hecho más queempezar a plantearnos algunas de laspreguntas importantes. Lo ilustraré contan sólo un ejemplo: actualmente sa-bemos cómo reconocer fácilmentegalaxias a alto corrimiento al rojo ysomos capaces de catalogarlas. Pero¿qué tipo de galaxias son? ¿qué fuede ellas a medida que el Universo seexpandió y evolucionó? ¿dónde estánhoy en día? Para responder a estaspreguntas es necesario conocer las ca-racterísticas físicas de las galaxias aalto corrimiento al rojo con mayor de-talle de lo que ha sido posible hastaahora. Algunos de los instrumentosnecesarios para llevar a cabo esta ta-rea están apareciendo ahora, mientrasque otros aún están en fase de diseño.

En concreto, se necesitan espectrógrafosmultiobjeto que operen en longitudes deonda en el infrarrojo cercano y que seancapaces de conseguir una alta resolu-ción espectral de modo que puedangrabarse de una vez los espectros demuchas galaxias con la precisión ne-cesaria. Actualmente esto sólo es po-sible en el óptico y gran parte de la in-formación interesante se ha desplaza-do al infrarrojo. La óptica adaptativaacoplada a espectrógrafos ópticos einfrarrojos supondrá otro hito importan-te una vez la técnica se convierta enherramienta de uso cotidiano.”

¿Puede observarse la contribuciónquímica de las primeras estrellasque se formaron en el Universo pri-mitivo? ¿Qué esperamos de ellas?¿Cuándo se formaron?

“Es una pregunta interesante, puestoque no sabemos exactamente cuándose formaron las primeras estrellas ydónde se encuentran hoy sus remanen-tes. La falta de pruebas observacionalesdirectas de este tipo de objetos no hasido óbice para que los astrónomosespeculen acerca de ellas. De hecho,la nucleosíntesis de las primeras es-trellas –compuestas sólo de hidrógenoy helio- es una rama en expansión dela investigación teórica actual. Desdeel punto de vista observacional, hayindicios de que pueden haberse esta-

Max Pettini

17Especial 2001do formando estrellas, sintetizando ele-mentos químicos de la tabla periódica,en épocas quizá tan remotas comoz=10. Los indicios se encuentran en lageneralizada presencia de carbón enel medio intergaláctico, manifestada porlas débiles líneas de absorción asocia-das al continuo Lyman alfa y, más re-cientemente, en estudios de poblacio-nes estelares de galaxias de alto corri-miento al rojo, que en muchos casostienen más de mil millones de años deantigüedad a z=3. Y sabemos que algo(probablemente estrellas) debe haberreionizado el universo a corrimientos alrojo de z>6, porque aún observamosflujo en el continuo Lyman de loscuásares de mayor corrimiento al rojoconocidos, mientras que si el Universohubiese permanecido básicamenteneutro desde la época en que se emi-tió la radiación de fondo de microondasno cabría esperar ninguno.”

¿Cuál es el origen de los sistemasde absorción de Lyman alfa y de sugran dispersión en metalicidades?¿Cómo pueden contribuir al mejorconocimiento de la formación de lasgalaxias?

“A hablar de sistemas de absorciónLyman alfa realmente estamos hablan-do de nubes gaseosas de hidrógenoneutro. Estas nubes no se observan

directamente, sino por absorción fren-te a la luz de fondo de un cuásar bri-llante, como se recoge en la figura. Estoexplica nuestra relación de amor-odiocon estos objetos. Por un lado, pode-mos estudiar sus características físi-cas con una precisión exquisita, pues-to que los cuásares son mucho másbrillantes que las galaxias a igual corri-miento al rojo: del orden de 100 a 1.000veces más brillantes. Por otro lado, esmuy difícil saber qué es exactamentelo que estamos observando por esteprocedimiento, cómo extrapolar lo queaveriguamos acerca de las regiones degas justo delante del cuásar a propie-dades más generales de las estructu-ras que están produciendo la absorción.Pero, volviendo a la pregunta, algunasde las nubes gaseosas de hidrógenoneutro tienen todo el aspecto degalaxias en fases tempranas de su evo-lución. El estudio de su composiciónquímica proporciona información muyimportante sobre su historia y sunucleosíntesis en entornos muy distin-tos a los de la Vía Láctea hoy en día.La elevada dispersión de la metalicidadno es ninguna sorpresa, simplementedemuestra que las galaxias seaglutinaron en momentos diferentes –unas antes, otras después- y procesa-ron su gas para formar estrellas a rit-mos distintos – unas más rápido y otrasmás despacio.”

PERFIL

MAX PETTINIse doctoró en el UniversityCollege de Londres (UCL), en1978, con un trabajo dirigidopor el Profesor AlecBoksenberg.Hasta 1980 fue investigadorasociado del Grupo deAstronomía Óptica yUltravioleta del UCL. Desdeentonces, ha estado vinculadoal Royal GreenweechObservatory (RGO), primerocomo Senior Research Fellow(1980-82), más tarde comoResearch Astronomer.En esta segunda etapa fueresponsable científico delproyecto ISIS, el espectrógrafodoble para el foco cassegrainde telescopio “William Herchel”,en el Observatorio del Roquede los Muchachos; responsablecientífico del espectrógrafoóptico de alta resolución“Gemini”; Instrument Specialistdel espectrógrafo echelleUtrecht del ING en el Observa-torio del Roque de losMuchachos y responsable deinvestigación del RGO(1996-98).Ha sido, además, profesorvisitante de la Universidad deSussex (Dpto. de Matemáticasy Ciencias Físicas), entre 1983y 1990, y Principal ResearchScientist del ObservatorioAnglo-Australiano (1987-98).Desde 1980 es HonoraryResearch Assistant del Dpto.de Física y Astronomíadel UCL.Actualmente trabaja en elInstituto de Astronomía de laUniversidad de Cambridge,donde desarrolla una importan-te labor docente y es miembrodel Comité de Enseñanza deestudios de postgrado.

En su recorrido hasta los telescopios terrestres, la luz procedente de cuásares lejanos atraviesa el mediointergaláctico y nubes de gas en los halos y las regiones internas de las galaxias. Este gas se localiza adistintas distancias y se observa en diferentes épocas cósmicas. Su huella queda registrada en el espectrodel cuásar en forma de un complejo patrón de líneas de absorción. Desentrañar la información codificadade este modo es uno de los desafíos de la cosmología observacional moderna. (Figura cortesía de JohnWebb, Universidad de Nueva Gales del Sur).

Especial 200118Curso: DETERMINACIONES DE ABUNDANCIAS EN REGIONES HII Y

NEBULOSAS PLANETARIAS

PPPPProfrofrofrofrof. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna StasinskaaaaaObservatorio de París-Meudon

FRANCIA

La existencia de polvo suele ignorarseen multitud de estudios sobre nebulo-sas ionizadas. ¿Hasta qué punto com-promete este hecho nuestro conoci-miento actual de dichos objetos?

“Es verdad que con frecuencia se ignorala existencia de polvo en los estudios denebulosas ionizadas, a pesar de que supapel potencial se conoce desde hace dé-cadas. Creo que la razón es que los efec-tos del polvo son secundarios para muchoscasos. Por ejemplo, se cree que el polvoaltera sólo levemente la estructura deionización de las nebulosas. Dado que lafísica de los granos de polvo se conocemucho menos y es mucho más complejaque la física de los átomos libres, se pien-sa que introducir el polvo complicaría enor-memente los estudios sin proporcionar res-puestas definitivas. No obstante, hay queser muy cauto al utilizar como diagnósticopropiedades de las nebulosas que estánfuertemente influenciadas por la presen-cia de polvo. Por ejemplo, la determina-ción de la luminosidad de fuentesionizantes utilizando líneas nebularescomo indicadores puede verse seriamen-te afectada en presencia de granos depolvo. Otra consecuencia del polvo, quizámenos conocida, es que las intensidadesde las líneas resonantes están muy afec-tadas por la absorción por el polvo, pues-to que la dispersión resonante altera enmuchos factores el recorrido libre medio

de los fotones. Por tanto, las líneas reso-nantes no pueden utilizarse de forma di-recta para derivar las abundancias de es-pecies químicas en nebulosas ionizadas.”

Actualmente existe un debate acerca dela existencia o no de fluctuaciones lo-cales en la temperatura electrónica delas nebulosas ionizadas. ¿Cuál sería surepercusión, en caso de existir, sobrenuestro conocimiento actual acerca dela composición química del gasionizado? ¿Cree usted que existen esasfluctuaciones de temperatura?

“Las ‘fluctuaciones de temperatura’, si-guiendo la terminología introducida porManuel Peimbert en 1967, son uno de losproblemas más importantes aún por resol-ver en la astrofísica de las nebulosas.Peimbert demostró que si la temperaturanebular no es uniforme, los distintosindicadores de temperatura deberían se-ñalar distintos valores. Y, de hecho, es loque se observa. El problema está en quelas observaciones parecen indicar varia-ciones térmicas mucho más amplias de loque podemos explicar. No obstante, estasindicaciones son sobre todo indirectas.

Tales variaciones térmicas, si es que exis-ten, suponen un sesgo para nuestro co-nocimiento de la composición química dela materia ionizada. Ante esta situación sehan adoptado fundamentalmente dos ac-

NUEVAS HERRAMIENTAS CÓSMICASFFFFFue el astrónomo Wue el astrónomo Wue el astrónomo Wue el astrónomo Wue el astrónomo W. Huggins quien. Huggins quien. Huggins quien. Huggins quien. Huggins quien, en 1864, descubrió que las, en 1864, descubrió que las, en 1864, descubrió que las, en 1864, descubrió que las, en 1864, descubrió que lasverdaderas nebulosas podían distinguirse de las compuestas porverdaderas nebulosas podían distinguirse de las compuestas porverdaderas nebulosas podían distinguirse de las compuestas porverdaderas nebulosas podían distinguirse de las compuestas porverdaderas nebulosas podían distinguirse de las compuestas porestrellas estudiando su espectroestrellas estudiando su espectroestrellas estudiando su espectroestrellas estudiando su espectroestrellas estudiando su espectro. Actualmente. Actualmente. Actualmente. Actualmente. Actualmente, al hablar de nebulosas, al hablar de nebulosas, al hablar de nebulosas, al hablar de nebulosas, al hablar de nebulosasnos referimos a nubes de gas quenos referimos a nubes de gas quenos referimos a nubes de gas quenos referimos a nubes de gas quenos referimos a nubes de gas que, a su vez, a su vez, a su vez, a su vez, a su vez, pueden ser de emisión, pueden ser de emisión, pueden ser de emisión, pueden ser de emisión, pueden ser de emisión, si, si, si, si, sibrillan con luz propia; de reflexiónbrillan con luz propia; de reflexiónbrillan con luz propia; de reflexiónbrillan con luz propia; de reflexiónbrillan con luz propia; de reflexión, si reflejan la luz de fuentes brillantes, si reflejan la luz de fuentes brillantes, si reflejan la luz de fuentes brillantes, si reflejan la luz de fuentes brillantes, si reflejan la luz de fuentes brillantespróximas; o de absorciónpróximas; o de absorciónpróximas; o de absorciónpróximas; o de absorciónpróximas; o de absorción, nebulosas oscuras frente al fondo más, nebulosas oscuras frente al fondo más, nebulosas oscuras frente al fondo más, nebulosas oscuras frente al fondo más, nebulosas oscuras frente al fondo másbril lantebril lantebril lantebril lantebril lante. T. T. T. T. Tanto las nebulosas planetarias como las regiones HIIanto las nebulosas planetarias como las regiones HIIanto las nebulosas planetarias como las regiones HIIanto las nebulosas planetarias como las regiones HIIanto las nebulosas planetarias como las regiones HII(nebulosas difusas) se engloban en el primer grupo y constituyen el(nebulosas difusas) se engloban en el primer grupo y constituyen el(nebulosas difusas) se engloban en el primer grupo y constituyen el(nebulosas difusas) se engloban en el primer grupo y constituyen el(nebulosas difusas) se engloban en el primer grupo y constituyen elprincipal interés en las investigaciones de la Pprincipal interés en las investigaciones de la Pprincipal interés en las investigaciones de la Pprincipal interés en las investigaciones de la Pprincipal interés en las investigaciones de la Profrofrofrofrof. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinsk. Grazyna Stasinskaaaaa,,,,,del Obserdel Obserdel Obserdel Obserdel Observatorio de Pvatorio de Pvatorio de Pvatorio de Pvatorio de París-Meudonarís-Meudonarís-Meudonarís-Meudonarís-Meudon. Experta en nebulosas ionizadas. Experta en nebulosas ionizadas. Experta en nebulosas ionizadas. Experta en nebulosas ionizadas. Experta en nebulosas ionizadas,,,,,planetarias y regiones HIIplanetarias y regiones HIIplanetarias y regiones HIIplanetarias y regiones HIIplanetarias y regiones HII, Stasinsk, Stasinsk, Stasinsk, Stasinsk, Stasinska trabaja en el uso de estos peculiaresa trabaja en el uso de estos peculiaresa trabaja en el uso de estos peculiaresa trabaja en el uso de estos peculiaresa trabaja en el uso de estos peculiaresobjetos como herramientas para conocer mejor la composiciónobjetos como herramientas para conocer mejor la composiciónobjetos como herramientas para conocer mejor la composiciónobjetos como herramientas para conocer mejor la composiciónobjetos como herramientas para conocer mejor la composiciónquímica de las galaxias o la evolución estelarquímica de las galaxias o la evolución estelarquímica de las galaxias o la evolución estelarquímica de las galaxias o la evolución estelarquímica de las galaxias o la evolución estelar.....

Grazyna Stasinska

19Especial 2001titudes. Algunos astrofísicos simplementeignoran las variaciones en la temperatura,principalmente porque no tenemos expli-cación física, lo que les lleva a pensar quelas evidencias observacionales son erró-neas. Otros tratan de estimarlas a partirde las observaciones aplicando un proce-dimiento matemático basado en la supo-sición de que estas variaciones son fluc-tuaciones de la temperatura a pequeñaescala, lo que no es necesariamente así.Los errores en la determinación de lasabundancias debidos a las variaciones enla temperatura pueden suponer un factorde dos o más en algunos casos.

Entre las diversas causas supuestas delas ‘fluctuaciones de temperatura’, la favo-rita es el calentamiento adicional por on-das de choque. Mi opinión es que, aunquese sabe que existen los choques y podríanser una explicación válida en algunos ca-sos, no constituyen una solución generalpara el problema. Los frentes de choquetienen dimensiones muy reducidas conrespecto a la extensión de las nebulosasfotoionizadas, y en la mayoría de los ca-sos los conocidos aportes de energía me-cánica son muy inferiores de lo necesa-rio para explicar las observaciones.

Es una curiosa coincidencia que me hagaesta pregunta precisamente ahora. Haceunos meses, hubiera dicho que, franca-mente, no tengo una respuesta, a pesarde haber dedicado bastante mi mente coneste problema. Pero resulta que acabo depresentar un artículo junto con RyszardSzczerba donde demostramos que la pre-sencia de pequeños granos de polvo ennebulosas con estructuras filamentosas ogrumosas podrían producir fácilmente lacantidad necesaria de ‘fluctuaciones en latemperatura’ disparando la temperatura delos electrones en las regiones difusas através de emisión fotoeléctrica de granosde polvo. El registro de un mapa de altaresolución espacial de nebulosas en laslíneas de emisión relevantes podrá demos-trar esta hipótesis.

Aún así, incluso si esa explicación se sos-tiene, hay todavía mucho que recorrer has-ta conseguir una determinación segura delas abundancias con un margen mejor queun factor 2, porque el contenido en polvoy las propiedades del polvo son demasia-do poco conocidas.

Pero no seamos tan pesimistas: hay tam-bién muchas cuestiones en Astronomíaque se benefician del conocimiento de lacomposición química incluso con incerti-dumbres de un factor 2.”

Una parte importante de nuestro co-nocimiento sobre las nebulosasionizadas depende de los modelos defotoionización en los cuales usted es unaexperta. ¿Cuáles son los aspectos deestos modelos que deben mejorarse enel futuro cercano?

“En realidad, los modelos de fotoionizaciónse utilizan para responder a preguntascomo: ¿cuál es la naturaleza de la fuentede ionización? ¿cuál es la composición quí-mica de la nebulosa ionizada? Las res-puestas dependen de los ingredientes ‘ex-ternos’ de los modelos (por ejemplo, la dis-tr ibución de energía de la radiaciónionizante o los datos atómicos) y tenemosque saber qué respuestas son sólidas conrespecto a las incertidumbres o son incom-pletas en cuanto a estos ingredientes. Perola respuesta puede depender también delos objetos que se estudian. Actualmentese dispone de modelos en 3-D. La cues-tión es cómo ajustar un modelo a los da-tos observacionales. Si se espera algúntipo de geometría, como en las nebulo-sas planetarias, podría ser útil combinarmapas de intensidad de líneas y de cam-pos de velocidad. En el caso de objetosde geometría más compleja, quizá debe-ríamos tratar de encontrar un hilo conduc-tor físico relacionado con la supuestaevolución dinámica del objeto. Lo que di-ficulta todo el asunto es que tanto los fe-nómenos a gran escala como a pequeñaescala pueden desempeñar un papel. Real-mente, debemos plantear primero los pro-blemas que queremos resolver y luego tra-tar de encontrar las herramientas adecua-das para hacerlo. A este respecto, quizádeberíamos fijarnos en cómo se estánabordando los problemas complejos enotras ramas de la ciencia.”

PERFIL

GRAZYNA STASINSKAnació en Francia, en 1948.Estudió en la Universidad deOrsay, donde se licenció en 1969,especializándose en Astrofísicaen el Instituto de Astrofísicade París.En 1971 se trasladó al Observato-rio de Meudon. Tras una estanciade dos años en Brasil (1974-75),regresó a Meudon, donde hapermanecido el restode su carrera.En 1978 se doctoró por laUniversidad de París VII, con unatesis sobre modelos defotoionización de nebulosas.Después de varios años dedocencia universitaria, en 1979consiguió un puesto deinvestigación fijo del CNRS.Colabora con investigadores deFrancia, Brasil, México, Polonia,España y EEUU, con los que secomunica siempre en susrespectivos idiomas, y es visitantehabitual del Centro AstronómicoNicolás Copérnico de Torun(Polonia) y del Instituto deAstronomía de la UNAM (México).Es experta en nebulosasionizadas y ha trabajado sobretodo en nebulosas planetarias,regiones HII y galaxias de líneasde emisión, incluyendogalaxias activas.Tiene un gran interés en el uso delas nebulosas como herramientaspara la Astronomía, por ejemplo,como sondas para conocer lacomposición química de lasgalaxias o como indicadores de laevolución estelar. Ha participadoen el descubrimiento de lanebulosa planetaria con menorcontenido en oxígeno que seconoce: su abundancia enoxígeno es inferior a unacentésima parte de la del Sol.Miembro del Comité Organizadorde la Division VI (MateriaInterestelar) de la IAU, hapublicado más de 60 artículos enAstronomy & Astrophysics.Organizadora de varioscongresos internacionales,actualmente es responsable deuna serie de Euroconferenciasdedicada a la Evolución deGalaxias, financiadas por laComisión Europea.

Especial 200120Curso: ALQUIMIA PRIMORDIAL: DEL BIG BANG AL UNIVERSO ACTUAL

PPPPProfrofrofrofrof. Gar. Gar. Gar. Gar. Gary Steigmany Steigmany Steigmany Steigmany SteigmanUniversidad Estatal de Ohio

EEUU

LA ARQUEOLOGÍA DEL UNIVERSO

PPPPPoco después de la Gran Explosión que dio origen al Universooco después de la Gran Explosión que dio origen al Universooco después de la Gran Explosión que dio origen al Universooco después de la Gran Explosión que dio origen al Universooco después de la Gran Explosión que dio origen al Universo, los, los, los, los, losprocesos de nucleosíntesis (creación de elementos por reaccionesprocesos de nucleosíntesis (creación de elementos por reaccionesprocesos de nucleosíntesis (creación de elementos por reaccionesprocesos de nucleosíntesis (creación de elementos por reaccionesprocesos de nucleosíntesis (creación de elementos por reaccionesnucleares) produjeron los primeros elementos ligeros: algunos átomosnucleares) produjeron los primeros elementos ligeros: algunos átomosnucleares) produjeron los primeros elementos ligeros: algunos átomosnucleares) produjeron los primeros elementos ligeros: algunos átomosnucleares) produjeron los primeros elementos ligeros: algunos átomosde heliode heliode heliode heliode helio, litio y deuterio, litio y deuterio, litio y deuterio, litio y deuterio, litio y deuterio. Inundado de estos componentes originales. Inundado de estos componentes originales. Inundado de estos componentes originales. Inundado de estos componentes originales. Inundado de estos componentes originales, el, el, el, el, elmedio interestelar fue enriqueciéndose a medida que el gas primordialmedio interestelar fue enriqueciéndose a medida que el gas primordialmedio interestelar fue enriqueciéndose a medida que el gas primordialmedio interestelar fue enriqueciéndose a medida que el gas primordialmedio interestelar fue enriqueciéndose a medida que el gas primordialiba siendo procesado en el interior de las estrellasiba siendo procesado en el interior de las estrellasiba siendo procesado en el interior de las estrellasiba siendo procesado en el interior de las estrellasiba siendo procesado en el interior de las estrellas. P. P. P. P. Pero no todos losero no todos losero no todos losero no todos losero no todos loselementos ligeros procedentes de la nucleosíntesis primordial fueronelementos ligeros procedentes de la nucleosíntesis primordial fueronelementos ligeros procedentes de la nucleosíntesis primordial fueronelementos ligeros procedentes de la nucleosíntesis primordial fueronelementos ligeros procedentes de la nucleosíntesis primordial fueronconvertidos en otrconvertidos en otrconvertidos en otrconvertidos en otrconvertidos en otros más pesados y ahora siros más pesados y ahora siros más pesados y ahora siros más pesados y ahora siros más pesados y ahora sirven de traza para estudiarven de traza para estudiarven de traza para estudiarven de traza para estudiarven de traza para estudiarlos primeros molos primeros molos primeros molos primeros molos primeros momentmentmentmentmentos de la evolución del Universoos de la evolución del Universoos de la evolución del Universoos de la evolución del Universoos de la evolución del Universo. El P. El P. El P. El P. El Profrofrofrofrof. Gar. Gar. Gar. Gar. GaryyyyySteigmanSteigmanSteigmanSteigmanSteigman, de la Universidad Estatal d, de la Universidad Estatal d, de la Universidad Estatal d, de la Universidad Estatal d, de la Universidad Estatal de Ohioe Ohioe Ohioe Ohioe Ohio, ha centrado sus, ha centrado sus, ha centrado sus, ha centrado sus, ha centrado susinvestigaciones en el estudio del Universo temprano y en la nucleosíntesisinvestigaciones en el estudio del Universo temprano y en la nucleosíntesisinvestigaciones en el estudio del Universo temprano y en la nucleosíntesisinvestigaciones en el estudio del Universo temprano y en la nucleosíntesisinvestigaciones en el estudio del Universo temprano y en la nucleosíntesisprimordial yprimordial yprimordial yprimordial yprimordial y considera que considera que considera que considera que considera que, con la llegada de los grandes telescopios, con la llegada de los grandes telescopios, con la llegada de los grandes telescopios, con la llegada de los grandes telescopios, con la llegada de los grandes telescopiosacompañados de deteacompañados de deteacompañados de deteacompañados de deteacompañados de detectores más sensiblesctores más sensiblesctores más sensiblesctores más sensiblesctores más sensibles, la cosmología actual ha, la cosmología actual ha, la cosmología actual ha, la cosmología actual ha, la cosmología actual haentrado en una nueva era: la era de la precisiónentrado en una nueva era: la era de la precisiónentrado en una nueva era: la era de la precisiónentrado en una nueva era: la era de la precisiónentrado en una nueva era: la era de la precisión.....

¿Cuáles son los elementos quími-cos cuyas abundancias puedenproporcionarnos información so-bre la nucleosíntesis primordial(cosmológica)?

“Sólo los núcleos ligeros, como eldeuterio, el 3He y 4He y el 7Li se produ-jeron en abundancias significativas (esdecir, medibles) durante lanucleosíntesis primordial. De ellos, to-dos excepto el deuterio se produjerontambién en los procesos que tuvieronlugar después de la Gran Explosión; eldeuterio sólo se destruye a medida queel gas primordial se procesa en el inte-rior de las estrellas. Por esa razón, eldeuterio nos proporciona la mejor for-ma de delimitar la densidad universalde ‘bariones’ (es decir, nucleones), eldeuterio es el ‘bariómetro’ ideal. El helio4 es, después del hidrógeno, el elemen-to más abundante en el Universo y lamayor parte de él se produjo durantela nucleosíntesis de la Gran Explosión(NGE). Dado que podemos aprender aseparar el componente primordial delcomponente post-NGE, el helio 4 cons-tituye el mejor test para comprobar lacoherencia del modelo cosmológico dela Gran Explosión caliente.”

¿Es compatible el Modelo Estándarde Gran Explosión con las obser-vaciones más recientes denucleosíntesis primordial? ¿Sonestas observaciones suficientemen-te precisas? ¿Permiten las observa-ciones margen para otros modeloscosmológicos diferentes?

“A lo largo de la pasada década la lle-gada de telescopios más grandesacompañados de detectores más sen-sibles ha impulsado la cosmología ha-cia una nueva era, la era de la preci-sión. Pero, a medida que las incertidum-bres observacionales (estadísticas)han ido disminuyendo, han sido reem-plazadas por errores sistemáticos mu-cho más insidiosos. El camino que lle-va desde las observaciones precisas alas abundancias exactas en el univer-so reciente, a las abundancias primor-diales detalladas, es largo y a menudotortuoso. Hoy en día hay una notableconcordancia entre las predicciones delmodelo estándar de la Gran Explosióny los datos observacionales. No obs-tante, los datos actuales plantean al-gunos retos para el modelo estándar ydejan la puerta abierta a una posiblenueva física.”

Gary Steigman

21Especial 2001¿A la luz de las observaciones ac-tuales, podemos decir si el Univer-so es abierto o cerrado?

“En los últimos años hemos aprendi-do (o ‘reaprendido’) que esta pregun-ta tiene muchas facetas. Las obser-vaciones actuales de la relación en-tre magnitud y desplazamiento al rojopara supernovas de tipo Ia sugierenque la expansión del universo actualse está acelerando. Pero la gravedad,normalmente, es una fuerza atracti-va, lo que implica que la expansióndel Universo debería estar frenándo-se. En consecuencia, estos datos re-quieren que la mayor parte de la den-sidad de la energía del Universo seencuentre en una forma nueva de

energía oscura con presión negativa(es decir, tensión en lugar de presión).Este es precisamente el comporta-miento de la ‘constante cosmológica’de Einstein o, en su forma más mo-derna, la densidad de energía del va-cío (que, según la mecánica cuántica,no necesita desaparecer). Comple-mentar ios a los datos de lassupernovas de tipo Ia son los del es-pectro de fluctuación angular de la ra-diación de fondo cósmico (CBR), quefavorece claramente una geometría‘plana’ (euclídea). Si los datos actua-les de las supernovas de tipo Ia y delCBR resisten la prueba del tiempo,entonces podremos decir que vivimosen un Universo abierto que se expan-dirá indefinidamente.”

PERFIL

GARY STEIGMANnació en Nueva York, el 23 defebrero de 1941.A los veinte años se licenció enCiencias Físicas por el CityCollege de Nueva York, con lacalificación de Magna cum Laude,y siete años después (1968) sedoctoraba en Física por laUniversidad de Nueva York, con elpremio Founders Day.Sus trabajos, centrados en lacosmología y el estudio delUniverso temprano, en la Física dePartículas y su relación con laAstrofísica, en la nucleosíntesisprimordial y la evolución químicade las galaxias y en la Astrofísicade altas energías, le han merecidovarias distinciones a lo largo de sudilatada trayectoria profesional:Centífico del año 1979 Delaware(Sigma XI), Primer Premio de laGravity Research FoundationEssay Competition, 1980, PremioSenior Scientist 1986 de laFundación Alexandervon Humboldt.Tras su trabajo como investigadorse encuentra una importante labordocente. Hasta su doctoradoenseñó Astrofísica en lasuniversidades de Nueva York y deCornell. Posteriormente en elInstituto de Astrofísica Teórica deCambridge, Inglaterra (1968-70),el Instituto Tecnológico deCalifornia (1970-72), el Observato-rio Nacional de Radioastronomía(1975-76) y en la Bartol ResearchFoundation (1978-86), entre otrasinstituciones. Actualmente escatedrático de Física y Astronomíade la Universidad Estatal de Ohio,institución que en 1992 leconcedió el premio al"Distinguished Schollar". GarySteigman es miembro de laComisión 45 (Cosmología) de laIAU, así como de la AmericanPhysical Society y de la AmericanAstronomical Society. Desde 1983hasta 1998 colaboró estrechamen-te con el Aspen Center forPhysics, formando parte de suComité Asesor y del ComitéOrganizador de varios eventos.Desde 1984 es editor asociado dela revista Nuclear Physics B.

Diagrama sobre las distintas fases enla evolución del Universo.

Especial 200122

J. CERNICHARO:“Es una pregunta de difícil respuesta. Creoque el fenómeno afecta a la ciencia y a to-dos los campos del saber humano. Todonuestro saber está siendo informatizado y al-macenado en ordenadores. Hasta algunosescritores han empezado a publicar susobras en Internet.

Hace cuatro mil años los pueblos primitivosnos legaron su saber en tablillas de barro.Más recientemente se utilizó la escritura so-bre pergaminos y hace tan sólo unos siglosel papel impreso permitió la transmisión dela información, del saber, a todo el mundo.Tablillas de barro, pergaminos, papiros y li-bros han constituido hasta ahora la herenciacultural de la humanidad. Ha sido el regaloque las generaciones pasadas nos han ofre-cido. Sólo nos hacen falta nuestros ojos ynuestro cerebro para interpretarlos y com-prenderlos. Es así como hemos llegado a co-nocer y a estudiar a las antiguas civilizacio-nes, el pensamiento científico griego, la poe-sía, el comportamiento social de los pueblos.

¿Cúal será nuestro regalo para las genera-ciones futuras? Hoy en día tenemos un sis-tema de acceso electrónico a casi toda la in-formación. Nada escapa a la red. Sin embar-go, no hay ninguna entidad a nivel mundial(al menos que yo sepa) que garantice que elsoporte de dicha información se va a poderinterpretar dentro de mil años. Ya no sólo ne-cesitamos nuestros ojos y nuestro cerebro.Necesitamos máquinas que nos

descodifiquen los paquetes de bits que vanllegando. ¿Cuantos años pasarán antes deque se cambie el soporte de almacenamien-to de la información? ¿Estamos seguros deque cuando tengamos trillones de bits alma-cenados magnéticamente o en CDs y secambie de soporte, o de sistema de codifi-cación, alguien se va a hacer cargo de la tra-ducción de la información? ¿Serán trillonesde bits que nadie pueda interpretar la heren-cia que dejemos a las futuras generaciones?

No se trata de una postura conservadora: esnecesario asegurar que cuando no se pue-da acceder directamente a la información connuestros ojos siempre dispongamos de lamáquina adecuada para traducir esos bits enalgo directamente accesible para nuestrossentidos. No me parece una tarea baladí. Yotengo ficheros escritos hace unos diez añoscon un determinado programa de tratamien-to de textos y ahora no puedo leerlos conversiones posteriores del mismo programa yde la misma empresa !!!”

D. GARNETT:“Ya estamos viendo una serie de reaccionesa la posibilidad de publicar en internet. Ade-más de las versiones electrónicas de las re-vistas tradicionales, tenemos el servidor depreprints LANL/SISSA, que incluye artículoscon y sin arbitraje. La mayor parte del creci-miento se produce en medios de comunica-ción informales, pero nadie (que yo sepa) halanzado aún una revista electrónica informalcapaz de competir con las revistas tradicio-

"EL ACCESO LIBRE A LAPUBLICACIÓN ‘ON LINE’

HA CONTRIBUIDO AIGUALAR LAS

OPORTUNIDADES DELOS QUE NO

PERTENECEN A LOSPAÍSES DEL PRIMER

MUNDO Y SUSINSTITUCIONES DE

PRESTIGIO."

Newton recelaba de las publicaciones yNewton recelaba de las publicaciones yNewton recelaba de las publicaciones yNewton recelaba de las publicaciones yNewton recelaba de las publicaciones y, por ello, por ello, por ello, por ello, por ello, le “, le “, le “, le “, le “pisaban” los tra-pisaban” los tra-pisaban” los tra-pisaban” los tra-pisaban” los tra-bajos: Lbajos: Lbajos: Lbajos: Lbajos: Leibniz fue quien introdujo el cálculo diferencial en las mate-eibniz fue quien introdujo el cálculo diferencial en las mate-eibniz fue quien introdujo el cálculo diferencial en las mate-eibniz fue quien introdujo el cálculo diferencial en las mate-eibniz fue quien introdujo el cálculo diferencial en las mate-máticas europeasmáticas europeasmáticas europeasmáticas europeasmáticas europeas, recibiendo en exclusiva los elogios por el desarro-, recibiendo en exclusiva los elogios por el desarro-, recibiendo en exclusiva los elogios por el desarro-, recibiendo en exclusiva los elogios por el desarro-, recibiendo en exclusiva los elogios por el desarro-llo de este métodollo de este métodollo de este métodollo de este métodollo de este método. L. L. L. L. La razón: el alemán publicó su descubrimientoa razón: el alemán publicó su descubrimientoa razón: el alemán publicó su descubrimientoa razón: el alemán publicó su descubrimientoa razón: el alemán publicó su descubrimientoantes que el inglésantes que el inglésantes que el inglésantes que el inglésantes que el inglés. En otros tiempos. En otros tiempos. En otros tiempos. En otros tiempos. En otros tiempos, un científico no comunicaba los, un científico no comunicaba los, un científico no comunicaba los, un científico no comunicaba los, un científico no comunicaba losresultados de sus investigaciones hasta pasados unos años o dece-resultados de sus investigaciones hasta pasados unos años o dece-resultados de sus investigaciones hasta pasados unos años o dece-resultados de sus investigaciones hasta pasados unos años o dece-resultados de sus investigaciones hasta pasados unos años o dece-niosniosniosniosnios. A veces. A veces. A veces. A veces. A veces, incluso, incluso, incluso, incluso, incluso, no se hacían públicos hasta después de su muer, no se hacían públicos hasta después de su muer, no se hacían públicos hasta después de su muer, no se hacían públicos hasta después de su muer, no se hacían públicos hasta después de su muer-----tetetetete. Sin embargo. Sin embargo. Sin embargo. Sin embargo. Sin embargo, hoy no se considera ningún descubrimiento científico, hoy no se considera ningún descubrimiento científico, hoy no se considera ningún descubrimiento científico, hoy no se considera ningún descubrimiento científico, hoy no se considera ningún descubrimiento científicocomo tal si se mantiene en secretocomo tal si se mantiene en secretocomo tal si se mantiene en secretocomo tal si se mantiene en secretocomo tal si se mantiene en secreto. L. L. L. L. Las célebres sentencias de “as célebres sentencias de “as célebres sentencias de “as célebres sentencias de “as célebres sentencias de “publi-publi-publi-publi-publi-car o morircar o morircar o morircar o morircar o morir ” o “” o “” o “” o “” o “si no está escritosi no está escritosi no está escritosi no está escritosi no está escrito, no existe” así lo recogen, no existe” así lo recogen, no existe” así lo recogen, no existe” así lo recogen, no existe” así lo recogen. Y sólo se. Y sólo se. Y sólo se. Y sólo se. Y sólo seacepta como ciencia la que se refrenda publicándose en alguna deacepta como ciencia la que se refrenda publicándose en alguna deacepta como ciencia la que se refrenda publicándose en alguna deacepta como ciencia la que se refrenda publicándose en alguna deacepta como ciencia la que se refrenda publicándose en alguna delas revistas especializadaslas revistas especializadaslas revistas especializadaslas revistas especializadaslas revistas especializadas, anglosajonas en su mayor parte, anglosajonas en su mayor parte, anglosajonas en su mayor parte, anglosajonas en su mayor parte, anglosajonas en su mayor parte. P. P. P. P. Pero tam-ero tam-ero tam-ero tam-ero tam-bién se piensa que el sistema de bién se piensa que el sistema de bién se piensa que el sistema de bién se piensa que el sistema de bién se piensa que el sistema de peer rpeer rpeer rpeer rpeer reviewevieweviewevieweview o revisión por pares utili- o revisión por pares utili- o revisión por pares utili- o revisión por pares utili- o revisión por pares utili-zado para decidir los artículos científicos que se publican en una re-zado para decidir los artículos científicos que se publican en una re-zado para decidir los artículos científicos que se publican en una re-zado para decidir los artículos científicos que se publican en una re-zado para decidir los artículos científicos que se publican en una re-vista profesional es una herramienta o medio para censurar ideas nue-vista profesional es una herramienta o medio para censurar ideas nue-vista profesional es una herramienta o medio para censurar ideas nue-vista profesional es una herramienta o medio para censurar ideas nue-vista profesional es una herramienta o medio para censurar ideas nue-vas o no convencionalesvas o no convencionalesvas o no convencionalesvas o no convencionalesvas o no convencionales. Ahora. Ahora. Ahora. Ahora. Ahora, prestigiosos científicos empiezan a, prestigiosos científicos empiezan a, prestigiosos científicos empiezan a, prestigiosos científicos empiezan a, prestigiosos científicos empiezan arebelarse contra el monopolio de las revistas científicas y sus costesrebelarse contra el monopolio de las revistas científicas y sus costesrebelarse contra el monopolio de las revistas científicas y sus costesrebelarse contra el monopolio de las revistas científicas y sus costesrebelarse contra el monopolio de las revistas científicas y sus costesde suscripciónde suscripciónde suscripciónde suscripciónde suscripción, pidiendo que la ciencia se difunda gratuitamente a, pidiendo que la ciencia se difunda gratuitamente a, pidiendo que la ciencia se difunda gratuitamente a, pidiendo que la ciencia se difunda gratuitamente a, pidiendo que la ciencia se difunda gratuitamente através de Internettravés de Internettravés de Internettravés de Internettravés de Internet. Una solución no desprovista de riesgos. Una solución no desprovista de riesgos. Una solución no desprovista de riesgos. Una solución no desprovista de riesgos. Una solución no desprovista de riesgos.....

INTERNET: BOICOT A LAS REVISTAS

Ante la actual competencia entre las revistas científicas convencionales, don-de se publica con un alto coste y un complejo proceso de aceptación, y laspublicaciones en internet de acceso público y gratuito, ¿cuál cree usted queserá el futuro de la comunicación científica especializada?

23Especial 2001nales. Puedo imaginarme que en el futurohaya más redes de comunicación extraoficia-les de este tipo, que aceleren la difusión dela información en el ámbito de disciplinas me-nores dentro de una comunidad astronómicamás amplia. También puedo imaginarme másposibilidades de consolidación para las re-vistas (por ejemplo, con una publicación elec-trónica más rápida y archivos de datos ¿ne-cesitamos realmente letters o suplementos?).Sin embargo, no creo que a corto plazo losastrónomos abandonen el sistema de peerreview de las revistas tradicionales, al me-nos en los Estados Unidos, por razones emi-nentemente prácticas relacionadas con la fi-nanciación de la investigación. Publicar enuna revista que siga el sistema de peer reviewconfiere una especie de legitimidad oficial alos resultados científicos, con lo cual la pu-blicación en revistas es la primera vía paraevaluar la productividad científica por partede las instituciones que financian la investi-gación; de hecho, estas instituciones utilizanlistas de publicaciones a la hora de justificarsus solicitudes para la asignación de fondos.En segundo lugar, son muy pocos los artícu-los rechazados por las revistas de astrono-mía como para preocuparse demasiado. Lacuestión más relevante para las revistas escómo conseguir que los revisores sean másserios y más justos.”

D. LAMBERT:“Con toda seguridad, la publicación electró-nica se convertirá en un factor mucho másimportante de lo que es ahora. Es importan-te mantener un registro permantente y ex-haustivo, y hay que hacer algo para reducirlos costes.”

N. LANGER:“Creo que el sistema de arbitraje relaciona-do con la publicación de artículos científicosrelevantes es una parte fundamental de nues-tro trabajo. Incluso preferiría que todos losartículos de las revistas con arbitraje fueranrevisados por dos árbitros, lo que actualmen-te no se hace. Esto le da más credibilidad anuestro trabajo, lo cual se tiene en cuenta ala hora de solicitar fondos. No obstante, dudoque se necesiten editoriales caras, o revis-tas impresas para ello. Las editoriales podríanreducir costes permitiendo a los autores quehagan cada vez más trabajo ellos mismos,incluyendo el mecanografiado, la inclusión delas figuras, etc. Es decir, las revistas entera-mente publicadas en red (que podrían aca-bar gestionadas por los mismos científicos)podrían sustituir por completo a las revistasactuales. Sólo la cuestión del archivo a largoplazo de los artículos tendría que estudiarsecon más detalle.”

F. MATTEUCCI:“Si bien la llegada de internet ha mejoradoconsiderablemente la comunicación de los re-sultados científicos, creo que en el futuro se-guirá siendo necesario el arbitraje de los ar-tículos.”

M. PETTINI:“Este es un tema muy discutido últimamen-te. Nuestra actitud ante las publicacionescientíficas está cambiando con la revoluciónde internet, que está teniendo un tremendoimpacto en todas las formas de comunica-ción. En mi opinión, las revistas científicastradicionales siguen desempeñando un im-portante papel en tanto que proporcionan unarbitraje y un nivel editorial que no consiguenlas publicaciones en internet donde cabetodo. Al mismo tiempo, es evidente que lasrevistas deben responder al desafío deinternet acortando su tiempo de publicación,proporcionando acceso electrónico (con to-das sus ventajas, como la publicación encolor) y reduciendo los costes. Hasta la fe-cha, algunas revistas han respondido al retomejor que otras. Podría ser perfectamenteque, al final, sólo aquellas revistas capacesde adaptarse a este clima de cambios rápi-dos sean las que sobrevivan hasta la próxi-ma década.”

G. STASINSKA:“En primer lugar, en estos últimos años lasrevistas científ icas han reducidoconsiderablenente sus costes porque los au-tores editan sus propios textos y terminandoprácticamente los productos. Apenas existecontrol de calidad que no sea el proceso dearbitraje científico. A los autores se les estápidiendo no sólo que investiguen, sino quetambién hagan de editores, expertos en len-gua (normalmente una que no es la suya)y de revisores de textos. Pienso que la pu-blicación de un artículo merece una aten-ción profesional, y los investigadores no es-tán realmente cualificados en todos estos as-pectos.

En cuanto al proceso de aceptación de artí-culos, ha habido mucho debate sobre cómomejorarlo. Probablemente no hay una solu-ción satisfactoria válida para todos los ca-sos, es algo con lo que tenemos que vivir. Apesar de todas las imperfecciones, el peerreview es una garantía mínima.

Creo que los investigadores lo saben y nocreo que las publicaciones sin control eninternet acaben suprimiendo las revistascientíficas. No obstante, es probable que lasrevistas dejen de existir en papel impresopara convertirse en entidades virtuales.”

G. STEIGMAN:“La gente está publicando cada vez más enInternet. Sospecho que es cada vez másraro que los artículos de periódico que sepublican se lean realmente. El acceso librea la publicación ‘on line’ ha contribuido aigualar las oportunidades de los que nopertenecen a los países del primer mundoy sus instituciones de prestigio y sólo pue-do prever que esta tendencia a publicar deforma electrónica seguirá creciendo, dejan-do al margen las revistas científicas con-vencionales.”

"ES NECESARIOASEGURAR QUECUANDO NO SE PUEDAACCEDERDIRECTAMENTE A LAINFORMACIÓN CONNUESTROS OJOSSIEMPREDISPONGAMOS DE LAMÁQUINA ADECUADAPARA TRADUCIR ESOSBITS EN ALGODIRECTAMENTEACCESIBLE PARANUESTROS SENTIDOS."

"PUBLICAR EN UNAREVISTA QUE SIGA ELSISTEMA DE PEERREVIEW CONFIERE UNAESPECIE DELEGITIMIDAD OFICIAL ALOS RESULTADOSCIENTÍFICOS, CON LOCUAL LA PUBLICACIÓNEN REVISTAS ES LAPRIMERA VÍA PARAEVALUAR LAPRODUCTIVIDADCIENTÍFICA POR PARTEDE LAS INSTITUCIONESQUE FINANCIAN LAINVESTIGACIÓN."

Especial 200124

J. CERNICHARO:“La ciencia de un país como España necesitaestabilidad a largo plazo. Se han conseguidoavances importantes en todos los campos (nú-mero de publicaciones, impacto en el mundointernacional, construcción de instrumentos ycreación de nuevos laboratorios) desde el prin-cipio de los años ochenta. Sin embargo, nues-tro sistema no parece seguir una línea biendefinida, los cambios son algunas veces bas-tante importantes y no hay evidencias de unaclara política científica a 8-12 años vista.

“Con los continuos cambios que se producenes difícil evaluar si una determinada políticaproduce resultados satisfactorios o no. La pre-cariedad de nuestros jóvenes científicos esalgo sumamente duro para la ciencia, para loscientíficos que trabajamos con ellos y afectaa nuestra moral y a la productividad y calidaddel sistema. Este fenómeno, aunque común atodos los países occidentales, es particular-mente acuciante en España. Nuestro país ocu-pa un lugar económico en el mundo bastanteimportante y a nivel científico estamos a la paren índice de impacto con la mayor parte delos países europeos. Sin embargo, el númerode científicos por cada 1.000 habitantes esmuy inferior al de todos los demás países eco-nómicamente desarrollados. Es necesario unesfuerzo de planificación, de aumento de lasplantillas y potenciación de los grupos jóve-nes y dinámicos. Evidentemente esto debehacerse de una forma inteligente, pensandoen las líneas que deben potenciarseprioritariamente y las que tienen un mayorimpacto en la industria de nuestro país, perosin olvidar la ciencia básica. Para ello creo quees necesario un proyecto a 12-15 años vista,estable e independiente del gobierno de tur-no. Después, en función de los resultados ob-tenidos, se podrían corregir parámetros,incentivar nuevas líneas, crear nuevos pues-

tos, etc. Si no hay planificación nunca alcan-zaremos la experiencia de los países con grantradición científica como Inglaterra, Francia,Alemania o Estados Unidos.

“Desde el punto de vista de los contratos nosé muy bien cuál puede ser la solución. Siem-pre se dice que el único criterio para la selec-ción es la calidad. No estoy muy seguro deque el sistema español pueda medir objetiva-mente dicho parámetro. La enorme endogamiadel sistema tiende a reproducirse y a mante-nerse. Lo que un tribunal de oposición sueleconsiderar como importante para medir la ca-lidad no está escrito en el BOE, es simple-mente una apreciación de los cinco miembrosde dicho tribunal no siempre compartida porotro tribunal diferente. Una vez el tribunal di-suelto nadie es responsable de las decisionesque se tomaron. Creo que hacen falta solucio-nes audaces, una planificación y unas normascon las que sepamos a qué atenernos duran-te un periodo de tiempo lo suficientemente lar-go. Por el momento me temo que todo sonparches. Pienso que los partidos políticos de-berían ponerse de acuerdo para elaborar unlibro blanco de la ciencia española y alcanzarun pacto de estado y un proyecto científicoque garantice una estabilidad suficientementeduradera en el sistema. Desde hace siglos losgobiernos de España sistemáticamente haninfravalorado el papel de la ciencia en la eco-nomía y su influencia en la evolución tecnoló-gica de nuestro país. Es hora de que la cien-cia sea considerada como parte esencial dela cultura. Es hora de que inventemos noso-tros. Pero no sólo tiene que cambiar la menta-lidad de los políticos, también la de las em-presas y, cómo no, la de los científicos.

“En veinte años se ha conseguido un granavance en este sentido. Los periódicos contri-buyen cada semana a divulgar los resultados

¿Qué solución daría usted al problema de la precariedad, común a muchospaíses occidentales, de los contratos postdoctorales en ciencia? ¿Pueden lassociedades actuales asimilar en sus sistemas de ciencia y tecnología al cre-ciente número de jóvenes científicos?

"YO ESTARÍA ENCONTRA DE CUALQUIERCONJUNTO DE NORMASO LEYES ENCAMINADASA HACER COINCIDIR EL

NÚMERO DEESTUDIANTES

LICENCIADOS CON ELDE PUESTOS DE

TRABAJOPERMANENTES QUE SE

ESPERA QUE HAYADESPUÉS DE LA TESIS."

El cerebro Equis siempre quiso ser astrónomoEl cerebro Equis siempre quiso ser astrónomoEl cerebro Equis siempre quiso ser astrónomoEl cerebro Equis siempre quiso ser astrónomoEl cerebro Equis siempre quiso ser astrónomo, quizá por aquello de las, quizá por aquello de las, quizá por aquello de las, quizá por aquello de las, quizá por aquello de lasconexiones y analogías entre el número de estrellas y neuronasconexiones y analogías entre el número de estrellas y neuronasconexiones y analogías entre el número de estrellas y neuronasconexiones y analogías entre el número de estrellas y neuronasconexiones y analogías entre el número de estrellas y neuronas. T. T. T. T. Teníaeníaeníaeníaeníatalentotalentotalentotalentotalento, buena memoria y, buena memoria y, buena memoria y, buena memoria y, buena memoria y, muy sesudo, muy sesudo, muy sesudo, muy sesudo, muy sesudo, se preparó a conciencia, se preparó a conciencia, se preparó a conciencia, se preparó a conciencia, se preparó a conciencia, es-, es-, es-, es-, es-trujándose los hemisferiostrujándose los hemisferiostrujándose los hemisferiostrujándose los hemisferiostrujándose los hemisferios. Se licenció por uno y se doctoró por otro. Se licenció por uno y se doctoró por otro. Se licenció por uno y se doctoró por otro. Se licenció por uno y se doctoró por otro. Se licenció por uno y se doctoró por otro,,,,,con un sobresaliente con un sobresaliente con un sobresaliente con un sobresaliente con un sobresaliente cum laudecum laudecum laudecum laudecum laude ocupando el hueso frontal ocupando el hueso frontal ocupando el hueso frontal ocupando el hueso frontal ocupando el hueso frontal. Como. Como. Como. Como. Comocentenares de cerebroscentenares de cerebroscentenares de cerebroscentenares de cerebroscentenares de cerebros, llegado el momento abandonó el cuerpo, llegado el momento abandonó el cuerpo, llegado el momento abandonó el cuerpo, llegado el momento abandonó el cuerpo, llegado el momento abandonó el cuerpodonde se había formado y se fugó al extranjero con su materia grisdonde se había formado y se fugó al extranjero con su materia grisdonde se había formado y se fugó al extranjero con su materia grisdonde se había formado y se fugó al extranjero con su materia grisdonde se había formado y se fugó al extranjero con su materia gris,,,,,esperando volver al cabo de unos pocos años y alojarse entonces enesperando volver al cabo de unos pocos años y alojarse entonces enesperando volver al cabo de unos pocos años y alojarse entonces enesperando volver al cabo de unos pocos años y alojarse entonces enesperando volver al cabo de unos pocos años y alojarse entonces enuna cabeza amueblada y lo más alta posibleuna cabeza amueblada y lo más alta posibleuna cabeza amueblada y lo más alta posibleuna cabeza amueblada y lo más alta posibleuna cabeza amueblada y lo más alta posible. P. P. P. P. Pero cuando finalmen-ero cuando finalmen-ero cuando finalmen-ero cuando finalmen-ero cuando finalmen-te regresó, no encontró un puesto fijo en el cráneote regresó, no encontró un puesto fijo en el cráneote regresó, no encontró un puesto fijo en el cráneote regresó, no encontró un puesto fijo en el cráneote regresó, no encontró un puesto fijo en el cráneo. Muy ner. Muy ner. Muy ner. Muy ner. Muy nerviosoviosoviosoviosovioso, lo, lo, lo, lo, lointentó todointentó todointentó todointentó todointentó todo: primero entre los temporales: primero entre los temporales: primero entre los temporales: primero entre los temporales: primero entre los temporales, luego entre los parietales y, luego entre los parietales y, luego entre los parietales y, luego entre los parietales y, luego entre los parietales yel occipitalel occipitalel occipitalel occipitalel occipital. L. L. L. L. La competencia era tan dura como los huesos y habíaa competencia era tan dura como los huesos y habíaa competencia era tan dura como los huesos y habíaa competencia era tan dura como los huesos y habíaa competencia era tan dura como los huesos y habíademasiados cerebros para muy pocos cuerposdemasiados cerebros para muy pocos cuerposdemasiados cerebros para muy pocos cuerposdemasiados cerebros para muy pocos cuerposdemasiados cerebros para muy pocos cuerpos. Así que el cerebro. Así que el cerebro. Así que el cerebro. Así que el cerebro. Así que el cerebroEquis de nuevo se tuvo que fugarEquis de nuevo se tuvo que fugarEquis de nuevo se tuvo que fugarEquis de nuevo se tuvo que fugarEquis de nuevo se tuvo que fugar, pero esta vez con Alzheimer, pero esta vez con Alzheimer, pero esta vez con Alzheimer, pero esta vez con Alzheimer, pero esta vez con Alzheimer. Y no. Y no. Y no. Y no. Y noentendía nadaentendía nadaentendía nadaentendía nadaentendía nada. Él. Él. Él. Él. Él, que quería estar cerca de los ojos para obser, que quería estar cerca de los ojos para obser, que quería estar cerca de los ojos para obser, que quería estar cerca de los ojos para obser, que quería estar cerca de los ojos para observarvarvarvarvarmejor el Universomejor el Universomejor el Universomejor el Universomejor el Universo...............

LA FUGA DE CEREBROS

25Especial 2001de nuestros científicos y los ciudadanos em-piezan a tener conciencia de que España tam-bién puede tener un sistema científico avanza-do. Sin embargo, todo puede irse por la bordaen muy poco tiempo si no hay una reacción rá-pida para proponer un plan coherente, dinámicoy estable para todos los campos de la ciencia.”

D. GARNETT:“La solución obvia es aumentar los fondos des-tinados a investigación. Es una pregunta real-mente interesante en estos momentos porquealgunas conversaciones que he mantenido re-cientemente con astrónomos señalan que estáresultando difícil encontrar postdosc para con-tratar en los Estados unidos. Esto puede indi-car que han salido menos estudiantes licen-ciados en los últimos años, pero sospecho quela situación cambiará pronto si el número delicenciados vuelve a aumentar. Un problemaque hemos tenido en los Estados Unidos es ladesigual disponibilidad de plazas fijas a lo lar-go del tiempo. El aumento de las cifras de pa-rados de finales de los años 80 y principios delos 90 parece haberse frenado gracias a lasjubilaciones, pero podría producirse perfecta-mente otra crisis de empleo similar en cualquiermomento. Si pudiéramos hacer que la disponibi-lidad de plazas fuera más regular podríamos pre-decir las necesidades futuras de estudiantes ypostdocs de forma más realista. Políticamenteesto supondría un ahorro, pues se aseguraríauna financiación regular a largo plazo en lugarde los ciclos que hemos conocido hasta aho-ra.”

D. LAMBERT:“Las facultades y las instituciones que formenestudiantes deberían ser francas en cuanto alas posibilidades de conseguir empleo fijo enastronomía. Pero nuestra capacidad de pre-decir qué estudiantes llegarán a ser buenosinvestigadores es imperfecta. Por lo tanto, yoestaría en contra de cualquier conjunto de nor-mas o leyes encaminadas a hacer coincidir elnúmero de estudiantes licenciados con el depuestos de trabajo permanentes que se espe-ra que haya después de la tesis. Por supues-to, predecir las necesidades futuras es algomuy incierto. Para la astronomía es muchomejor un sistema abierto y justo en el que losmejores de los más recientes doctorados en-cuentren empleo permanente en astronomía,si eso es lo que quieren.”

N. LANGER:“Creo que la comunidad debería tratar de in-crementar el número de puestospostdoctorales a largo plazo, como los que lle-gan hasta seis años de contrato. Pienso quelo peor es tener que estar trasladándose cadados años, no el hecho de que los contratos depost-doc no sean fijos. Esto es así al menosmientras los países industrializados sigan bus-cando gente que sepa usar un ordenador, esdecir, ningún estudiante postdoctoral de as-tronomía se queda sin empleo. Además, la ma-yoría de la gente estará de acuerdo conmigoen que un par de años de investigación inde-pendiente y con éxito como post-doc son unbuen criterio de cualificación para un puestofijo de investigación.”

F. MATTEUCCI:“Primero habría que convencer a nuestros po-líticos para que dediquen más fondos a la in-vestigación científica, lo que constituye unaseñal de desarrollo; luego deberíamos tenerla posibilidad de ofrecer más contratos parajóvenes investigadores. Quizá habría que evi-tar el tener tantos puestos fijos, como pasaen Italia, y muy pocos contratospostdoctorales. Por eso yo sugiero que sehaga una mejor distribución de los fondosdedicados a investigación.”

M. PETTINI:“Este problema afecta hoy en día a la mayo-ría de los científicos jóvenes, pero en dife-rente grado según qué comunidad. Me pare-ce que las perspectivas de plaza fija paraastrónomos en el Reino Unido y los EstadosUnidos son mejores ahora que hace unas dé-cadas, especialmente la de los años 80. Enotros países, la gran inversión realizada re-cientemente en nuevas instalaciones no haido acompañada de un aumento paralelo enel número de científicos que puedan aprove-char las nuevas oportunidades que se ofre-cen. Yo sigo siendo optimista de cara al futu-ro. La ciencia y la formación científica des-empeñan un papel cada vez más importanteen la economía no sólo del mundo occiden-tal, sino también de muchos países en víasde desarrollo. Desde luego, no estoy de acuer-do con la sugerencia de que quizá estemosformando demasiados científicos.”

G. STASINSKA:“No estoy, ni estuve nunca, a favor del siste-ma de contratación postdoctoral. No compar-to la opinión de que la inseguridad y el estréssean un buen incentivo para producir buenosresultados científicos. Al contrario, la calidadde la investigación es mayor cuando puedecontar con el tiempo necesario. Aparte de eso,los investigadores son también seres huma-nos, con aspiraciones por una vida privadaen la que la ciencia tiene un papel importantepero no es la única meta.

Actualmente, es evidente que hay más con-tratos postdoctorales de los que pueden ab-sorber las universidades y los centros de in-vestigación. Es algo que no me parece muyrazonable, significa que parte de estos estu-diantes postdoctorales tendrán que buscarseotro trabajo cuando ya tengan 30 o 40 años.En mi opinión, el dinero destinado a becaspostdoctorales de la Unión Europea, por ejem-plo, debería invertirse en contratos permanen-tes para investigación y en un programa am-pliado de intercambios de investigadores yprofesores universitarios.”

G. STEIGMAN:“Por lo que sé y por experiencia, los contra-tos postdoctorales siempre han sido tempo-rales; los empleos son una especie de apren-dizaje o interinaje. Dudo mucho que en la ad-ministración académica haya plazas suficien-tes para todos los científicos doctorados queproducen nuestras universidades. Pienso quela sociedad necesita su experta aportación,pero hoy en día es difícil que nuestros políti-cos y nuestra industria, con su visión a cortoplazo, lo reconozcan.”

"PIENSO QUE LOSPARTIDOS POLÍTICOSDEBERÍAN PONERSE DEACUERDO PARAELABORAR UN LIBROBLANCO DE LA CIENCIAESPAÑOLA Y ALCANZARUN PACTO DE ESTADO YUN PROYECTOCIENTÍFICO QUEGARANTICE UNAESTABILIDADSUFICIENTEMENTEDURADERA EN ELSISTEMA."

"EN MI OPINIÓN, ELDINERO DESTINADO ABECASPOSTDOCTORALES DELA UNIÓN EUROPEA,POR EJEMPLO,DEBERÍA INVERTIRSEEN CONTRATOSPERMANENTES PARAINVESTIGACIÓN Y EN UNPROGRAMA AMPLIADODE INTERCAMBIOS DEINVESTIGADORES YPROFESORESUNIVERSITARIOS."

Especial 200126

J. CERNICHARO:“El ser humano ha manifestado siempre cu-riosidad por los fenómenos que le rodean ytodos intentamos explicarlos de una manera uotra. Algunos se basan en la religión, otros enaspectos para-científicos, y otros en aspec-tos estrictamente científicos. Todos ellos sonel producto del comportamiento humano¿Debe la ciencia fundamental preocuparse dedichos aspectos?

Para mí se trata de un problema sociológico ypsicológico, con parámetros que no podemosmedir de la forma en que estamos acostum-brados en Física o en Química. Las cienciasfísicas intentan explicar el funcionamiento delUniverso, de las fuerzas fundamentales, de losátomos, de las moléculas, de la vida. El fun-cionamiento de la mente de los individuos ylas razones por las que una persona siente lanecesidad de escuchar a un “sacacuartos” ycreer en lo que oye depende de una cantidadenorme de parámetros y circunstancias. Noestamos preparados para aplicar nuestros mé-todos matemáticos al campo de los sentimien-tos, de las pasiones, de las creencias. Creerque la ciencia tiene la respuesta para todo esun gran error que nos puede llevar al mismocomportamiento que pretendemos combatir. Laciencia es una disciplina abierta, en continuaevolución, que debe utilizar criterios estricta-mente objetivos para explicar los fenómenosde la naturaleza. El pensamiento humano tam-bién es uno de tales fenómenos, el más sofis-ticado tal vez, pero también el más complejo.

Es en la frontera entre el pensamiento racio-nal y las emociones donde se sitúan adivinos,charlatanes, astrólogos, pseudo-científicos,brujos, etc. Como científico me irrita el ver aesos personajes empleando un lenguaje llenode patrañas, de palabras y conceptos mal uti-

lizados y usurpados a la ciencia ¿Qué hacer?Cuando se trata de un fenómeno cercano a laestafa, al timo, al abuso de la buena voluntadde las personas, es la justicia la que debe in-tervenir, tal vez asesorada por científicos.Cuando se trata de creencias, de personas queestán convencidas de determinadas ideas, pormuy extrañas que sean, los científicos no de-beríamos inmiscuirnos. Después de todo no-sotros también nos enamoramos, sentimosmiedo, nos sentimos afectados por una nocheestrellada o por el azul desbordante de un díasoleado y estoy seguro de que más de un se-sudo colega lee el horóscopo todos los días.Es obvio que los planetas no ejercen ningunainfluencia importante sobre las personas des-de el punto de vista de las fuerzas fundamen-tales, de las leyes de la física. Sin embargo,qué emoción nos embarga cuando contempla-mos un cielo estrellado o una luna llena (nues-tra lengua tiene una bonita palabra para des-cribir determinados comportamientos: “lunáti-co”). Los poetas describen esas emocionesde una manera completamente distinta que loscientíficos y generalmente tienen más impac-to en los ciudadanos que nosotros con nues-tras sesudas reflexiones. La barrera entre pen-samiento y emociones es todavía muy grandepara que la ciencia pueda establecer leyes ge-nerales sobre el comportamiento humano. Esuna tarea para los sociólogos, no para físicos,químicos o matemáticos.

La divulgación científica es esencial para quelos ciudadanos sean conscientes de que elesfuerzo económico que se está realizandoproduce resultados de primera línea que pue-den tener influencia en su forma de pensar yde ver las cosas. Necesitamos buenos perio-distas y periódicos que estén dispuestos a di-vulgar los resultados científicos. Tenemos am-bas cosas. Creo que poco a poco los españo-

¿Cómo puede la comunidad científica combatir el auge de las pseudociencias?¿Puede ser la divulgación científica una herramienta eficaz para ello?

"LA DIVULGACIÓN ESUNA HERRAMIENTA

PARA COMBATIR LASPSEUDOCIENCIAS. PERO,

A FIN DE CUENTAS, LASOCIEDAD TIENE QUE

DEDICAR MÁSRECURSOS A LA

EDUCACIÓN BÁSICA,DESDE LOS NIVELES

MÁS BAJOS HASTA LAFORMACIÓN

UNIVERSITARIA."

"PARA MÍ, LASPSEUDOCIENCIAS

TIENEN TANTO DERECHOA EXISTIR COMO LAS

RELIGIONES, Y PUEDEQUE NO SEA UNA

COINCIDENCIA QUE UNASUBA CUANDO OTRA

BAJA. ¡CONOZCO GENTEQUE NECESITA LA

ASTROLOGÍA!"

En el interés que despierta la Astronomía en la sociedad existe aúnEn el interés que despierta la Astronomía en la sociedad existe aúnEn el interés que despierta la Astronomía en la sociedad existe aúnEn el interés que despierta la Astronomía en la sociedad existe aúnEn el interés que despierta la Astronomía en la sociedad existe aúnhoy unhoy unhoy unhoy unhoy un componente astrológico que hunde sus raíces en la antigüedad componente astrológico que hunde sus raíces en la antigüedad componente astrológico que hunde sus raíces en la antigüedad componente astrológico que hunde sus raíces en la antigüedad componente astrológico que hunde sus raíces en la antigüedad.....AstrAstrAstrAstrAstronomía onomía onomía onomía onomía y y y y y astrastrastrastrastrologíaologíaologíaologíaología no se diferenciaron conceptualmente hasta el no se diferenciaron conceptualmente hasta el no se diferenciaron conceptualmente hasta el no se diferenciaron conceptualmente hasta el no se diferenciaron conceptualmente hasta elsiglo VI dsiglo VI dsiglo VI dsiglo VI dsiglo VI d.C.C.C.C.C., cuando San Isidoro de Sevilla estableció distinciones im-., cuando San Isidoro de Sevilla estableció distinciones im-., cuando San Isidoro de Sevilla estableció distinciones im-., cuando San Isidoro de Sevilla estableció distinciones im-., cuando San Isidoro de Sevilla estableció distinciones im-porporporporportantes entre estas dos materias en el tercero de los veinte librostantes entre estas dos materias en el tercero de los veinte librostantes entre estas dos materias en el tercero de los veinte librostantes entre estas dos materias en el tercero de los veinte librostantes entre estas dos materias en el tercero de los veinte librosde sus de sus de sus de sus de sus Etimologías.Etimologías.Etimologías.Etimologías.Etimologías. Aun así, la confusión perduró hasta muchos siglos Aun así, la confusión perduró hasta muchos siglos Aun así, la confusión perduró hasta muchos siglos Aun así, la confusión perduró hasta muchos siglos Aun así, la confusión perduró hasta muchos siglosdespuésdespuésdespuésdespuésdespués. El origen etimológico del término . El origen etimológico del término . El origen etimológico del término . El origen etimológico del término . El origen etimológico del término astrastrastrastrastrología,ología,ología,ología,ología, "la ciencia de "la ciencia de "la ciencia de "la ciencia de "la ciencia delos astros", tampoco ha contribuido a mantener clara esta distinciónlos astros", tampoco ha contribuido a mantener clara esta distinciónlos astros", tampoco ha contribuido a mantener clara esta distinciónlos astros", tampoco ha contribuido a mantener clara esta distinciónlos astros", tampoco ha contribuido a mantener clara esta distinción.....Es másEs másEs másEs másEs más, muchas obser, muchas obser, muchas obser, muchas obser, muchas observaciones astronómicas importantes fueron he-vaciones astronómicas importantes fueron he-vaciones astronómicas importantes fueron he-vaciones astronómicas importantes fueron he-vaciones astronómicas importantes fueron he-chas con propósitochas con propósitochas con propósitochas con propósitochas con propósitos astrológicoss astrológicoss astrológicoss astrológicoss astrológicos. Johannes K. Johannes K. Johannes K. Johannes K. Johannes Kepler mismo tuvo que de-epler mismo tuvo que de-epler mismo tuvo que de-epler mismo tuvo que de-epler mismo tuvo que de-dicarse por necesidad a la astrología y se disculpaba por esta lucrativadicarse por necesidad a la astrología y se disculpaba por esta lucrativadicarse por necesidad a la astrología y se disculpaba por esta lucrativadicarse por necesidad a la astrología y se disculpaba por esta lucrativadicarse por necesidad a la astrología y se disculpaba por esta lucrativaactividad diciendo que así como la naturaleza ofrecía a cada ser me-actividad diciendo que así como la naturaleza ofrecía a cada ser me-actividad diciendo que así como la naturaleza ofrecía a cada ser me-actividad diciendo que así como la naturaleza ofrecía a cada ser me-actividad diciendo que así como la naturaleza ofrecía a cada ser me-dios de subsistenciadios de subsistenciadios de subsistenciadios de subsistenciadios de subsistencia, así había puesto a la astrología como complemen-, así había puesto a la astrología como complemen-, así había puesto a la astrología como complemen-, así había puesto a la astrología como complemen-, así había puesto a la astrología como complemen-to de la astroto de la astroto de la astroto de la astroto de la astronomíanomíanomíanomíanomía, por sí sola una fuente de ingresos insuficiente para, por sí sola una fuente de ingresos insuficiente para, por sí sola una fuente de ingresos insuficiente para, por sí sola una fuente de ingresos insuficiente para, por sí sola una fuente de ingresos insuficiente paravivirvivirvivirvivirvivir. En nuestros días. En nuestros días. En nuestros días. En nuestros días. En nuestros días, la astronomía, la astronomía, la astronomía, la astronomía, la astronomía, una ciencia reconocida, una ciencia reconocida, una ciencia reconocida, una ciencia reconocida, una ciencia reconocida, intenta, intenta, intenta, intenta, intentaque no la confundan con la astrologíaque no la confundan con la astrologíaque no la confundan con la astrologíaque no la confundan con la astrologíaque no la confundan con la astrología, una pseudociencia que man-, una pseudociencia que man-, una pseudociencia que man-, una pseudociencia que man-, una pseudociencia que man-tienetienetienetienetiene, sin base científica, sin base científica, sin base científica, sin base científica, sin base científica, que los asuntos de los humanos y los carac-, que los asuntos de los humanos y los carac-, que los asuntos de los humanos y los carac-, que los asuntos de los humanos y los carac-, que los asuntos de los humanos y los carac-teres de las personas están influidos por las posiciones de los plteres de las personas están influidos por las posiciones de los plteres de las personas están influidos por las posiciones de los plteres de las personas están influidos por las posiciones de los plteres de las personas están influidos por las posiciones de los planetasanetasanetasanetasanetas.....Una creencia que cuentaUna creencia que cuentaUna creencia que cuentaUna creencia que cuentaUna creencia que cuenta, sin embargo, sin embargo, sin embargo, sin embargo, sin embargo, con bastantes adeptos, con bastantes adeptos, con bastantes adeptos, con bastantes adeptos, con bastantes adeptos, regis-, regis-, regis-, regis-, regis-trándose cada día más astrólogos que astrónomos en el mundotrándose cada día más astrólogos que astrónomos en el mundotrándose cada día más astrólogos que astrónomos en el mundotrándose cada día más astrólogos que astrónomos en el mundotrándose cada día más astrólogos que astrónomos en el mundo.....

EL AUGE DE LAS PSEUDOCIENCIAS

27Especial 2001les aceptarán que la ciencia se ha convertidoen parte de nuestra cultura. Sin embargo, nocreo que una buena divulgación científica, bienaceptada y asimilada por los lectores, termi-ne con el problema de la pseudo-ciencia. Laspersonas tienen necesidad de creer en algo.El racionalismo no es nada más que una delas muchas manifestaciones del comporta-miento humano. Incluso en las sociedades másavanzadas, con mayor tradición científica y conexcelentes divulgadores, la frontera entre emo-ciones y pensamiento racional sigue siendoabismal y suele ser en ellas donde más abun-dan los pensamientos pseudo-científicos.”

D. GARNETT:“La comunidad científica no puede combatirsola las pseudociencias: el número de cientí-ficos es muy pequeño. Si todos los periódicosy las revistas del corazón tienen una columnade astrología y ninguna de astronomía, lo te-nemos muy difícil. La divulgación ayuda, y lasvisitas de científicos a las aulas impactan, perosólo a corto plazo. Tenemos que conseguir queuna comunidad mucho más numerosa se com-prometa a promover de manera eficaz la en-señanza de las ciencias. Afortunadamente, lacomunidad astronómica cuenta con aliados,los astrónomos aficionados, que funcionancomo embajadores de la comunidad y puedencontribuir eficazmente a difundir el mensajede que la ciencia es algo bueno y divertido.Debemos animarles a que sigan así, porqueson mucho más numerosos que los astróno-mos profesionales. El otro problema es el de-clive en la enseñanza de la ciencia. Hoy endía son menos los colegios que exigen asig-naturas de ciencias para el título de bachille-rato que hace 20 años, y en muchos casoslos profesores de ciencias ni siquiera han te-nido que especializarse para conseguir el tí-tulo. Esta tendencia tiene que invertirse, laenseñanza pública debe incluir una formaciónen ciencias obligatoria y eficaz para combatirlas ideas erróneas sobre el Universo y, lo quees más importante, para ayudar a la gente acomprender el papel que la ciencia tiene en lasociedad y que la ciencia es algo que se pue-de comprobar, a diferencia de lo que ocurrecon las pseudociencias. Los profesores sonla primera línea de la educación y debemosayudarles a realizar su trabajo de manera máseficaz.”

D. LAMBERT:“La divulgación es una herramienta para com-batir las pseudociencias. Pero, a fin de cuen-tas, la sociedad tiene que dedicar más recur-sos a la educación básica, desde los nivelesmás bajos hasta la formación universitaria. Noexiste una solución barata, como a algunospolíticos les gustaría que creyésemos.”

N. LANGER:“En absoluto. Para mí, las pseudociencias tie-nen tanto derecho a existir como las religio-nes, y puede que no sea una coincidencia queuna suba cuando otra baja. ¡Conozco genteque necesita la astrología! Por supuesto, hayque asegurarse de que los presupuestos quelos países o instituciones destinan a la cien-cia no van a parar a pseudocientíficos, perocreo que el riesgo es escaso. La divulgaciónde la ciencia se justifica de un modo comple-tamente distinto: contar nuestro trabajo a quie-nes están interesados. Vivimos del dinero pú-blico, así que incluso es nuestro deber divul-gar. Y a largo plazo, la difusión de nuestro co-

nocimiento es uno de los factores que van dan-do forma a nuestra civilización (y quizá sea elque más nos guste).”

F. MATTEUCCI:“Sí, una forma de hacerlo es divulgar la verda-dera ciencia aunque las pseudociencias ha-yan existido siempre y, probablemente, repre-sentan inevitablemente un interés para un de-terminado tipo de personas.”

M. PETTINI:“No creo que las pseudociencias estén en alza–la gente siempre se ha interesado por lo des-conocido. Al contrario, yo diría que el interéspor la ciencia en general está en aumento, queactualmente hay una mayor conciencia entreel público acerca de los avances científicosmás importantes. Esto se debe, en buena me-dida, al reconocimiento por parte de los cien-tíficos y de la administración de que la divul-gación de la ciencia es una parte integrante yesencial de la investigación científica.

Hemos de aceptar también que las fronterasentre la ciencia y la pseudociencia no siempreestán lo bien definidas que nos gustaría pen-sar. Pongamos sólo dos ejemplos: la idea deque la vida puede haberse originado fuera delSistema Solar se consideraba ciencia ficciónhace tan sólo 10 ó 20 años, mientras que hoylos científicos muestran una postura más abier-ta a esta posibilidad. De forma similar, laacupuntura –antaño contemplada con escep-ticismo por parte de la medicina occidental-se aplica actualmente de manera habitual ycon gran efectividad en muchas circunstan-cias.”

G. STASINSKA:“La divulgación de la ciencia es fundamental.Pero no basta con difundir descubrimientos,también es muy importante que el público seaconsciente del largo proceso que ha llevado aesos descubrimientos. Los periodistas debe-rían preguntar siempre a cualquier científicoque esté presentando un resultado científicoque cómo se sabe. De hecho, en ciencia nun-ca se sabe con seguridad. Para mí, esta es lamayor diferencia con la pseudociencia, en laque los impostores quieren hacer creer queconocen la respuesta. Los científicos siempreestán dispuestos a cuestionar sus postulados.Saben que nunca deben olvidar la posibilidadde que la experimentación o la observaciónpueden echar por tierra una teoría.”

G. STEIGMAN:“La educación es la única respuesta a la igno-rancia. Hay que trabajar mucho para asegu-rarse de que los estudiantes de cualquier edady especialización comprendan y aprecien el va-lor del método científico (como opuesto a elmero ‘conocimiento’ de una serie de hechoscientíficos). Sólo unos pocos científicos sondestacados comunicadores; yo no soy de losque creen en intentar ser lo que no se es, conlo cual no creo que todos y cada uno de noso-tros debiera sentir la necesidad de hacerproselitismo en nombre de la ciencia. Aún así,debemos apoyar y fomentar a aquellas per-sonas y organizaciones que estén dispues-tos y sean capaces de asumir esta impor-tante tarea. La buena divulgación científica,que haga hincapié en los métodos y los lo-gros por encima de las listas de hechos, pue-de ser una herramienta eficaz para conseguireste objetivo.”

"NO ESTAMOSPREPARADOS PARAAPLICAR NUESTROSMÉTODOSMATEMÁTICOS ALCAMPO DE LOSSENTIMIENTOS, DE LASPASIONES, DE LASCREENCIAS. CREER QUELA CIENCIA TIENE LARESPUESTA PARA TODOES UN GRAN ERRORQUE NOS PUEDE LLEVARAL MISMOCOMPORTAMIENTO QUEPRETENDEMOSCOMBATIR."

"LA COMUNIDADCIENTÍFICA NO PUEDECOMBATIR SOLA LASPSEUDOCIENCIAS: ELNÚMERO DECIENTÍFICOS ES MUYPEQUEÑO. SI TODOS LOSPERIÓDICOS Y LASREVISTAS DEL CORAZÓNTIENEN UNA COLUMNADE ASTROLOGÍA YNINGUNA DEASTRONOMÍA, LOTENEMOS MUY DIFÍCIL."

Especial 200128I. Física Solar (1989)I. Física Solar (1989)I. Física Solar (1989)I. Física Solar (1989)I. Física Solar (1989)

- OSCAR VON DER LÜHE (Instituto de Astronomía, Zürich,Suiza)- EGIDIO LANDI (Instituto de Astronomía, Florencia, Italia)- DOUGLAS O. GOUGH (Instituto de Astronomía,Cambridge, Reino Unido)- GÖRAM SCHARMER (Observatorio de Estocolmo, Suecia)- HUBERTUS WÖHL (Instituto Kiepenheuer, Freiburg,Alemania)- PIERRE MEIN (Observatorio de Meudon, Francia)

IIIIIIIIII. Coamología Física y Obser. Coamología Física y Obser. Coamología Física y Obser. Coamología Física y Obser. Coamología Física y Observacional (1990)vacional (1990)vacional (1990)vacional (1990)vacional (1990)

- VALODIO N. LUKASH (Instituto de Investigación espacial,Moscú, Rusia)- HUBERT REEVES (CEN Saclay, Francia)- BERNARD E. PAGEL (NORDITA, Copenague, Dinamarca)- ANTHONY N. LASENBY (Lavoratorio Cavendish,Cambridge, Reino Unido)- JOSE LUIS SANZ (Universidad de Cantabria, España)- BERNARD JONES (Universidad de Sussex, Reino Unido)- JAAN EINASTO (Observatorio Astrofísico de Tartu, Estonia)- ANDREAS G. TAMMANN (Universidad de Basilea, Suiza)

IIIIIIIIIIIIIII. F. F. F. F. Formación de Estrellas en Sistemas estelares (1991)ormación de Estrellas en Sistemas estelares (1991)ormación de Estrellas en Sistemas estelares (1991)ormación de Estrellas en Sistemas estelares (1991)ormación de Estrellas en Sistemas estelares (1991)

- PETER BODENHEIMER (Observatorio de Lick, California,EEUU)- RICHARD B. LARSON (Universidad de Yale, EEUU)- I. FELIX MIRABEL (CEN Saclay, Francia)- DEIDRE HUNTER (Observatorio Lowell, Arizona, EEUU)- ROBERT KENNICUT (Observatorio Steward, Arizona, EEUU)- JORGE MELNICK (ESO, Chile)- BRUCE ELMEGREEN (IBM, EEUU)- JOSE FRANCO (UNAM, México)

IVIVIVIVIV. Astronomía Infrarroja (1992). Astronomía Infrarroja (1992). Astronomía Infrarroja (1992). Astronomía Infrarroja (1992). Astronomía Infrarroja (1992)

- ROBERT D. JOSEPH (Universidad de Hawai, EEUU)- CHARLES M. TELESCO (NASA-MSFC, Alabama, EEUU)- ERIC E. BECKLIN (Universidad de California, Los Angeles,EEUU)- GERARD F. GILMORE (Instituto de Astronomía, Cambridge,Reino Unido)- FRANCESCO PALLA (Observatorio Astrofísico de Arcetri,Italia)- STUART R. POTTASCH (Universidad de Groningen, PaísesBajos)- IAN S. McLEAN (Universidad de California, Los Angeles,EEUU)- THIJS DE GRAAUW (Universidad de Groningen, PaísesBajos)- N. CHANDRA WICKRAMASINGHE (Universidad de Gales,Cardiff, Reino Unido)

VVVVV. F. F. F. F. Formación de Galaxias (1993)ormación de Galaxias (1993)ormación de Galaxias (1993)ormación de Galaxias (1993)ormación de Galaxias (1993)

- SIMON D. M. WHITE (Instituto de Astronomía, Cambridge,Reino Unido)- DONALD LYNDEN-BELL (Instituto de Astronomía,Cambridge, Reino Unido)- PAUL W. HODGE (Universidad de Washington, EEUU)- BERNARD E. J. PAGEL (NORDITA, Copenague, Dinamarca)- TIM DE ZEEUW (Universidad de Leiden, Países Bajos)- FRANÇOISE COMBES (DEMIRM, Observatorio deMeudon, Francia)- JOSHUA E. BARNES (Universidad de Hawai, EEUU)- MARTIN J. REES (Instituto de Astronomía, Cambridge,Reino Unido)

PROFESORES DE LAPROFESORES DE LAPROFESORES DE LAPROFESORES DE LAPROFESORES DE LAS "CANARY ISLANDSS "CANARY ISLANDSS "CANARY ISLANDSS "CANARY ISLANDSS "CANARY ISLANDSWINTER SCHOOLS OF AWINTER SCHOOLS OF AWINTER SCHOOLS OF AWINTER SCHOOLS OF AWINTER SCHOOLS OF ASTROPHYSICS"STROPHYSICS"STROPHYSICS"STROPHYSICS"STROPHYSICS"

VIVIVIVIVI. L. L. L. L. La estructura del Sol (1994)a estructura del Sol (1994)a estructura del Sol (1994)a estructura del Sol (1994)a estructura del Sol (1994)

- JOHN N. BAHCALL (Instituto de Estudios Avanzados.Princeton, Nueva Jersey, EEUU)- TIMOTHY M. BROWN (High Altitude Observatory, NCAR,Boulder, Colorado, EEUU)- JORGEN CHRISTENSEN-DALSGAARD (Institutode Física y Astronomía, Universidad de Ärhus,Dinamarca)- DOUGLAS O. GOUGH (Instituto de Astronomía,Cambridge, Reino Unido)- JEFFREY R. KUHN (National Solar Observatory, SacramentoPeak, Nuevo México, EEUU)- JOHN W. LEIBACHER (National Solar Observatory, Tucson,Arizona, EEUU)- EUGENE N. PARKER (Instituto Enrico Fermi, Universidad deChicago, Illinois, EEUU)- YUTAKA UCHIDA (Universidad de Tokio, Japón)

VIIVIIVIIVIIVII. Instrumentación para grandes telescopios:. Instrumentación para grandes telescopios:. Instrumentación para grandes telescopios:. Instrumentación para grandes telescopios:. Instrumentación para grandes telescopios:un curso para asrtrónomos (1995)un curso para asrtrónomos (1995)un curso para asrtrónomos (1995)un curso para asrtrónomos (1995)un curso para asrtrónomos (1995)

- JACQUES M. BECKERS (National Solar Observatory,NOAO, EEUU)- DAVID GRAY (Universidad de Ontario Occidental,Canadá)- MICHAEL IRWIN (Royal Greenwich Observatory,Cambridge, Reino Unido)- BARBARA JONES (Centro de Astrofísica y Ciencia Espacial,Universidad de California en San Diego, EEUU)- IAN S. McLEAN (Universidad de California en Los Angeles,EEUU)- RICHARD PUETTER (Centro de Astrofísica y CienciaEspacial, Universidad de California en San Diego, EEUU)- SPERELLO DI SEREGO ALIGHIERI (Observatorio Astrofísicode Arcetri, Florencia, Italia)- KEITH TAYLOR (Observatorio Anglo-Australiano, Epping,Australia)

VIIIVIIIVIIIVIIIVIII. Astrofísica estelar para el Grupo L. Astrofísica estelar para el Grupo L. Astrofísica estelar para el Grupo L. Astrofísica estelar para el Grupo L. Astrofísica estelar para el Grupo Local:ocal:ocal:ocal:ocal:un primer paso hacia el Universo (1996)un primer paso hacia el Universo (1996)un primer paso hacia el Universo (1996)un primer paso hacia el Universo (1996)un primer paso hacia el Universo (1996)

-ROLF-PETER KUDRITZKI (Observatorio de la Universidad deMunich, Alemania)- CLAUS LEITHERER (Instituto Científico del TelescopioEspacial, Baltimore, EEUU)- PHILLIP MASSEY (Observatorio Nacional de Kitt Peak,NOAO, Tucson, EEUU)- BARRY F. MADORE (Centro de Análisis y ProcesamientoInfrarrojo, NASA/JPL y Caltech. Pasadena, EEUU)- GARY S. DA COSTA (Universidad Nacional de Australia,Camberra, Australia)- CESARE CHIOSI (Universidad de Padua, Italia)- MARIO L. MATEO (Universidad de Michigan, EEUU)- EVAN SKILLMAN (Universidad de Minnesota, EEUU)

IXIXIXIXIX. Astrofísica con grandes bases de datos en la era. Astrofísica con grandes bases de datos en la era. Astrofísica con grandes bases de datos en la era. Astrofísica con grandes bases de datos en la era. Astrofísica con grandes bases de datos en la eraInternet (1997)Internet (1997)Internet (1997)Internet (1997)Internet (1997)

- GEORGE K. MILEY (Observatorio de Leiden, Países Bajos)- HEINZ ANDERNACH (Universidad de Guanajuato, México)- CHARLES TELESCO (Universidad de Florida, EEUU)- DEBORAH LEVINE (ESA, Villafranca del Castilo, Madrid,España)- PIERO BENVENUTI (ST-SCF, Munich, Alemania)- DANIEL GOLOMBEK (Instituto del Telescopio Espacial,Baltimore, EEUU)- ANDREW C. FABIAN (Instituto de Astronomía, Cambridge,Reino Unido)- HERMANN BRÜNNER (Instituto de Astrofísica de Postdam,Alemania)

29Especial 2001

EDICIONESVOLÚMENES PUBLICADOS

CANARY ISLANDS WINTER SCHOOLS OF ASTROPHYSICS

La editorial científica Cambridge University Press ha publicado los siguientes volúmenes sobre lasEscuelas de Invierno que han precedido a la actual.

1. Solar Observations: Techniques and interpretation. F. SÁNCHEZ, M. COLLADOS y M. VÁZQUEZ.2. Observational and Physical Cosmology. F. SÁNCHEZ, M. COLLADOS y R. REBOLO.3. Star Formation in Stellar Systems. G. TENORIO-TAGLE, M. PRIETO y F. SÁNCHEZ.4. Infrared Astronomy. A. MAMPASO, M. PRIETO y F. SÁNCHEZ.5. The Formation and Evolution of Galaxies. C. MUÑOZ-TUÑÓN y F. SÁNCHEZ.6. The Structure of the Sun. T. ROCA-CORTÉS y F. SÁNCHEZ.7. Instrumentation for Large Telescopes. J.M. RODRÍGUEZ-ESPINOSA, A. HERRERO yF. SÁNCHEZ.8. Stellar Astrophysics for the Local Group. A. APARICIO, A. HERRERO y F. SÁNCHEZ9. Astrophysics with Large Databases in the Internet Age. M. KIDGER, I. PÉREZ-FOURNON yF. SÁNCHEZ10. Globular Clusters. I. PEREZ-FOURNON, C. MARTÍNEZ ROGER y F. SÁNCHEZ11. Galaxies at High Redshift. F. MORENO-INSERTIS, I. PEREZ-FOURNON, M. BALCELLS yF. SÁNCHEZ

XXXXX. Cúmulos globulares (1998). Cúmulos globulares (1998). Cúmulos globulares (1998). Cúmulos globulares (1998). Cúmulos globulares (1998)

- IVAN R. KING (Universidad de California,EEUU)- STEVEN R. MAJEWSKY (Universidad deVirginia, EEUU)- VITTORIO CASTELLANI (ObservatorioAstronómico de Capodimonte, Italia)- RAFFAELE GRATTON (ObservatorioAstronómico de Padua, Italia)- REBECCA A. W. ELSON (Instituto deAstronomía, Cambridge Reino Unido)- MICHAEL W. FEAST (Universidad deCiudad del Cabo, Sudáfrica)- RAMÓN CANAL (Universidad deBarcelona, España)- WILLIAM E. HARRIS (UniversidadMacmaster, Canadá)

XIXIXIXIXI. Galaxias a alto corrimiento al rojo. Galaxias a alto corrimiento al rojo. Galaxias a alto corrimiento al rojo. Galaxias a alto corrimiento al rojo. Galaxias a alto corrimiento al rojo(1999)(1999)(1999)(1999)(1999)

- JILL BECHTOLD (Universidad de Arizona,EEUU)- GUSTAVO BRUZUAL (CIDA, Venezuela)- MARK E. DICKINSON (Instituto delTelescopio Espacial, Baltimore, EEUU)

- RICHARD S. ELLIS (Instituto Tecnológicode California, EEUU)- ALBERTO FRANCESCHINI (Universidad dePadua, Italia)- KEN FREEMAN (Observatorio de MonteStromlo, Australia)- STEVE G. RAWLINGS (Universidad deOxford, Reino Unido)

XIIXIIXIIXIIXII. Espectropolarimetría en Astrofísica. Espectropolarimetría en Astrofísica. Espectropolarimetría en Astrofísica. Espectropolarimetría en Astrofísica. Espectropolarimetría en Astrofísica(2000)(2000)(2000)(2000)(2000)

- ROBERT R.J. ANTONUCCI (Universidad deSanta Bárbara, EEUU)- ROGER D. BLANDFORD (National SolarObservatory, EEUU)- MOSHE ELITZUR (Universidad deKentucky, EEUU)- ROGER H. HILDEBRAND (Instituto EnricoFermi. Universidad de Chicago, EEUU)- CHRISTOPH U. KELLER (National SolarObservatory, EEUU)- EGIDIO LANDI DEGL’INNOCENTI (Universi-dad de Florencia, Italia)- GAUTHIER MATHYS (ObservatorioEuropeo Austral, Chile)- JAN OLAF STENFLO (Instituto Helvéticode Tecnología, Zurich, Suiza)

Cartel de la conferencia dedivulgación del Prof. GarySteigman.

ACTOS PARALELOS

Domingo 18:Domingo 18:Domingo 18:Domingo 18:Domingo 18: Cóctel de bienvenida.MarMarMarMarMartes 20:tes 20:tes 20:tes 20:tes 20: Visita al Instituto de Astrofísica de Canarias, en La Laguna.

Conferencia de divulgación a cargo del Prof. Gary Steigmansobre "Conexiones cósmicas: del Big Bang al Universo enexpansión acelerada".Cena en el Instituto de Astrofísica, en La Laguna.

Jueves 22:Jueves 22:Jueves 22:Jueves 22:Jueves 22: Visita de trabajo al Observatorio del Roque de los Muchachos(La Palma).

Sábado 24:Sábado 24:Sábado 24:Sábado 24:Sábado 24: Visita de trabajo al Observatorio del Teide (Tenerife).MarMarMarMarMartes 27:tes 27:tes 27:tes 27:tes 27: Visita a las bodegas Monje.Jueves 29:Jueves 29:Jueves 29:Jueves 29:Jueves 29: Cena oficial de clausura.

Especial 200130XIII CANARY ISLANDS WINTER SCHOOL OF

ASTROPHYSICS"COSMOQUÍMICA: EL CRISOL DE LOS ELEMENTOS"

INSTANTÁNEAS

31Especial 2001

INSTITUTINSTITUTINSTITUTINSTITUTINSTITUTO DE AO DE AO DE AO DE AO DE ASTROFÍSICA (LSTROFÍSICA (LSTROFÍSICA (LSTROFÍSICA (LSTROFÍSICA (La La La La La Lagunaagunaagunaagunaaguna, TENERIFE), TENERIFE), TENERIFE), TENERIFE), TENERIFE)C/ Vía Láctea, s/nE38200 LA LAGUNA (TENERIFE). ESPAÑATeléfono: 34 - 922 605200Fax: 34 - 922 605210E-mail: cpv@ll.iac.eshttp://www.iac.es

Oficina de TOficina de TOficina de TOficina de TOficina de Transferencia de Rransferencia de Rransferencia de Rransferencia de Rransferencia de Resultados deesultados deesultados deesultados deesultados deInvestigación (OInvestigación (OInvestigación (OInvestigación (OInvestigación (OTRI)TRI)TRI)TRI)TRI)Teléfono: 34 - 922 605186Fax: 34 - 922 605192E-mail: otri@ll.iac.eshttp://www.iac.es/otri

Oficina Técnica para la POficina Técnica para la POficina Técnica para la POficina Técnica para la POficina Técnica para la Protección de la Calidad delrotección de la Calidad delrotección de la Calidad delrotección de la Calidad delrotección de la Calidad delCielo (OCielo (OCielo (OCielo (OCielo (OTPC)TPC)TPC)TPC)TPC)Teléfono: 34 - 922 605365Fax: 34 - 922 605210E-mail: fdc@ll.iac.eshttp://www.iac.es/proyect/otpc

OBSERVOBSERVOBSERVOBSERVOBSERVAAAAATTTTTORIO DEL TEIDE (TENERIFE)ORIO DEL TEIDE (TENERIFE)ORIO DEL TEIDE (TENERIFE)ORIO DEL TEIDE (TENERIFE)ORIO DEL TEIDE (TENERIFE)Teléfono: 34 - 922 329100Fax: 34 - 922 329117E-mail: teide@ot.iac.eshttp://www.iac.es/ot/indice.html

OBSERVOBSERVOBSERVOBSERVOBSERVAAAAATTTTTORIO DEL ROQUEORIO DEL ROQUEORIO DEL ROQUEORIO DEL ROQUEORIO DEL ROQUEDE LDE LDE LDE LDE LOS MUCHACHOS (LA POS MUCHACHOS (LA POS MUCHACHOS (LA POS MUCHACHOS (LA POS MUCHACHOS (LA PALMA)ALMA)ALMA)ALMA)ALMA)Apartado de Correos 303E38700 SANTA CRUZ DE LA PALMATeléfono: 34 - 922 405500Fax: 34 - 922 405501E-mail:adminorm@orm.iac.eshttp://www.iac.es/gabinete/orm/orm.htm

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS (IAC)

PARTICIPANTES EN LA XIII CANARY ISLANDSWINTER SCHOOL OF ASTROPHYSICS