INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍACONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

http://www.iaa.csic.es/revista.html ENERO DE 2003 NÚMERO: 9

INFORMACIÓN yACTUALIDAD ASTRONÓMICA

http://www.iaa.csic.es

AGUA EN EL UNIVERSO

ENTREVISTA A

MAX PETTINI

LA LUZ Y LOS COLORESDE LAS NEBULOSAS

PLANETARIAS

MAGNETARES

LAS COLAS DE POLVODE LOS COMETAS

COLASCOMETARIAS

El cometa Hale-Bopp observado el 5 deenero de 1998, a 3.8 UA del Sol. La longitud total de la estructura recogida por la imagen es del orden de 35 millones de kilómetros. Cortesía de ESO; observador Guido Pizzarro.

COLASCOMETARIAS

Dirección: Jose Carlos del Toro Iniesta. Coordinación de Secciones: Iván Agudo, Antonio Alberdi, EmilioJ. Alfaro, José María Castro, Olga Muñoz, Jose Carlos del Toro Iniesta, José Vílchez. Edición: FranciscoRendón, Silbia López de Lacalle, Diseño y Maquetación : Francisco Rendón. Imprime: EUROPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Especial DIF 2001-4284-E del Programa Nacional deDifusión de la Ciencia y la Tecnología, del Ministerio de Ciencia y Tecnología.

Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente“IAA: Información y Actualidad Astronómica” y al autor.

Instituto de Astrofísica de Andalucíac/ Camino Bajo de Huétor 24 , 18008 Granada. Tlf: 958121311 Fax: 958814530. e-mail: revista@iaa.es

Depósito legal: GR-605/2000ISSN: 1577-2004

SUMARIOInvestigación

Las colas de polvo de los cometas.................................3Fernando Moreno

Agua en el Universo........................................................6Luis F. Rodríguez y Yolanda Gómez

Ventana AbiertaSobre la enseñanza de la ciencia en la educación secundaria........................................................................8Pedro Ariza Sánchez

Charlas con… Max Pettini............................................9

Actualidad CientíficaLa luz y los colores de las nebulosas planetarias........11Luis F. Miranda

Magnetares.....................................................................12A. J. Castro-Tirado

Actividades IAA ................................................................14

Agenda.....................................................................................................16

Estas imágenes corresponden a algunas delas páginas del suplemento especial "Unamirada al Cosmos", elaborado por el IAA ypublicado en el periódico Ideal el pasado 7 denoviembre. Se puede acceder a la versiónonline desde la página web del Institutohttp://www.iaa.es/suplemento/portada.html

Los cometas han producido siempreuna enorme fascinación popular. En

la antigüedad no se sabía con certezasi estos cuerpos eran realmente obje-tos celestes o si constituían algún tipode fenómeno atmosférico. En el año1577, en que apareció un cometa bri-llante, Tycho Brahe midió su paralaje yconcluyó que el objeto estaba situadomucho más allá de la órbita lunar,excluyendo, por tanto, un origenatmosférico para estos objetos. Mástarde, Kepler, que observó los grandescometas de 1607 (cometa Halley) y1618, expuso una primera interpreta-ción, muy realista, de las colas come-tarias: "… Los rayos que vienen del Solinciden sobre estos objetos, penetran-do a través de los mismos, y arrastran-do parte de esta materia hacia el exte-rior, formando así la cola…". En lo quese refiere a la interpretación de lasórbitas, los estudios de Newton, Halleyy Encke resultaron decisivos, aunquehay que destacar también el trabajo deotros astrónomos menos conocidos,como Wilhelm Olbers (1758-1840),cuyo método de determinación de los

cinco elementos orbitales para loscometas parabólicos no ha sido sensi-blemente mejorado hasta la fecha.

Las décadas de 1950 y de 1960 fueroncruciales en la historia de la cienciacometaria. En esa época Fred Whippleformuló su modelo del núcleo, según elcual éste estaría constituido por unabola de nieve sucia. Jan Hendrik Oort,mediante estudios cinemáticos, predijola existencia de la nube que lleva sunombre, de la que proceden todos loscometas de largo período. Por otraparte, y a partir de la observación delas colas de los cometas, LudwigBiermann predijo en 1951 la existenciade un viento solar continuo, cuya inte-racción con los gases emitidos delcometa provocaba las colas de plas-ma.

Las imágenes de cometas revelan cla-ramente las diferentes colas presen-tes, generalmente una cola de polvo yotra cola iónica (Fig. 1). En general, laobservación con filtros en el azul per-mite observar claramente la cola ióni-

ca, ya que la mayor parte de las emi-siones gaseosas se concentra en lasregiones azul y ultravioleta del espec-tro, tales como las debidas al CO+,CO2+, H2O+, OH+, CH+, y N2+.Estas colas iónicas suelen mostrarmuchos detalles, tales como estructu-ras espirales y lazos, que se muevencon velocidades entre 10 km/s cercadel núcleo hasta 250 km/s en la partemás lejana de la cola, de manera quesu aspecto es muy cambiante en pocotiempo (Fig. 2). Las observaciones con filtro rojo per-miten aislar únicamente la cola depolvo, que se observa como conse-cuencia de la dispersión de luz solarpor las partículas expelidas del núcleocometario. Por ello, está claro que delanálisis de las colas de polvo cometa-rias se debe poder extraer algunainformación de las propiedades de laspartículas. Dado que dichas partículascontienen información de la primitivanebulosa solar, el estudio del polvocometario no es sólo importante parael estudio de los cometas en sí mis-mos, sino que también lo es para el

Fig.1 Imágenes del cometa West 1975 (izda.) y del Hale-Bopp (dcha.) quemuestran claramente la cola iónica (en azul oscuro), que apunta directa-mente a la dirección del Sol, y la cola de polvo (colores blanquecinos).La fotografía del cometa West fue obtenida por John Laborde. La foto-grafía del Hale-Bopp fue obtenida por Akira Fujii.

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estudio de la evolución del SistemaSolar. Ya en el año 1836, Friedrich W.Bessel demostró la acción repulsivadel viento solar sobre las partículas depolvo del cometa, y Feodor A.Bredikhin algunos años más tardemejoró la teoría, pero no fue hasta elaño 1968 cuando Michael Finson yRonald Probstein (Finson y Probstein,1968) desarrollaron su modelo paraexplicar el brillo de las colas cometa-rias. Según estos autores, las partícu-las de polvo, después de ser liberadasde la superficie del núcleo y acelera-das por el gas en expansión, alcanzanuna velocidad terminal, y se encuen-tran sometidas, esencialmente, a dosfuerzas, la gravedad solar y la presiónde radiación solar. Estos autores obtu-vieron unas expresiones para el brillode la cola, dependiendo de una seriede parámetros como la función de dis-tribución de tamaños de las partículasemitidas y sus velocidades terminales.De esta manera pudieron reproducircon bastante precisión las isofotasobservadas del cometa Arend-Rolanden diferentes fechas (Fig. 3).

La teoría de Finson-Probstein fue apli-cada con éxito a varios cometas poste-riormente, como el Bennett 1970II y elSeki-Lines 1962III. Mediante estateoría se pueden deducir parámetrosmuy importantes relativos a la física delos cometas tales como la tasa de pro-ducción de polvo en función del tiempolo que, unido a las tasas de producciónde gases, permite deducir la razón depolvo a gas. Más tarde, Kimura Hiroshiy Liu Cai-pin (1977) demostraron quela aproximación de la expansión esféri-camente simétrica de las partículas deFinson y Probstein era una buena

hipótesis sólo para tiempos cortos des-pués de la emisión de las partículas.Posteriormente, Marco Fulle (1989)desarrolló un nuevo método numéricosegún el cual la órbita de cada granode polvo expelido de la superficiecometaria se calcula de una manerarigurosa con las correspondientesecuaciones de Kepler, evaluando loselementos orbitales en función de lavelocidad con que la partícula es emiti-da y del cociente entre la fuerza deradiación solar y la gravedad. Estemodelo ha proporcionado una informa-ción muy detallada sobre las partículascometarias en una amplia variedad decometas (véase, por ejemplo, Fulle,2000).

Un fenómeno de particular interés queaparece en algunas colas de polvo esel de una especie de anticola en direc-ción al Sol. Por ejemplo, en la Fig. 3,en la parte izquierda, se observa laanticola que mostró el cometa Arend-Roland en esas fechas particulares deobservación. La interpretación clásicade esta anticola atribuye el fenómeno ala emisión de partículas relativamentegrandes, con velocidad respecto alnúcleo prácticamente nula, en unestrecho intervalo de tiempo muy ante-

rior a la fecha de la observación.Kimura y Liu (1977) proporcionaronuna explicación alternativa, y demos-traron que estas estructuras son fácil-mente detectables únicamente cuandola Tierra está muy cerca del plano orbi-tal del cometa, es decir, que se trataesencialmente de una cuestión deperspectiva. Las estructuras de tiponeck-line más espectaculares fotogra-fiadas hasta la fecha corresponden alcometa Hale-Bopp (Fig. 4 y portada)en enero de 1998, cuando la Tierraestaba muy cerca del plano orbital delcometa.

El análisis de estas estructuras neck-line es muy revelador, ya que propor-ciona datos directos sobre la velocidadde las partículas que salen del núcleoy de su distribución de tamaños. MarcoFulle ha realizado estudios sobre estasestructuras neck-line que han apareci-do en diversos cometas, como elAustin 1990V, el Bennett 1970II, o elgran cometa de 1910, el C/1910I, apartir de una serie de placas fotográfi-cas obtenidas en el ObservatorioLowell.

La atención ahora está centrada sobreel cometa 46P/Wirtanen, que es obje-

“Las colas de polvo delos cometas contieneninformación sobre laprimitiva nebulosa

solar y su estudio pro-porciona datos sobreel origen y evolución

del Sistema Solar”

Fig.2 Fotografías del cometa C/1959IXMrkos obtenidas con la cámara Schmidt(48 pulgadas) del Observatorio MontePalomar, California, USA. Obsérvese elaspecto cambiante y los detalles de laestructura de la recta cola iónica quecontrastan con la curvada cola de polvo.Adaptado de Brandt y Chapman (1981).

4Fig.3 Isofotas medidas (línea discontinua) y calculadas por Finson y Probstein(línea continua) para el cometa Arend-Roland en el día 27 de Abril de 1957 (gráfi-ca de la izquierda) y en el día 3 de Mayo de 1957 (gráfica de la derecha). Adaptadode Finson y Probstein, 1968.

tivo de la sonda espacial Rosetta, cuyolanzamiento está previsto en enero de2003, en la que el IAA participa en dosde sus instrumentos, la cámara OSI-RIS y el analizador de partículasGIADA.* El encuentro con el cometase espera para el año 2011. Mientrastanto, se va a continuar realizandomodelos numéricos para la determina-ción de las propiedades físicas delpolvo, así como modelos hidrodinámi-cos para la caracterización de las pro-piedades del gas y la topografía delnúcleo basados en observaciones pre-vias del cometa. Junto a esos modelosnuméricos, se van a realizar medidasde laboratorio de las propiedades dedispersión de luz producida por mues-tras de polvo análogo al existente enlos cometas, lo que resultará esencialpara determinar la estructura de laspartículas cometarias.

Bibliografía.Brandt, J.C. y Chapman, R.D.Introduction to Comets. Cambridge Univ.Press, 1981.Finson, M. y Probstein, R. Ap. J. 154, 327,1968.Fulle, M. Astron. Astrophys. 217, 283,1989.Fulle, M. Icarus, 145, 239, 2000.Kimura, H. y Liu, C.-P. Chin. Astron. 1,235, 1977.

* Véanse los números 1 (p. 14) y 5 (p.15)de nuestra revista IAA. Con el artículo enedición, el lanzamiento de Rosetta hasido aplazado.

Fernando Moreno (IAA)

Hasta donde sabemos, la existenciade vida es imposible sin agua. El

agua (véase Fig. 1), elemento indis-pensable para transportar y asimilarlos nutrientes en la sangre, constituyeel 60% del peso corporal en el serhumano. Una persona puede vivir másde cuarenta días sin comida, pero sólounos cinco días sin agua. Así, cuandopensamos en vida, resulta inevitablepensar en agua. Sabemos que en laTierra podemos encontrar al agua ensus tres diferentes estados, pero,¿existe en otras partes del Universo?

Más allá de nuestro espacio inmediato

En 1996, la nave espacial Clementinay en 1998 el Explorador Lunar repor-taron datos que sugerían la presenciade pequeñas cantidades de hielo enalgunos cráteres de la Luna. ElExplorador Lunar había inferido lapresencia del hielo mediante el estu-dio de los neutrones que se producencuando los rayos cósmicos (partícu-las que viajan por el espacio a veloci-dades cercanas a la de la luz) chocancon la Luna. Si hubiese hielo bajo lasuperficie lunar, su hidrógeno absor-bería fuertemente los neutrones produ-cidos por los rayos cósmicos. Así, unareducción en la emisión de neutronesimplicaría la presencia del hielo.

¿Cómo habría logrado permanecereste hielo en las inclementes condicio-nes lunares? La luz del Sol lo derretiríay, como la Luna no tiene atmósfera, lafalta de presión provocaría la transfor-mación del agua en vapor. Finalmente,la baja gravedad de la Luna no podríaimpedir que el vapor de agua se per-diera en el espacio exterior. Pero en

los polos lunares existen cráteres conregiones permanentemente sombríasdonde el hielo podría conservarsemiles de millones de años. La NASA,en 1999, decidió estrellar el ExploradorLunar -una nave que se mantuvo enórbita alrededor de la Luna durante unaño- en una de estas regiones perma-nentemente sombreadas. Desde másde una docena de telescopios en laTierra se realizaron observacionesmuy sensibles para buscar las emisio-nes del hidroxilo (el OH, una moléculaque se produce cuando, por la explo-sión de un choque, la molécula deagua pierde uno de sus dos átomos de

Fig. 4 Imagen del cometa Hale-Bopp el 5 de Enero de 1998, a 3.8 UA del Sol (posperihelio), que muestra claramente la estructura neck-line, una línea estrecha a lo largo del plano orbital del cometa. El "aguijón" hacia el Sol, visible en la parte inferior de la fotografía, esparte de esa estructura neck-line. La longitud total de la estructura recogida por la imagen es del orden de 35 millones de kilómetros.Fotografía cortesía de ESO; observador Guido Pizarro.

Fig. 1 El agua es una moléculaformada por dos átomos dehidrógeno (representados por lasesferas blancas) y uno deoxígeno (representado por laesfera roja).

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Recientes hallazgosRecientes hallazgosindican una presenciaindican una presenciade agua en el espaciode agua en el espaciomás abundante de lomás abundante de lo

que se creía. Dosque se creía. Dosastrónomos mexicanosastrónomos mexicanos

que participaron conque participaron coninvestigadoresinvestigadores

españoles en estosespañoles en estosdescubrimientos reladescubrimientos rela --

tan la historia.tan la historia.

AGUA EN EL UNIVERSOAGUA EN EL UNIVERSO

hidrógeno). Desafortunadamente,estas emisiones no se detectaron, conlo que la existencia de hielo en la Lunaquedó sin comprobación.

¿Dónde hay agua?Varias misiones espaciales han estu-diado los polos de Marte y fotografiadoregiones (véase Fig. 2) formadas prin-cipalmente por dióxido de carbono -loque llamamos "hielo seco"- y tambiéncon una parte de agua sólida. Las foto-grafías no permiten inferir la presenciade hielo, pero en combinación conestudios de la radiación infrarroja emi-tida y reflejada por esas zonas sí esposible hacerlo. También se sabe quela atmósfera marciana contienepequeñas cantidades de vapor deagua. Aunque en la actualidad Martees demasiado frío para albergar agualíquida, la existencia de hondonadas ycanales en su superficie sugiere que lahubo en el pasado (véase Fig. 3).

También se ha especulado que otroscuerpos del Sistema Solar, comoEuropa -uno de los satélites de Júpiter-,pudieran contener agua líquida bajo susuperficie, y existen pruebas de la pre-sencia de agua en los meteoritos. Unode ellos, que cayó en Texas en 1998,contiene gotas microscópicas de agualíquida (véase Fig. 4) que quedó atra-pada en los cristales que forman elmeteorito. Los meteoritos se formaronhace 4500 millones de años, junto con

el Sol y los planetas, y es sorprenden-te que estas pequeñísimas gotas deagua hayan permanecido atrapadasahí todo este tiempo.

Fuera del SistemaSolar

Las enormes distancias que nos sepa-ran de las estrellas impiden su obser-vación directa y el análisis de su luz yotras radiaciones se imponen comotécnicas de investigación. Afortuna-damente, cuando el agua se encuentraen estado gaseoso emite ondas deradio con una longitud característica de

1.35 cm y pueden ser detectadas yestudiadas con los radiotelescopiosterrestres. Más aún, esta emisión natu-ral ocurre en el modo máser, o sea quelas señales pueden ser bastante inten-sas. Cuando una fuente emite enmodo máser, un fotón inicial se amplifi-ca exponencialmente al viajar por elgas que forma la fuente. En 1969 ungrupo de astrónomos, encabezadospor el Premio Nobel de Física CharlesTownes, detectó por vez primera unaemisión máser de vapor de agua entres nubes cósmicas donde se estánformando estrellas. Desde entonces, laemisión máser del vapor de agua se haestudiado exhaustivamente usandodistintos radiotelescopios, como elVery Large Array (véase Fig. 5).Recientemente, uno de los autores(Luis F. Rodríguez), en colaboracióncon investigadores del IAA, IEEC yLAEFF, utilizó un nuevo y poderosísi-mo instrumento para estudiar en grandetalle el vapor de agua en la región deformación de estrellas llamada CefeoA, a 2000 años luz de la Tierra. El ins-trumento utilizado, el sistema de radio-telescopios VLBA (siglas del nombreen inglés Very Long Baseline Array),está compuesto por diez radiotelesco-pios, cada uno de 25 metros de diáme-tro, situados uno en Hawai, otro en St.Croix (Islas Vírgenes) y los ocho res-tantes en los Estados Unidos. Los diez

radiotelescopios, manejados por con-trol remoto, funcionan conjuntamente yconsiguen una resolución angular(capacidad de distinguir detalles muypequeños) doscientas veces mejor quela que obtiene el telescopio espacialHubble. Este instrumento permitió des-cubrir una burbuja de vapor de aguaexpelida por una protoestrella -oembrión estelar- en la región estudiada(véase Fig. 6). La geometría esféricade esta burbuja resultó sorprendente,ya que se creía que si las protoestre-llas expulsaban gas lo hacían con geo-metría bipolar (o sea, en forma de doschorros antiparalelos); de hecho, aúnno existe explicación para la burbuja,que se expande a una velocidad de36000 kilómetros por hora y tiene untamaño de 18000 millones de kilóme-tros, comparable al de nuestro SistemaSolar. La burbuja, con un espesor deuna centésima de su radio, se parece auna pompa de jabón, aunque el aguase encuentra en forma gaseosa y nolíquida, y alberga en su centro unaestrella muy joven, cuyas característi-cas empiezan a estudiarse.

Aunque la presencia de vapor de aguaresulta común en la cercanía de lasestrellas jóvenes (la superficie de lasestrellas es generalmente demasiadocaliente para que el agua sobreviva ahíy más bien se encuentra rodeando a la

Fig. 2 El polo sur marciano,cubierto de hielos de dióxido decarbono y agua.

Fig. 3 La presencia de canales yhondonadas en la superficie mar-ciana sugiere que pudo haberexistido agua líquida en el pasado.

Fig. 4 Fotografía del meteoritoque tiene atrapadas gotitas deagua en sus cristales.

“Resulta reconfortantesaber que las molécu-las más importantes

para la vida existen enotras partes de nues-

tro Universo”

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estrella), lo que hace notable a la bur-buja es su forma. Por lo general, lasestrellas adultas se tornan demasiadocalientes para que el agua permanez-ca en ellas y ésta reaparece de mane-ra importante antes de la muerte de laestrella. Aunque se creía que las estre-llas moribundas destruían toda el aguaque pudiera rodearlas, recientementeuno de los autores (Yolanda Gómez),junto con investigadores del IAA eIEEC, encontraron vapor de agua enlos alrededores de una estrella agoni-zante, denominada K3-35, que seencuentra en la fase de nebulosa pla-netaria. No obstante su nombre, unanebulosa planetaria no tiene nada quever con planetas: se forma cuando unaestrella del tamaño de nuestro Solagota su combustible, aumenta sutamaño cientos de veces y se convier-te en una gigante roja. Luego comien-za a contraerse y calentarse hasta queioniza (arranca electrones a los áto-mos) el gas que expulsó durante suetapa de gigante roja y que formaráuna espectacular cáscara brillantealrededor de la estrella moribunda, queconstituye el núcleo de nebulosa pla-netaria (véase Fig. 7). Aunque el aguay otras moléculas son abundantes enlas envolventes de las gigantes rojas,en la fase de nebulosa planetaria laintensa radiación del núcleo destruyeprogresivamente estas moléculas,entre ellas el agua, y las rompe en susátomos componentes. La detección deagua en K3-35 ha sido un resultadosorprendente que sugiere que se tratade una nebulosa planetaria tan jovenque la radiación del núcleo aún no hatenido tiempo de destruir todas lasmoléculas a su alrededor. El vapor deagua fue encontrado en una especiede disco que rodea el núcleo (25.000millones de km) dos veces mayor quela órbita de Plutón alrededor del Sol.La gran sorpresa fue no sólo encontraragua en las cercanías del núcleo este-lar, sino también en dos regiones dia-metralmente opuestas de la nebulosaa 750.000 millones de km del centro de

la estrella, que coinciden con las pun-tas de los dos chorros de gas que par-ten de la estrella. Aunque las estrellasde las que hemos estado hablandoestán a sólo unos miles de años luz dela Tierra, ha sido posible, gracias a quela emisión en radio (con longitud deonda de 1.35 cm) está amplificada porel proceso máser, detectar vapor deagua en las galaxias externas, que sehallan a cientos y miles de millones deaños luz (véase Fig. 8).

En resumen, el agua abunda en elUniverso. Los astrónomos estamosaún lejos de encontrar un planetacapaz de albergar vida alrededor deotra estrella, pero resulta reconfortantesaber que la molécula más importantepara la vida existe en otras partes denuestro Universo, aun en regionesdonde se consideraba improbable quese conservara.

Luis F. RodríguezYolanda GómezUNAM (Morelia, México)

Fig. 5 El Very Large Array se utiliza frecuentemente para estudiarla emisión máser del vapor de agua.

Fig. 6 Montaje con ampliaciones sucesivas de burbujas deagua descubiertas en Cefeo A.

Fig. 7 Imagen óptica de una nebulosa planetaria comúnllamada la «nebulosa del anillo» (M57). Se encuentra a2000 años luz de nosotros en la Costelación de la Lira.

Fig. 8 Imagen de radio de lanebulosa planetaria K3-35,tomada con el VLA. Los coloresindican intensidad; el rojo esmás fuerte y el azul más débil.El agua fue detectada en lascercanías del núcleo y de laspuntas de los chorros de gas.

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Esta sección está abierta a las opiniones del lector que desde aquí queda invitado a expresar. Los artículos deben dirigirse a revista@iaa.es.8

SOBRE LA ENSEÑANZA DE LA CIENCIA EN LAEDUCACIÓN SECUNDARIA

En los últimos meses se ha desencadenado un debate social como consecuencia de la presentación a trámite de la leyde calidad de la enseñanza. Entre otros aspectos se ha centrando la atención en el nivel de adquisición de contenidosde los alumnos en la etapa secundaria obligatoria. Pretendemos resaltar aquí algunas de las dificultades con las quenos enfrentamos en la enseñanza de las ciencias en la educación secundaria.

"La verdadera ciencia enseña, por encima de todo, a dudar y a ser ignorante" (Unamuno).

En etapas tempranas los niños y niñas afrontan el aprendizaje en su mayor parte desde la experimentación, se enfren-tan a multitud de problemas cotidianos que les permiten manipular y construir su propio conocimiento. Es esta unacaracterística del aprendizaje en su etapa concreta, que se extiende hasta que adquieren capacidad de formalización.La teoría constructivista del aprendizaje pretende abordar éste desde la anterior perspectiva. Sin embargo, tanto en laeducación primaria, como en secundaria obligatoria (12-16 años), encontramos algunas dificultades:

- La construcción del aprendizaje a través de la experimentación es un proceso lento y que debe respetar los rit-mos de cada alumno.

- Limitaciones de medios, material y profesorado de apoyo que no favorecen la realización de experiencias en gran grupo.

- Formación específica del profesorado.- En la misma aula conviven alumnos con diversidad de capacidades (capacidad de actuación ante un conteni-

do o actividad concreta) y motivaciones (este aspecto también se presenta en educación primaria pero en secundaria obligatoria es más extremo).

En lo referente al tratamiento metodológico, basando la educación sólo en el conocimiento de un cúmulo de teorías esta-blecidas, estaríamos inhibiendo el desarrollo de la propia ciencia y dificultando su comprensión. Debemos por tanto,combinar teorías con actitudes y técnicas propias de la actividad científica. Bien podríamos decir "no sólo se debeaprender ciencia; también se debe aprender a hacer ciencia". Aún así, son notables las experiencias que se están lle-vando a cabo por muchos maestros y maestras, profesores y profesoras concienciados por acercar la ciencia a susalumnos y no sólo la teórica, es decir, " hacer ciencia para aprender ciencia".

En cuanto a los diseños curriculares, como consecuencia de la búsqueda de la renovación metodológica en la enseñan-za de las ciencias y en aras de la construcción de un conocimiento de calidad no superficial, se requería una reducciónde los contenidos a tratar. Así, en los diseños curriculares de primaria y secundaria algunos contenidos fueron relega-dos a cursos posteriores, incluso algunos desaparecen (también otros se refuerzan). En cualquier caso no son signifi-cativos estos cambios de forma que podamos afirmar que los niveles de consecución de contenidos han disminuido.Sin embargo, determinadas decisiones curriculares sí que pueden afectar al nivel de formación. El carácter optativo deasignaturas como Física y Química o Técnicas Experimentales de 4° de ESO provoca que algunos alumnos de 1° deBachillerato no las hayan cursado, lo que afecta sin duda a los ritmos que se pueden establecer en Bachillerato.

El problema en Bachillerato es más evidente. Es frecuente que al hablar con profesores de Universidad, nos planteendéficits llamativos en determinadas áreas, sobre todo en Matemáticas y Física. Esto es posible, dependiendo del itine-rario elegido al cursar Bachillerato. En segundo curso de Bachillerato de Ciencias, se establecen dos itinerarios, el deCiencias e Ingeniería, 2° BCI, y el de Ciencias de la Naturaleza y la Salud, 2° BCNS. El primero tiene como asignatu-ras específicas Matemáticas y Física, el segundo tiene como específicas la Química y la Biología (no tienenMatemáticas ni Física). Dependiendo de las posibilidades del centro pueden cursar como optativas en cada itinerarioalguna específica de otro itinerario, pero no necesariamente. Esto hace que alumnos que quieran estudiar Química oBiología se inclinen por el itinerario de la salud y presenten deficiencias serias en Matemáticas y Física. Alumnos quequieran estudiar Física en la Universidad, generalmente no han cursado Química en 2°BCI. La administración cons-ciente de este problema, diseñó una posible solución: cursar asignaturas específicas de dos itinerarios de forma simultá-nea, la llamada doble vía, pudiendo examinarse en la prueba de acceso a la Universidad por ambos itinerarios.Claramente presenta mayor dificultad para nuestros alumnos, aunque se beneficien de una formación más completa, yorganizativamente para los centros supone un desajuste importante. Actualmente el porcentaje de alumnos que cursanla doble vía es mínimo.

Por tanto, el problema de los niveles en ciencias en Bachillerato no es tanto una cuestión de contenidos, si no más biende orientación a la hora de elegir el itinerario más conveniente y de responsabilidad a la hora de seguir dichas orienta-ciones.

Pedro Ariza Sánchez. Profesor EE.MM. Colegio Sagrada Familia (Úbeda)

¿Podrías resumirnos los temas científicos principalesen los que has trabajado a lo largo de tu carrera?

Mis intereses principales en investigación (en Astronomía)se recogen bajo el amplio paraguas de la cosmología obser-vacional. He pasado la mayoría de mi vida profesional obte-niendo, analizando e interpretando espectros de cuásares.Mi motivación ha sido obtener de ellos la información queproporcionan sobre el gas, las galaxias y el medio interes-telar que hay entre ellos y nuestra propia galaxia. Para laconsecución de este objetivo, en algunos momentos heestado implicado en el desarrollo de nueva instrumentaciónastronómica especialmente diseñada para este tipo deobservaciones. En los últimos diez años también me hededicado a la búsqueda de galaxias de alto corrimiento alrojo, las cuales finalmente hemos aprendido a identificardirectamente, y su relación con las galaxias que actualmen-te están formando estrellas de forma activa. Sigo mante-niendo mi interés en el estudio del medio interestelar cerca-no, que supuso mi puesta de entrada en la investigaciónastronómica.

Estudias el Universo a alto corrimiento al rojo a travésde los espectros de cuásares. ¿Cuáles considerascomo los descubrimientos fundamentales en los últi-mos diez años en este campo?

¡Ha habido muchos! Quizás uno de los descubrimientos queha generado el mayor interés, tanto fuera como dentro de lacomunidad dedicada al estudio de las líneas de absorciónen cuásares, obtenido recientemente, se refiere al hecho deque el llamado "Bosque de Lyman α" sea completamenteopaco a corrimientos al rojo alrededor de seis. A desplaza-

mientos al rojo más bajos, hay aún regiones en las que laabsorción no es total entre las numerosas líneas de absor-ción de Lyman α . Estas regiones nos dicen que el Universoya no es fundamentalmente neutro a esos corrimientos alrojo, sino que está reionizado por la primera generación deestrellas, galaxias y cuásares. Sin embrago, los espectrosde los cuásares a mas alto corrimiento al rojo, descubiertosen el SLOAN Digital Sky Survey (barrido digital del cieloSloan), no muestran estas regiones, sino que son comple-tamente opacos a longitudes de onda por debajo de lacorrespondiente a la línea de emisión de Lyman α del cuá-sar. Esto quiere decir que no recibimos luz del cuásar aestas longitudes de onda, porque está absorbida íntegra-mente por el medio intergaláctico. Esto implica que el corri-miento al rojo de seis, es decir, hace aproximadamente13500 millones de años, o 1000 millones de años despuésdel Big Bang, marca el final de la época de reionización. Esmuy emocionante haber sido capaces de alcanzar uno delos pilares en la evolución de nuestro Universo con la ins-trumentación disponible en la actualidad.

¿Cuáles crees que son las principales cuestiones quequedan aún por resolver?

Con relación a la época de reionización, todavía no sabe-mos exactamente cuáles son las fuentes que la producen.El seguimiento de la evolución en densidad espacial degalaxias y cuásares a desplazamientos al rojo mayores quecinco debería proporcionarnos la respuesta. Identificar lasprimeras estructuras que se formaron es un objetivo aúnmás deseable. Tal vez puedan reconocerse por sus super-novas o explosiones de rayos gamma, pero es muy proba-ble que haya que buscarlas a longitudes de onda infrarrojas.

Investigador en el Instituto deAstronomía de Cambridge

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Entrevista al

Prof. MAX PETTINI

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¿Qué ha supuesto la utilización conjunta de grandestelescopios y simulaciones numéricas o semianalíticaspara la comprensión del Universo a alto corrimiento alrojo?

Los dos van realmente de la mano. Ni la cosmología obser-vacional ni la computacional habrían podido progresar tantocomo lo han hecho en los últimos diez años de no habersido así. Las simulaciones cosmológicas han contribuidorealmente a descifrar la información proporcionada por laespectroscopía de cuásares con líneas de absorción que,después de todo, es un método algo indirecto para observarel Universo lejano. Al mismo tiempo, las observacionesestán continuamente poniendo a prueba la teoría. Un ejem-plo reciente es el descubrimiento de que galaxias y mediointergaláctico a corrimiento de 3 están mucho más interrela-cionados de lo que las simulaciones habrían predicho. Laestructura del medio intergaláctico aparece afectada deforma significativa sobre volúmenes relativamente grandesalrededor de las galaxias, por procesos energéticos asocia-dos con la formación estelar que tiene lugar en dichas gala-xias.

¿Qué instrumentación de nueva generación considerasnecesaria para atacar los problemas pendientes?

Los espectrógrafos multiobjeto que operen a longitudes deonda del infrarrojo próximo son uno de los siguientes pasosen la lista de enormes avances a los que estamos asistien-do desde los últimos diez años. Observaciones muy profun-das que cubran un amplio rango en longitudes de onda,tales como las que están planificadas en el proyectoGOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) sinduda permitirán desplazar nuestro horizonte cósmico hastadistancias más lejanas y tiempos más cercanos al origen delUniverso de los que podemos estudiar hoy. Sin embargo, escada vez más evidente que, para estudiar en detalle la natu-raleza de los primeros objetos que se formaron en elUniverso, incluso la potencia colectora de los telescopiosmás grandes que existen es insuficiente. Será necesario eluso conjunto de la instrumentación que se está planificandoen este momento: telescopios ópticos e infrarrojos de unos30 metros de diámetro, el nuevo telescopio espacial (NGST,New Generation Space Telescope) y ALMA (Atacama LargeMillimiter Array).

¿Cuál es tu opinión sobre la información que propor-ciona el estudio de galaxias cercanas?

¡Es absolutamente esencial si se quiere entender lo quevemos en el Universo lejano! En los últimos años estamospresenciando un diálogo creciente entre los astrónomosestelares y extragalácticos, entre los que estudian la com-posición química de estrellas cercanas y los que se pregun-tan cuestiones similares en líneas de absorción de cuása-res, entre expertos en el campo de las estrellas tempranasy galaxias con brotes de formación estelar y aquellos quebuscan sus contrapartidas a alto corrimiento al rojo.Tenemos mucho que aprender unos de otros.

Nos has dado un curso de dos semanas muy interesan-te sobre líneas de absorción en cuásares. ¿Qué reco-mendaciones darías a los estudiantes que están empe-zando a trabajar en Astronomía? ¿Y en el campo con-creto de los cuásares con líneas de absorción?

Las dos semanas en Granada han sido muy divertidas yproductivas; estoy muy agradecido al Instituto por su ama-ble invitación y hospitalidad. Con respecto a los estudiantesque comienzan su carrera en Astronomía, mi respuestasería ``Elige un tema de investigación que te apasione, porel que sientas un interés y atracción instintivas''. Para res-ponder a la segunda pregunta, diría ``Mantén tus horizontescientíficos abiertos, no te concentres en un campo limitado,demasiado especializado''.

Isabel Márquez (IAA)

He pensado mucho en todos estos ``favoritos'',pero no he podido encontrar ``ganadores'' claros.Quizás porque me gusta la variedad en la vida.

Algunas de sus preferencias personales

REIONIZACIÓN: Tras el Big Bang, la tem-peratura del Universo era tan alta quetodo el gas presente se encontraba ioni-zado (es decir, los electrones estabanseparados de sus núcleos). A medida queel Universo se fue expandiendo, se enfria-ba y tornaba más opaco, de modo que loselectrones empezaron a recombinarsecon los núcleos para dar átomos neutros.Una vez que se formaron las galaxias ylos cuásares, y en torno a las estrellasrecién nacidas, se alcanzaron de nuevotemperaturas suficientes para ionizar elgas que las envuelve, lo que se conocecomo "era de la reionización".

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BOSQUE DE LYMAN ALFA: Imaginemosel Universo como un bosque, donde losárboles son nubes de hidrógeno queabsorben la luz de objetos distantes comolos cuásares. Esta absorción se detectaen el espectro del cuásar como una dis-minución brusca en la luz que emite en laposición del espectro correspondiente a latransición de Lyman Alfa, pero desplaza-da hacia el rojo, tanto más cuanto máslejano sea el objeto que absorbe. Dadoque en la línea de visión entre nosotros yun cuásar lejano se encuentra gran canti-dad de estas nubes a diferentes distan-cias, en el espectro del cuásar aparecentantas líneas de absorción como nubeshaya entre el cuásar y nosotros.

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LA LUZ Y LOS COLORESLA LUZ Y LOS COLORESDE LAS NEBULOSAS PLANETARIASDE LAS NEBULOSAS PLANETARIAS

Fig. 1: Imágenes de la nebulosaplanetaria en la luz del [OIII], Hααy [NII]. Cada imagen es un refle-jo de las condiciones físicas enlas diferentes regiones de lanebulosa. La estrella centralque ilumina Sh2-71 se puededistinguir en su centro geomé-trico.

Fig. 2: Asignación de colores alas imágenes de la Figura 1.[OIII] en azul, Hαα en verde y [NII]en rojo.

Fig. 3: Imágenes RGB de Sh2-71 obte-nidas combinando con diferentesparámetros las tres imágenes indivi-duales de la Fig. 2. Con la combina-ción del rojo, verde y azul es posibleobtener todos los colores accesiblesal ojo humano y, de esta forma, teneruna idea de cómo vería cualquiera denosotros la nebulosa.

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Las nebulosas planetarias son envol-turas gaseosas brillantes que rode-

an una estrella al final de su vida. Sunombre se debe sólo a su apariencia,pues estos objetos nada tienen que vercon planetas. La envoltura gaseosa esla atmósfera de la estrella central quefue expulsada cuando ésta era unagigante roja, justo antes de convertirseen nebulosa planetaria. Al expulsar laatmósfera, las capas más internas ycalientes de la estrella van quedandoal descubierto. Cuando la temperaturasuperficial de la estrella alcanza unos30.000 grados, la radiación estelartiene suficiente energía para separarlos electrones de los átomos, procesoconocido como ionización, y a los áto-mos así procesados se les llama iones.En esta mezcla de iones y electroneslibres existe la probabilidad de que loselectrones sean atrapados por losiones, y conviertan su energía cinética(de movimiento) en radiación (luz). Delmismo modo, un electrón, una vezatrapado, puede caer a niveles deenergía atómica menor y liberar suenergía radiativamente. La luz emitidade esta forma tiene una longitud deonda (color) característica del átomo oion y de los niveles de energía implica-dos y una intensidad que depende dela composición química y de las condi-ciones físicas de la envoltura como sonel grado de ionización, la temperaturay la densidad.

Las condiciones físicas varían dentrode una nebulosa planetaria. Esto impli-ca que la luz emitida por las transicio-nes atómicas de diferentes iones o áto-mos puede verse favorecida en algu-nas regiones y desfavorecida en otras.En consecuencia, la apariencia de unanebulosa planetaria puede dependerdel elemento químico cuya transiciónatómica produce la luz que se observe.En la Fig.1 mostramos imágenes de lanebulosa planetaria Sh2-71 obtenidascon el telescopio de 1.5 m delObservatorio de Sierra Nevada. Sehan utilizado tres filtros: un filtro queaísla la luz del oxígeno dos veces ioni-zado (es decir, un átomo de oxígeno alque le faltan dos electrones), denotado[OIII]; un filtro que permite observar laluz que emite el hidrógeno, denotadoHα; y, finalmente, un filtro que aísla laluz que emite el nitrógeno una vez ioni-zado, [NII]. La apariencia de Sh2-71 esdiferente en los tres filtros. La luz del[OIII], un ion de alta ionización y altaexcitación, proviene de las regiones dela envoltura más próximas a la estrellacentral. En [NII], un ion de baja ioniza-ción, podemos ver regiones más aleja-das de la estrella central. En Hα, lanebulosa presenta una apariencia amedio camino entre el [OIII] y el [NII].

Las imágenes obtenidas directamentedel telescopio no tienen color, pode-mos decir que son grises, combinaciónde blanco y negro. Sin embargo, con

imágenes en tres longitudes de onda(colores) es posible reconstruir unaimagen RGB (del inglés Red-Green-Blue, Rojo-Verde-Azul) que simula loscolores con los que nuestro ojo vería lanebulosa. Si asignamos el azul a [OIII],el verde a Hα y el rojo a [NII], tal comose muestra en la Fig. 2, y combinamosestas imágenes, obtenemos las dosimágenes RGB de la Fig. 3. La diferen-cia de intensidad entre las regionesmás intensas y más débiles de lanebulosa es elevada y una sola combi-nación de las imágenes individualespuede no ser suficiente para visualizartodas las estructuras nebulares. Paramostrar las regiones más débiles esnecesario saturar el color en regionesbrillantes. Los detalles se pierden en elcentro pero se ponen de manifiesto enlas regiones débiles.

En la imagen RGB vemos que lasregiones más internas de Sh2-71 sonazuladas, lo que indica una alta excita-ción ([OIII]), mientras que en las másexternas prevalece el rojo ([NII])correspondiente a baja excitación. Enlas regiones intermedias, podemos dis-tinguir filamentos, grumos y condensa-ciones con diversas tonalidades delamarillo (combinación del rojo y verde)que indican que la luz dominante pro-viene de diferentes contribuciones de[NII] y Hα. Las regiones amarillas alter-nan con otras de color morado/violeta(con contribución del azul) que revelanla presencia de alta excitación. Así, elcolorido observado nos permite inferirla existencia de importantes y comple-jas variaciones de las condiciones físi-cas dentro de Sh2-71.

Como vemos, la información que pode-mos obtener de las nebulosas planeta-rias aislando su radiación es muyimportante ya que nos permite deducirqué procesos ocurren, dónde tienenlugar y cómo varían dentro de la nebu-losa. Otras técnicas, como la espec-troscopía, que separa la luz de losobjetos en sus distintos colores, nospermiten obtener medidas de la tem-peratura y densidad del gas, las abun-dancias químicas y sus movimientosinternos. Todo esto lo conocemos sóloa partir de la luz que recibimos deéstos y otros objetos celestes.

Luis F. Miranda (IAA)

Roberto Vázquez(UNAM, México)

En una reciente carta a la prestigio-sa revista Nature, dos científicos

canadienses y un estadounidensehan publicado el hallazgo de fulgura-ciones de rayos X muy posiblementeoriginadas en el más anómalo de lospúlsares anómalos de rayos X, lo cualha arrojado mucha luz sobre la natu-raleza de estos enigmáticos objetos.

Los púlsares anómalos de rayos X(abreviadamente AXP) son un reduci-do grupo de media decena de objetosdentro de la clase de púlsares derayos X, con periodos de rotación deentre 6 y 12 s y bajas luminosidades(10E35-36 erg/s en la banda X). Elprimero de ellos se descubrió hace 20años, en 1982, y desde entonces seha especulado mucho acerca de cuáles la fuente de energía subyacente.De hecho, a diferencia del resto depúlsares de rayos X, los AXP no pare-cen estar alimentados por energíarotacional o por el acrecimiento demateria de una estrella compañeracomo la que existe en los sistemasbinarios, de ahí su designación como"anómalos".

La mayoría de las propiedades de losAXP son muy similares a la de otrafamilia de objetos aún más exóticos sicabe, las fuentes repetitivas de rayosX (abreviadamente SGR). Pero laspropiedades que definen a los SGR -su emisión en rayos X suaves y susfulguraciones de rayos X- no han sidoobservadas hasta la fecha en la fami-lia de AXP. O, mejor dicho, no lohabían sido, porque el 29 de octubrede 2001 se detectaron dos fulguracio-nes de rayos X provenientes del másanómalo de los objetos de esta fami-lia: el púlsar 1E 1048.1-5937 en laconstelación Carina a unos 8000años luz de nosotros (como mínimo).Estas fulguraciones implicaban unaestrecha relación entre los AXP y losSGR, consistentes con la interpreta-ción más aceptada de que ambas cla-ses de objetos serían "magnetares".

Pero ¿qué es un magnetar? Un mag-netar es una estrella de neutronesaislada y joven, con una edad de tansólo unos pocos miles de años, naci-da con una rotación muy rápida(¡pocos milisegundos!) y cuya emi-sión se debe a la disminución demanera progresiva de un campomagnético extraordinariamente inten-so, del orden de 1014-15 gauss (eldel Sol es de 2 gauss y el de la Tierrade 0.6 gauss). Este debilitamiento delcampo magnético es el que, por unaparte, proporciona el par para ladesaceleración del púlsar subyacenteen los SGR, de tal forma que su rota-ción se va ralentizando, y por otra,origina las fulguraciones en rayos Xsuaves y en X así como su emisiónconstante en el estado quietud. Se hapostulado una explicación similar

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para los AXP, que serían magnetarespero con una actividad más reducida, atenor de sus periodos de rotación simi-lares, ritmos de frenado, ubicación enel plano de la Galaxia y espectro derayos X semejantes al de los SGR enreposo.

La prueba (casi) definitiva de que losAXP y los SGR son primos hermanosllegó el 29 de octubre de 2001, cuandoel instrumento PCA a bordo del satéli-te XTE, bautizado con el sobrenombrede Rossi, * detectó una fulguración derayos X proveniente del campo del púl-sar anómalo AXP 1E1048.1-5937. Unasegunda le seguiría a los 15 días. Lostiempos de subida de las dos fulgura-ciones (20 y 6 milisegundos) claramen-te implicaban que las regiones emiso-ras tenían unas dimensiones inferioresa unos pocos miles de km, lo cual res-tringía su origen a un objeto compacto,como es el caso de una estrella deneutrones, que con unos 15 km de diá-metro es el resultado del colapso deuna estrella unas diez veces másmasiva que el Sol. Al estar la emisiónde rayos X constante confinada a lospolos magnéticos, el objeto emite pul-sos de radiación de rayos X conformeva rotando. En el modelo de magnetarpara los SGR, las fulguraciones derayos X son el resultado de tensionesen la corteza sólida (rica en hierro) delas estrellas de neutrones, inducidaspor el colosal campo magnético exis-tente. Los reajustes en la corteza, amodo de gigantescos seísmos a esca-la global, producen el retorcimiento delas líneas del campo magnético exter-no, liberándose energía y produciendo

la fulguración observada por los ojoselectrónicos de los satélites científicos.

Si es esto realmente lo que está ocu-rriendo, entonces es más probable queen vez de primos hermanos, los SGR ylos AXP sean los mismos sujetos vis-tos en su niñez. Y al cabo de unos10000 años, una vez haya cesado laemisión de rayos X, se convertirán enestrellas oscuras, de rotación rápidaque serán casi imposibles de detectar.Pudiendo ser que incluso conformenhasta el 50% de todas las estrellas deneutrones de la Galaxia. Pero esto es

ya especular demasiado... de momen-to. A buen seguro que el satélite INTE-GRAL nos deparará nuevas pistas enlos años venideros.

Bibliografía:

Gavriil, Kaspi y Woods, Nat 419, 142, 12Septiembre 2002Thompson y Duncan, ApJ 473, 322, 10Diciembre 1996

A. J. Castro-Tirado (IAA)

Figura 2: El número de fotones de rayos X detectados en fun-ción del tiempo para el estallido del 29 de octubre de 2001 enla dirección de 1E1048.1-5937. La resolución temporal es de 1microsegundo.

Figura 3: El frenado del púlsar anómalo 1E1048.1-5937 en losúltimos 20 años. Cortesía de V. Kaspi (McGill Univ., Canadá).

* Bautizado con el nombre de Bruno B. Rossi, (1905-1993), pionero en la astronomía de rayos X junto a Riccardo Giacconi (recientemente galardonado con el Nobel de Física de 2002 por abrir precisamente la ventana observacional de los rayos X a la Astronomía).

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MAGNETARESMAGNETARES

Figura 1. Visión artística de un magnetar, una estrella de neutrones aislada con un campomagnético colosal, aquí representado por las líneas emanando del polo, campo magnéticosuficiente para borrar la banda magnética de una tarjeta de crédito a 300000 km de distancia(el espacio que separa la Tierra de la luna). Un gas caliente, compuesto de electrones y posi-trones, está confinado por las líneas de campo y es calentado a millones de grados emitiendoen rayos-X. Cortesía de R. Mallozi (UA Hunstville, EE.UU.).

ACTIVIDADES DEL IAA CON MOTIVO DE LASEMANA EUROPEA DE LA CIENCIA Y LA

TECNOLOGÍA

Del 4 al 10 de noviembre se celebró la Semana Europea de laCiencia y la Tecnología 2002. El IAA ha participado de formaactiva a través de dos iniciativas:

- Los días 6, 7 y 8 de noviembre se celebraron unas jor-nadas de puertas abiertas que permitieron un acerca-miento de los ciudadanos granadinos a la labor deinvestigación que se desarrolla en el IAA. EstasJornadas incluyeron la proyección de un vídeo divulga-tivo sobre la investigación que se realiza en el Instituto,el acceso a monitores con programas interactivos sobrediversos aspectos del Universo, y la realización deobservaciones astronómicas con el telescopio de divul-gación PETI (http://www.iaa.es/lucas/peti/peti.html)situado en la azotea del IAA. Participaron en estasJornadas unos 600 granadinos.

- En colaboración con el diario IDEAL de Granada, el día 7 denoviembre publicamos un suplemento especial de 16 páginasbajo el título "Una mirada al Cosmos", que proporciona unavisión global del Universo -desde el Sistema Solar hasta susconfines- y de las actividades científicas que se realizan en elIAA (el suplemento está disponible vía Internet en las direccio-nes siguientes http://www.iaa.es/suplemento/portada.html;http://www.ideal.es/waste/primeracosmos.htm). De acuerdocon los estudios de audiencia, se calcula que más de 100.000ciudadanos leyeron el suplemento.

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LANZAMIENTO DE INTEGRAL

El Observatorio Internacional de Rayos-Gamma de laAgencia Espacial Europea (INTEGRAL) fue lanzado pormedio de un cohete Protón el pasado 17 de octubre alas 6:41 (hora peninsular española) desde el cosmódro-mo de Baikonur en Kazajstán. El día 28 de octubre se"encendieron" las dos unidades del Telescopio Europeode rayos-X (JEM-X) en el que participa el IAA. El primerapuntado se produjo en dirección a la constelación aus-tral de Apus (Ave del Paraíso) y las primeras observa-ciones científicas (Cygnus X-1) se han realizado conéxito en la segunda quincena de noviembre. También hafuncionado como se esperaba el monitor óptico OMC, elúnico de los cuatro instrumentos de INTEGRAL lideradopor España (INTA). Más información e imágenes del lanzamiento, etc. en:http://isdc.unige.ch/Newsletter/

Alberto J. Castro Tirado

FUNDACIÓN SPACEGUARD

A finales de mayo de 2002, un grupomultidisciplinar de científicos españo-les decidió constituir la FundaciónSpaceguard Spain, con el objetivo deafrontar de forma seria el problema delas colisiones de asteroides y cometascontra la Tierra, y su adecuada difu-sión al público. Esta es una iniciativaque ya han emprendido algunos otrospaíses y España se suma al esfuerzo.El IAA participa en el SpaceguardSpain por medio de uno de sus inves-tigadores.

José Luis Ortiz

http://www.iaa.csic.es/~lara/iaa/proxseminario.html

24.01.03. Dr. P. James. Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, UK. A new H alphasurvey of star formation in field spiral and irregular galaxies.

24.01.03. Dr. C. Moss. Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, UK. H-alpha survey oflow-redshift cluster galaxies: Contributions to an understanding of cluster galaxy evolution.

15.01.03. Dr. J. Carlos del Toro Iniesta IAA (CSIC), Granada. IMaX: un magnetógrafo para SUNRISE.

26.11.02. Dr. P. González IMAFF (CSIC), Madrid. Presente y Futuro de la Relatividad General.

20.11.02. Prof. G. Tenorio Tagle INAOE, Puebla, México. Supervientos Galácticos.

11.11.02. Prof. R. Tucker Department of Physics, Lancaster University A Cosserat Detector for DynamicGeometry.

7.11.02. Dra. M. Lebron Max-Planck Institute fuer Radioastronomie, Bonn, Germany. Molecular outflows in high-mass star-forming regions: the extreme case of IRAS 20126+4104.

9.10.02. Prof. J. Holtzman. New Mexico State University, USA. The Legacy of the HST for Studies of StellarPopulations in the Local Group.

4.10.02. Dr. L. Jamet. Obs. de Meudon (París). Modelization of the giant HII regions NGC588 and NGC595.

4.10.02. Dr. L. Martins. Univ. Federal de Santa Catarina (Brasil). Investigating the Starburst-AGN connection.

3.10.02. Dr. R. Cid Fernández. Univ. Federal de Santa Catarina (Brasil). The evolution of stars and gas inStarburst galaxies.

2.10.02. Dr. G. Stasinska. Obs. de Meudon (París). Dust: a solution to the temperature fluctuation problem inphotoionized nebula?.

1.10.02. Dr. T. Storchi-Bergmann. Instituto de Física- UFRGS (Brasil). Mass accretion to supermassive black-holes in the nuclei of galaxies.

30.09.02. Dr. H. Schmit NRAO (USA). Jet directions in AGNs.

26.09.02. Dr. S.G. Bhargavi. Indian Institute of Astrophysics, Bangalore, India. Afterglows of gamma-ray bursts.

17.09.02. Prof. G. Dubner. IAFE, Buenos Aires, Argentina. Remanente de supernovas, estrellas de neutrones yel medio interestelar.

SEMINARIOS CELEBRADOS EN EL IAA

LA FORMACIÓN ESTELAR A TRAVÉS DEL TIEMPO.UN CONGRESO EN HOMENAJE A ROBERTO TERLEVICH

Este congreso internacional se celebró durante los días 24 a 28 de septiembre, en los salones del hotelAlixares, en la colina de la Alhambra. Durante esta semana se rindió homenaje a Roberto Terlevich conmotivo de su 60º aniversario. Roberto es uno de los astrónomos hispanoamericanos más reconocidos por su amplia y exitosa carreraprofesional, que viene desarrollando en diversas especialidades astrofísicas, en su mayoría relaciona-das con la formación estelar. Ha colaborado directamente con muchos de los astrónomos más presti-giosos de la comunidad astrofísica española e internacional. El congreso reunió a más de 90 astrónomos representando a 48 instituciones de 15 países, que desa-rrollaron sus presentaciones y discusiones al hilo de los distintos aspectos de la formación estelar através del tiempo.

La semana siguiente, el IAA acogió a una docena de los astrónomos asistentes al congreso, que cele-braron un taller de trabajo sobre la relación entre formación estelar violenta y actividad en núcleos degalaxias.

Más información en http://www.iaa.csic.es/~estela/

Enrique Pérez

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CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/~silbialo/charlas.html

LIBROS DE DIVULGACIÓN

Historia de la Astronomía. Ángel Gómez Roldán (Acento, 2002).Nuestro hábitat cósmico. Martin Rees (Paidos Ibérica, 2002).La sinfonía inacabada de Einstein : escuchando los sonidos del espacio: la astronomía de ondas gravitatorias.Maricia Bartusiak [traducción: María Teresa Bosh] (Océano, 2002).

LIBROS CIENTÍFICOS

Reflejo del Cosmos: atlas de arqueoastronomía del Mediterráneo antiguo. Juan Antonio Belmonte yMichael Hoskin (Equipo Sirius, 2002).

Comentario del Dr. E. Alfaro (IAA): La Arqueostronomía es una disciplina que soporta a muchos detrac-tores; su abordaje por parte de algunos tramposos y arribistas le ha creado una fama de poco rigurosa y espe-culativa, cuando no directamente engañosa. Los astrónomos e historiadores que se dedican a ella con elmismo afán y profesionalidad con que tratarían el estudio de las supernovas o la guerra civil española sonlas primeras víctimas de este entuerto. Por ello hoy me siento feliz de tener en mis manos un libro titulado"Atlas de Arqueoastronomía de Mediterráneo Antiguo" que muestra de una forma deliciosa a la vez que rigu-rosa los principios astronómicos básicos que explican la orientación de los monumentos megalíticos a lo largode la costa del Mediterráneo. Sus autores son reputados astrónomos y arqueoastrónomos que han dedicadomás de diez años a recopilar la completísima información que en él se muestra. El libro está estructuradocomo un cuaderno de viaje decimonónico con fotos y esquemas de cada uno de los monumentos junto a unadescripción de cómo llegar. Los principales aspectos astronómicos de la edificación son expuestos de unaforma sencilla y completa. El formato del libro en rústica, tamaño folio, hace fácil su lectura y permite un buendetalle en las reproducciones fotográficas. El libro puede ser disfrutado por un amplio público.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto o contactando con Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

FECHA CONFERENCIANTE TEMA O TÍTULO TENTATIVO

23 de enero Mariano Moles (IAA) ¿De qué está hecho el Universo?

20 de febrero Jose Carlos del Toro Iniesta (IAA) La naturaleza polarizada: el modelomás bello del mundo

27 de marzo Juan Vicente Pérez-Ortiz La medición del tiempo con relojes de Sol(Círculo Astronómico Mediterráneo)

DIVULGACIÓN ASTRONÓMICA EN INTERNET

Una mirada al cosmos (IAA-CSIC): http://www.iaa.es/suplemento/portada.htmlDivulgación científica (IAC): http://www.iac.es/gabinete/difus/ciencia/dc.htmThe ESO educational office (ESO). Parte del material en Español: http://www.eso.org/outreach/eduoff/ Astronomy for kids: http://www.dustbunny.com/afk/

TESIS DOCTORALES DEL IAA

"Extensiones del álgebra de difeomorfismos y gravedad cuántica" José Luis Jaramillo Martín."Chorros relativistas en núcleos activos de galaxias: hidrodinámica y emisión" Iván Agudo Rodríguez.

CONGRESOS ASTRONÓMICOS EN GRANADA

Mars atmosphere modelling and observations.

Lugar de celebración: Palacio de Exposiciones y Congresos de Granada.Fecha: del 13 al 15 de Enero de 2003.Presidente del comité organizador local: Miguel Ángel López Valverde (IAA-CSIC)Información en Internet: http://www.iaa.csic.es/%7Evalverde/MarsWorkshop/anuncio.html