Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)€¦ · Semana de la Ciencia y la Tecnología 2003 (SCYT 2003) Este año, coincidiendo con el 250 aniversario de la creación del primer

IACIACIACIACIAC NOTICIAS, 1-2003. Pág. 4

Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)

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Director del IAC: Francisco SánchezJefe del Gabinete de Dirección: Luis A. Martínez SáezJefa de Ediciones: Carmen del PuertoRedacción y confección: Carmen del Puerto y Bibiana BonmatíColaboraciones: Annia Domènech, Natalia R. Zelman y Oliver Expósito MolinaAsesoramiento científico: Luis CuestaAsesoramiento técnico: Carlos Martínez RogerDirectorio y distribución: Ana M. QuevedoDiseño original: Gotzon Cañada, Carmen del Puerto e Inés BonetEdición digital: M.C. AnguitaDirección web: http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/digital.htmFotografías: Servicio Multimedia del IAC (SMM), Gabinete de Dirección y otrosTratamiento digital de imágenes: Gotzon Cañada y SMM del IACEdita: Gabinete de Dirección del IACPreimpresión e Impresión: Producciones GráficasDepósito Legal: TF-335/87 ISSN: 0213/893X. Núm. 52.

FOTO DE PORTADA: Composición de imágenes de la zona central de la nebulosa planetaria NGC 6543, la Nebulosa delOjo de Gato, obtenidas con el Telescopio Óptico Nórdico, del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma), porR. Corradi y D. R. Gonçalves (en 2002).

Última hora

Semana de la Cienciay la Tecnología 2003 (SCYT 2003)

Este año, coincidiendo con el 250 aniversariode la creación del primer Observatorio Astro-nómico en nuestro país (Real Instituto y Ob-servatorio de la Armada, en San Fernando,Cádiz, 1753), y dado que las instalacionesastronómicas españolas están en primera lí-nea internacional, la SCYT 2003 tendrá comotemática central la difusión y conocimientode las actividades desarrolladas por estos cen-tros.En el mes de mayo, el IAC presentó al PlanNacional las propuesta de actividades que sedesarrollarán en el ámbito local. Este año seha querido centrar en la isla de La Palma, quealberga el Observatorio del Roque de los Mu-chachos (ORM). Con motivo de la SCYT sevan a desarrollar diferentes actividades parala difusión y divulgación de la Astronomía,además de poner de relieve la importancia dela simbiosis entre esta instalación y la isla deLa Palma.En el ámbito nacional, el IAC colaborará conla FECYT (Fundación Española de Ciencia yTecnología) en la propuesta y organizaciónde actividades de difusión, que tendrán lugaren noviembre de este año.

Aniversario del Real Institutoy Observatorio de la Armada

El Real Instituto y Observatorio de la Armada (ROA) lleva la respon-sabilidad, junto con el Observatorio de la Universidad deCopenhague, del Telescopio Meridiano automatizado Carlsberg(CMT), instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos.Además, tiene otro círculo meridiano gemelo emplazado en Argen-tina. En su conjunto constituye el dispositivo de astrometría máscompleto y avanzado del momento. Se utiliza para determinar lashoras de tránsito y distancias cenitales de estrellas y planetas a supaso por el meridiano. Así, se confeccionan catálogos muy precisosde objetos celestes, se miden movimientos propios de las estrellas yse ajustan los relojes astronómicos.Los orígenes del ROA se remontan al siglo XVIII. El insigne marino yastrónomo Jorge Juan, propuso al Marqués de la Ensenada la ideade instalar un observatorio en el Castillo de la Villa (Cádiz), sede de laAcademia de Guardias Marinas. Con ello se pretendía hacer astro-nomía moderna y que los futuros oficiales de la Marina aprendieseny dominasen una ciencia tan necesaria para la navegación.Como consecuencia de la propuesta de Jorge Juan, en 1753 nació elentonces llamado «Real Observatorio de Cádiz», como una depen-dencia anexa a la Academia de Guardias Marinas. A partir de en-tonces, el nuevo observatorio, el más meridional de Europa, fueganándose un merecido prestigio en el contexto astronómico euro-peo, gracias a los importantes trabajos desarrollados por persona-jes como Luis Godin o Vicente Tofiño y al apoyo técnico y científicoprestado a las expediciones ilustradas del último tercio del sigloXVIII.Para conmemorar esta efeméride (el nacimiento de la Astronomíamoderna en España), el Real Instituto y Observatorio de la Armadaha organizado una serie de actos y, en especial, unas jornadascientíficas del 22 al 26 de septiembre de este año. Gracias a unpuñado de marinos-astrónomos, la Astronomía arrancó con tan-ta fuerza y se puso a tan buen nivel en tan poco tiempo, que movi-lizó a la ciencia y a la tecnología ilustradas en España.http://www.roa.es/



Denise R.Gonçalves

(IAC)

En un artículo publicado en 1785, el astrónomo deorigen alemán William Herschel, autor de famosos

católogos de nebulosas y cúmulos de estrellas, clasificóaparte un tipo de nebulosas que le parecían

observacionalmente distintas del resto. Él las llamónebulosas planetarias porque vagamente recordaban

el disco verdoso de un planeta. Pero no son enabsoluto planetas, ni tampoco nebulosas jóvenes en

proceso de condensación para dar lugar a unaestrella. Ahora sabemos que las estrellas de tipo solar,

hacia el final de su vida, desprenden sus capasexternas que, poco a poco, se extienden y diluyenconfundiéndose con el medio interestelar, mientras

que el resto de la estrella prosigue su evolución hastaconvertirse en una enana blanca, un «cadáver

estelar». En definitiva y a pesar de lo desacertado deltérmino, una nebulosa planetaria es la fase última de

una estrella, y también la de nuestro sol, dentro de4.500 millones de años.

«Belleza en detalle»«Belleza en detalle»«Belleza en detalle»«Belleza en detalle»«Belleza en detalle»

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Figura 1: Recuadro superior: clasificación morfológica de las envolturas de las nebulosas planetarias. Recuadro del medio:Simulaciones de García Segura y López (2000), mostrando los diferentes tipos morfológicos de nebulosas planetarias, enalgunos casos conteniendo micro-estructuras. En verde aparece la emisión debida a los fotones de alta energía de la estrellacentral y en rojo la debida a los choques. Recuadro inferior: esquema de los distintos tipos de micro-estructuras, dispuestas enpares simétricos o aisladas respecto a la estrella central.



Las nebulosas planetarias están compuestas degas y polvo que circundan una estrella de tiposolar cuando se encuentra ya al final de su vida.La estrella central ilumina las nebulosidades,que se ven en todas las zonas del espectroeletromagnético, desde ondas de radiohasta rayos-X. Al contrario que una estrella, quebrilla como una banda de colores continua (luzblanca), una nebulosa planetaria emite luz enbandas mucho más estrechas, es decir, líneas deemisión (luz discreta y de diferentes colores). Porello son fácilmente indentificables en el cielocuando utilizamos unprisma en el telescopioy aparecen como unverdadero caleidosco-pio. Precisamente, lasimágenes de las nebu-losas planetarias obte-nidas con el TelescopioEspacial Hubble (HST)son de las más conoci-das por el público porsu belleza intrínseca.

Vientos estelares

Las estrellas de tipo solar, cuando llegan al fi-nal de su vida, expulsan grandes cantidades demateria a su entorno, al menos en dos tipos deepisodios distintos de pérdida de masa. Prime-ro, a través del viento lento (de una estrella AGB,o sea, de una estrella gigante), que tiene unavelocidad de expansión de 10 km/s y un ritmo depérdida de masa de 10-5 Mo/año; luego, vía elviento rápido, expulsado durante la faseimediatamente posterior de la estrella central(es decir, el viento de una post-AGB), de 10-7Mo/año, alcanzando hasta 2.000 km/s. Lo importantees que estos dos vientos surgen en el último mi-llón de años de estrellas que viven hasta diezmil millones de años.

Desde los años ochenta, los expertos están cadavez más convencidos de que las nebulosasplanetarias (PNe) son el resultado de lainteracción de estos dos vientos estelares (ideapropuesta por primera vez por S. Kwok, C. Purton

y P. Fitzgerald en 1978). La nebulosa planetarianace cuando una estrella de tipo solar, en lasúltimas fases de su evolución, expulsa al espa-cio a través del viento lento las capas más ex-ternas de su atmósfera. Una vez que el núcleode la estrella queda expuesto, los vientos estela-res rápidos procedentes de este núcleo calientey compacto barren el material previamente ex-pulsado, modelando e ionizando la nebulosa na-ciente. La envoltura de la nebulosa resultantese expande a unos 25 km/s (velocidad interme-dia entre la de los vientos que le dan origen), es

más densa que los vien-tos estelares menciona-dos, tiene temperaturasalrededor de 1.000 gradosy dura unos 30.000 años.

Cuando las nebulosasplanetarias se observancon telescopios sencillosparecen redondas, simi-lares a planetas, de ahíel equívoco de su nombre.Sin embargo, las imáge-

nes de gran resolución revelan que las nebulo-sas planetarias están constituidas por muchasestructuras.

A gran escala, aparecen halos más o menos re-dondos. En escalas intermedias, las envolturaspueden ser redondas, elípticas, bipolares, consimetría de punto o irregulares. A escalas mu-cho menores, hay una serie de micro-estructu-ras que presentan morfologías tan variadascomo nódulos, filamentos y estructuras simila-res a chorros de emisión. En la Figura 1 mos-tramos un esquema de las variadas estructuras(a gran y pequeña escala) de las PNe, y en laFigura 2 algunas imágenes de nebulosasplanetarias que contienen micro-estructuras.

Como se ha mencionado, las envolturas son ori-ginadas por la interacción de vientos; los halos,las estructuras más grandes de las nebulosasplanetarias, están compuestos probablemente porgas expulsado durante las fases activas de laevolución estelar, previas a la compresión de la

«Cuando las nebulosas planetarias se observan con telescopios sencillosparecen redondas, similares a planetas, de ahí el equívoco de su nombre.Sin embargo, las imágenes de gran resolución revelan que las nebulosas

planetarias están constituidas por muchas estructuras.»

«Una nebulosa planetaria nacecuando una estrella de tipo solar,

en las últimas fases de suevolución, expulsa al espacio las

capas más externas de suatmósfera, que posteriormenteserán iluminadas y moduladas

por la estrella central.»



Figura 2: La mayoría de estas imágenes fueron obtenidas en los últimos cinco años por nuestro grupo, en distintos telescopios,y mayoritariamente con la luz del oxígeno doblemente ionizado (OIII) y del nitrógeno una vez ionizado (NII). Las imágenesF555W de NGC 3918 y NGC 5882 son del archivo del HST. Las de NGC 7009, NGC 6826 y NGC 7662 son de Balick ycolaboradores (1998), y las de NGC 2440, de López y colaboradores (1998).



nebulosa (restos del viento lento AGB). Este gasestaría ahora iluminado por la estrella centralcaliente.

La Nebulosa del Ojo de Gato ó NGC 6543 (Figu-ra 3), situada en la constelación del Dragón,muestra una gran variedad de estructuras in-ternas simétricas, un halo filamentoso extenso,varios anillos concéntricos y un complejo juegode envolturas en el núcleo.

El intrincado juego de envolturas nebulares enel corazón de NGC 6543 (en rojo y amarillo en laFigura 3) podría tener unos 1.000 años de edad.Rodeando al núcleo se encuentra una serie deanillos concéntricos (en azul), cada uno de loscuales parece una burbuja de gas expulsada

en intervalos regulares de 1.500 años desde haceunos 18.000 años. Los filamentos más externos(verdes) podrían datar de hasta unos 60.000años. Es probable que la masa del material es-telar de esta nebulosa iguale a la masa de nues-tro sol.

A pesar de que los expertos han dedicado mu-cha atención a las nebulosas planetarias y asus estructuras, la complejidad de detalles quese encuentra en estos objetos continúa sorpren-diendo. Por ejemplo, en el caso de NGC 6543, ¿quénos dicen los filamentos externos? Tras expulsarseries de burbujas de gas concéntricas, ¿quéprovocó que la estrella liberara el conjunto deenvolturas del corazón de la nebulosa? ¿Y quégenera los misteriosos chorros que parecen salir

Figura 3: NGC 6543, la Nebulosa del Ojo de Gato, observada en 2002 con el Telescopio Óptico Nórdico, del Observatorio delRoque de los Muchachos (La Palma), por R. Corradi y D. R. Gonçalves. La imagen capta la emisión de los átomos de nitrógenouna vez ionizado (coloreado en rojo) y de oxígeno dos veces ionizado (coloreado en verde y azul). El procesado destaca detallesen la parte interna brillante a la vez que revela los tenues anillos concéntricos y el halo filamentoso.



de los dos extremos de los arcos elípticos (ama-rillo brillante) rodeando a las envolturas (ro-jas) en el núcleo de la nebulosa?

Chorros y otras micro-estructuras

Si analizamos la parte central de NGC 6543 (Fi-gura 4), parece cla-ro que la estructu-ra parecida a unchorro es una enti-dad separada delnúcleo de la nebu-losa. De hecho, lasestructuras a pe-queña escala de lasnebulosas planetarias habitualmente aparecencomo entidades bien diferenciadas del resto delos componentes de la nebulosa, no sólomorfológicamente, sino también en términos dela luz que emiten. Mientras que las envulturas ylos halos brillan mucho en la línea de emisiónde oxígeno doblemente ionizado ([OIII], verde yazul en la Figura 3), las micro-estructuras bri-llan mucho más en el nitrógeno una vez ionizado([NII], rojo en la Figura 3) y el oxígeno una vezionizado ([OII]). Dada esta diferencia en el es-tado de ionización de unas y otras estructuras,las micro-estructuras también son conocidas

como estructuras de baja ionización (LIS) (vol-ver a ver la Figura 2).

Con telescopios capaces de obtener imágenes dealta resolución se están descubriendo muchasmás micro-estructuras. Por ejemplo, las estruc-turas a pequeña escala pueden ser fácilmente

estudiadas graciasal Telescopio Espa-cial Hubble. Sinembargo, el «asa»de NGC 7009 (Figu-ra 2 y Figura 5) seconoce hace muchotiempo (descubier-to por L. Aller en

1936). Recientemente, dichas estructuras fueronbautizadas con apodos como FLIERs (fast, low-ionization emission regions; regiones de emisiónde alta velocidad y baja ionización), por Balicky colaboradores en 1993; o BRETs (bipolar,rotating, episodic jets; chorros bipolaresepisódicos y rotantes), por López y colaborado-res en 1995. Nombrar así a las micro-estructu-ras permite describir algunas de sus caracte-rísticas físicas.

Las estructuras de pequeño tamaño tienen unagran variedad de apariencias y, además, pue-den viajar con la misma velocidad que el medioen el cual se encuentran o bien expandirse deun modo peculiar. Hace un par de años, lleva-mos a cabo una detallada clasificación de lasestructuras a pequeña escala y baja ionizaciónde las nebulosas planetarias (D.R. Gonçalves,R. Corradi y A. Mampaso, 2001). Con este tra-bajo relacionamos, por primera vez, todas lasnebulosas planetarias (alrededor de 50) conmicro-estructuras, teniendo en cuenta sus tiposmorfológicos y cinemáticos, así como los proce-sos físicos propuestos para su formación.

Entonces clasificamos LIS como: i) pares denódulos o filamentos simétricos (ej: lasestruturas en rojo en la imagen de NGC 6826,Figura 2); ii) pares de chorros (ej: extensionesnegras y verticales de NGC 3918, Figura 2); iii)pares de estructuras similares a chorros (ej: ex-tensiones rojas y diagonales de IC 4593 y K 1-2,Figura 2) ; y iv) estructuras aisladas (ej: nódulosy filamentos rojos que aparecen a la derechadel anillo central de NGC 6337; Figura 2 y Figu-ra 6). Los pares de nódulos o filamentos y lasestructuras aisladas viajan con altas o bajasvelocidades con respecto a su entorno. En parti-cular, los pares de chorros son aquellas estruc-

Figura 4: Parte central de NGC 6543, por R. Corradi y D.R.Gonçalves (en 2002). Aquí vemos una imagen en nitrógenouna vez ionizado de las estructuras internas de la nebulosa.El par de chorros es el rasgo más externo, orientado endirección Norte-Sur.

«Con telescopios capaces deobtener imágenes de alta

resolución se están descubriendomuchas más micro-estructuras.»



turas que se expanden supersónicamente. Encambio, los llamados pares de estructuras simi-lares a chorros (Figura 2) tienen la misma velo-cidad que el medio que les circunda.

Demostramos que las LIS aparecen indistinta-mente en cualquiera de las clases morfológicasde nebulosas planetarias, indicando que los pro-cesos que llevan a la formación de las LIS noestán necesariamente relacionados con los pro-cesos responsables de las distintas morfologíasde nebulosas planetarias. Este análisis detalla-do de las micro-estructuras nos permitió des-cartar algunos mecanismos propuestos para ex-plicar el origen de los dis-tintos tipos de LIS. Mos-tramos que tanto las ve-locidades observadascomo las ubicaciones delos sistemas aislados deLIS pueden ser razonable-mente bien explicadas por condensaciones ori-ginadas en el viento lento, o sea, previas a lanebulosa propiamente dicha, o porinestabilidades locales.

Los modelos para chorros propuestos hasta en-tonces (interacción de los dos vientos citadosanteriormente, con o sin la inclusión de efectosmagnéticos, y considerando que la estrella cen-tral sea única o parte de un sistema binario) nosiempre pueden explicar las características cla-

ve de los chorros observados, como sus edadescinemáticas y el ángulo entre el chorro y los ejessimétricos de la nebulosa.

Encontramos también que los pares de estruc-turas similares a chorros, caracterizados porvelocidades de expansión relativamente bajas(parecidas a las de las envolturas principalesde las nebulosas planetarias) no pueden ser ex-plicadas por ninguno de los modelos existentes.

Los nódulos que aparecen en parejas simétricasy opuestas de baja velocidad podrían entender-se como la supervivencia de una condensación

(simétrica) formada enel viento lento (fase AGBde la estrella central) ocomo estructuras quehan experimentado unfrenado considerablecausado por el medio

circundante.

Muy recientemente, de hecho en julio de este año,finalizamos (D.R. Gonçalves, R. Corradi, A.Mampaso y M. Perinotto en 2003) los análisis delas densidades, temperaturas, excitación y quí-mica de uno de los chorros prototipos en nebu-losas planetarias, el de NGC 7009 (ver Figura5). Sorprendentemente, encontramos que nues-tras observaciones de los chorros y nódulos enesta nebulosa planetaria no confirmaban las

Figura 5: NGC 7009, la nebulosa de Saturno (Balick y colaboradores 1998). Éste es un prototipo de nebulosa planetaria conchorros, la cual está muy estructurada: una concha elíptica vagamente orientada este-oeste; dos pares de nódulos, uno internoy otro externo; y un par de chorros.

«Sabemos que un 95% de todaslas estrellas se convertirán en

nebulosas planetarias.»



Figura 6: Nebulosa planetaria NGC 6337, obtenida con el New Technology Telescope, en La Silla (Chile), por Corradi ycolaboradores en 2000. Se trata de una nebulosa bipolar vista de cara. Por lo tanto, la «cintura» que confina los dos lóbulos esel anillo verde que aparece superpuesto por los filamentos de baja ionización (rojo). Éstos son ejemplos de microestructurasaisladas probablemente formados por inestabilidades en el anillo.

densidades, excitación y química predichos porel modelo teórico.

La importancia de estos resultados radica enque nos dicen que incluso las micro-estructurasmejor estudiadas de las nebulosas planetariasno han sido bien entendidas por los expertos.Tal vez se ha malinterpretado la informaciónprocedente de los datos observacionales (res-pecto a formas, velocidades, grados de excita-ción, química, etc.) o bien se han aplicado pro-cesos físicos incorrectos para explicar su for-mación. Sin embargo, puesto que estos proce-sos físicos son básicamente los mismos que sesupone están en el origen de otros tipos de cho-rros astrofísicos (en objetos estelares jóvenes,

los chorros extragalácticos, etc.) y dado que elanálisis observacional que usamos para lasmicro-estructuras es el usado habitualmentepara las nebulosas planetarias, es obvio quenos enfrentamos a fenómenos muy complejos.Comprender cómo se forman y desarrollan lasmicro-estructuras es hoy en día un interrogan-te importante sobre la evolución de las estrellassimilares al Sol.

Finalmente, sabemos que un 95% de todas lasestrellas se convertirán en nebulosasplanetarias. Por lo tanto, el hecho de que lasnebulosas planetarias sean el destino común demuchas estrellas justifica el esfuerzo de cono-cer en detalle la física que existe detrás de ellas.



EEEEEl enigma de la «Fl enigma de la «Fl enigma de la «Fl enigma de la «Fl enigma de la «Fuerza de Lorentz»uerza de Lorentz»uerza de Lorentz»uerza de Lorentz»uerza de Lorentz»

Jesús Gonzálezde Buitrago

(ULL/IAC)

El matemático y físico alemán de origen ruso HermannMinkowski (1864-1909), profesor de Einstein en la

Escuela Politécnica de Zurich, introdujo la idea de queun suceso viene especificado por cuatro dimensiones,

es decir, tres coordenadas espaciales y unacoordenada temporal. Este espacio cuadrimensional se

denomina hoy, en su honor, el «espacio-tiempo deMinkowski». El nuevo concepto fue decisivo paraentender el trabajo del físico holandés Hendrik A.Lorentz (1853-1928), quien había obtenido unas

expresiones para transformar las coordenadasespaciales y temporales de un suceso observado en un

sistema de referencia en las coordenadas de otrosistema que se mueve respecto al primero con un

movimiento rectilíneo y uniforme. Estastransformaciones, que prefiguraban la relatividad, sonlas famosas «transformadas de Lorentz». Pero Lorentz,

que recibió el Premio Nobel de Física de 1902 por susinvestigaciones sobre los efectos del magnetismo en los

fenómenos de radiación, planteó a los físicos unaecuación que también lleva su nombre

-la «Fuerza de Lorentz»-, enigma que ha tardadoun siglo en resolverse.



En el ámbito científico en general, y en especialdentro de la Física, no es frecuente encontrarproblemas que se mantengan sin resolver du-rante un siglo. Un caso muy especial lo consti-tuye la llamada «Fuerza de Lorentz», la cual des-cribe el comportamiento dinámico de una partí-cula cargada moviéndose en un campo electro-magnético externo. La conocida ecuación a quenos referimos fue enunciada por el físico holan-dés Hendrik Anton Lorentz en 1895.

Una característica fundamental de la ecuaciónde la Fuerza de Lorentz es que es válida en elcontexto de la relatividad (antes de que la teo-ría de la relatividad fuese propuesta), resultan-do rigurosamente exacta incluso para velocida-des cercanas a la de la luz. Por otra parte, y éstees el problema al que nos referimos, hasta hacealgunos años, no había sido posible obtener di-cha ecuación a partir de ningún principio fun-damental, por lo que se consideraba una expre-sión ad hoc.

Controversia electrodinámica

El carácter aparentemente empírico de la Fuer-za de Lorentz dejaba a la Electrodinámica (la

teoría que mejor conocemos) con un curioso cabosuelto que no ha dejado de ser objeto de nume-rosas controversias, incluso en libros de texto(un ejemplo puede encontrarse en el conocido li-bro de Electrodinámica Clásica, de J.D. Jackson).

El procedimiento habitual consiste en conside-rar dos observadores: uno en reposo, que ve unapartícula sujeta a la acción de un campo pura-mente eléctrico, y otro que se mueve con una ve-locidad v. Desde el punto de vista de este segun-do observador, la carga no sólo experimenta unafuerza eléctrica, sino también una fuerza elec-tromagnética. Mediante las transformaciones deLorentz podemos explicar la aparición de la fuer-za electromagnética. Sin embargo, con este pro-cedimiento sólo se recupera parte de la ecua-ción de Lorentz:

siendo q y m la carga y masa de la partícula

respectivamente, u b la velocidad y F ab el cam-

po electromagnético.

Hermann Minkowski Hendrik Lorentz



El problema se mantuvo para mí insoluble has-ta que pensé que la Fuerza de Lorentz podríaestar íntimamente relacionada no con transfor-maciones de Lorentz habituales (rotaciones es-pacio-temporales finitas) sino con rotaciones eimpulsiones infinitesimales. A continuación in-tentaré aclarar esta cuestión así como el cami-no seguido.

El espacio-tiempo de Minkowski

En el espacio euclídeo de tres dimensiones, si si-tuamos un vector en un punto y efectuamos unarotación cualquiera de dicho vector encontra-mos que sus componentes, a lo largo de tres ejesde coordenadas mutuamente perpendiculares,cambian, pero la propia longitud del vector semantiene inalterada.Esto, que puede parecerobvio, constituye unapropiedad fundamen-tal del espacioeuclídeo. De igual ma-nera en el Espacio deMinkowski de cuatrodimensiones (tres com-ponentes espaciales yuna temporal) de larelatividad especial, lalongitud de un vector(ahora con cuatro com-ponentes) es una mag-nitud que permanececonstante no solamen-te bajo rotaciones es-paciales arbitrariassino también cuandoefectuamos «rotacio-nes» espacio-tempora-les que afectan a la componente temporal. Porsupuesto, la propiedad anterior se extiende acualquier vector, como la cuadrivelocidad o elcuadrimomento, definido en el espacio deMinkowski.

Desde los tiempos de Newton, los campos se sue-len definir a partir de la aceleración que produ-cen sobre una cierta partícula. Sin embargo, enel caso del campo electromagnético, podemoshacer algo más que definir el tensor campo elec-tromagnético a partir de la Fuerza de Lorentz.Supongamos una partícula moviéndose en el senode un campo puramente magnético. Un campode esta naturaleza no cambia la energía de lapartícula y, por tanto, solamente altera las com-

ponentes espaciales de la cuadrivelocidad man-teniendo constante su módulo. Algo de reflexiónsobre el asunto nos induce a pensar que la evo-lución de la parte espacial del cuadrivector ve-locidad de la partícula puede describirse comouna sucesión de rotaciones infinitesimales. Deigual forma, cuando solamente tenemos un cam-po eléctrico, podemos visualizar el cambio en lacuadrivelocidad como una serie de impulsiones(desde el punto de vista geométrico, rotacionesespacio temporales o «boosts») infinitesimalesque van cambiando la energía y la dirección delmovimiento. En el caso general en que existanambos tipos de campos, la evolución puede des-cribirse en términos de impulsiones y rotacionesinfinitesimales actuando sobre la cuadrive-locidad de la partícula.

Cuando adoptamos elpunto de vista activo(se rotan los vectoresno los ejes), en el espa-cio de Minkowski, lasrotaciones espaciales ylas impulsiones, o ro-taciones espacio tem-porales, vienen descri-tas por un conjunto deseis matrices (tres paradescribir giros alrede-dor de los tres ejescoordenados espacia-les y otras tres para lasc o r r e s p o n d i e n t e simpulsiones o«boosts»). El conjuntode estas matrices for-man una representa-ción de un grupo no

Abeliano llamado el «Grupo de Lorentz». Engeneral, las seis matrices anteriores están aso-ciadas a giros finitos. En nuestro caso, nos inte-resan los operadores matriciales que efectúangiros infinitesimales, los cuales pueden dedu-cirse fácilmente considerando las propiedadesde los elementos del Grupo de Lorentz cercanosal elemento unidad. Procediendo de esta mane-ra, se obtiene un conjunto de seis matrices 4 x4 muy sencillas que constituyen los generado-res del grupo.

Anteriormente, habíamos descrito la evolucióndel cuadrivector velocidad de una partícula car-gada en un campo electromagnético en térmi-nos de rotaciones e impulsiones infinitesimales.Esta imagen intuitiva debe ser expresada en len-

Imagen de las trayectorias de las partículas seguidas en la BEBC,la Gran Cámara de Búrbujas de Europa.© CERN, Ginebra.



guaje matemático. Intentaremos esbozar el ca-mino que hay que seguir. Consideremos el casosencillo de una partícula moviéndose en el pla-no X-Y en un cierto sistema de referencia en elque sólamente existe un campo magnético diri-gido según el eje Z. Una vez transcurrido un lapsode tiempo, que supondremos pequeño, lacuadrivelocidad de la partícula habrá sufridoun cambio que viene determinado por la actua-ción de un operador lineal directamente deter-minado por el generador correspondiente a ungiro infinitesimal alrededor del eje Z multiplica-do por un parámetro que cuantifica el giro. Enel caso más general en que tengamos un campomagnético dirigido en una dirección arbitraria,el operador correspondiente se obtiene median-te el producto de los operadores que producen

REFERENCIASJ. Buitrago: (1995) European Journal of Physics,16, 113

giros infinitesimales alrededor de los tres ejescoordenados. A partir de aquí, se puede demos-trar que el operador asociado a un campo elec-tromagnético arbitrario (tensor campo electro-magnético) queda determinado por el que resul-ta a partir del producto de los seis operadoresasociados al conjunto de generadores del grupode Lorentz. Una vez obtenido el tensor campoelectromagnético, la Fuerza de Lorentz es unaconsecuencia inmediata. Lo que en un principioera una ley empírica se convierte en una conse-cuencia ineludible de la geometría del espacio-tiempo de la relatividad especial.

Simulación artística del «espacio-tiempo de Minkowski» y la «Fuerza de Lorentz». Autor: Gotzon Cañada.



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Jordi Cepa(ULL/IAC)

La investigación astrofísica y la tecnología afín sondisciplinas tan estrechamente asociadas, que no

podrían subsistir sin el avance mutuo. Actualmente,varios son los proyectos de instrumentación que sedesarrollan en el IAC para apoyar, posteriormente,toda la Ciencia que quiere hacerse con ellos. Uno

de estos instrumentos es OSIRIS, un sistema ópticopara imagen y espectroscopía integrada de

resolución baja e intermedia que formará parte dela instrumentación del Gran Telescopio CANARIAS

(GTC). OSIRIS quiere ver las líneas del espectro endos dimensiones con total definición, quiere ser tanpreciso que pueda distinguir una línea del espectrosea cual sea su posición dentro del rango visible. Ypodrá hacerlo sin tener que utilizar gran cantidad

de filtros que compliquen su funcionamiento,porque dispondrá de filtros sintonizables. Un

sistema que permitirá a OSIRIS convertirse en elojo del cielo.

La baza de OSIRISLa baza de OSIRISLa baza de OSIRISLa baza de OSIRISLa baza de OSIRIS

Natalia R. Zelman(IAC)



OSIRIS: Sistema Óptico para Imagen y

Dos perspectivas del diseño de OSIRIS. Diseño: Equipo del Proyecto.



Espectroscopía Integrada de Resolución Baja/Intermedia (Optical System for Imaging and lowResolution Integrated Spectroscopy), es un ins-trumento de Día Uno para el Gran TelescopioCANARIAS (GTC) que ha sido diseñado y estásiendo construido en el Instituto de Astrofísicade Canarias (IAC), con la participación del Ins-tituto de Astronomía de la Universidad Nacio-nal Autónoma de México (IA-UNAM). Trabaja-rá en el rango visible, es decir, con la luz que escapaz de percibir el ojo humano, ypodrá obtener imágenes directasdel cielo y realizar espectroscopíade varios objetos a la vez.

Todo su diseño se ha visto condi-cionado por uno sólo de sus com-ponentes: los filtros sintonizables,que permiten observar de maneramuy precisa una línea determina-da del espectro de luz, situada encualquier posición dentro del ran-go visible. Esto proporciona aOSIRIS una capacidad única conrespecto a otros instrumentos paratelescopios de gran tamaño.

Sistema óptico

OSIRIS trabajará en los modos de rendija largay multi-objeto, cubriendo el intervalo de longi-tudes de onda entre 0,365 y 1,0 micrómetros, enun campo de visión de 7 arcmin x 7 arcmin enimagen directa, y de 8 arcmin x 5,2 arcmin enespectroscopía de baja resolución mediante eluso de grismas.

Los grismas son prismas (elementos que disper-san la luz generando haces de distinta longitudde onda o color en diferentes direcciones, conmuy baja resolución y muy alta transmisión) enlos que en una de las caras se raya un patrón,como en una red de difracción, para conseguiruna mayor separación de los colores y ademásdirigir el color que más interese en una ciertadirección.

OSIRIS estará disponible tanto en modo de ren-dija larga (8 arcmin) como en modo multi-objeto

mediante el uso de máscaras en el plano focal,es decir, la luz puede penetrar en el instrumentosin ser controlada en su entrada o «tapando»aquello que no nos interese con máscaras, queson placas en las que se corta un agujero o ren-dija para que sólo nos llegue la luz del objeto deestudio.

Mediante dos filtros sintonizables situados enla pupila del sistema óptico, será posible cubrir

todo el intervalo de longitudes de onda,de forma equivalente a un número ilimi-tado de filtros interferenciales de bandaestrecha e intermedia. Esto proporcionaa OSIRIS ventajas como evitar el gastode fabricar un gran número de filtros debanda estrecha, la uniformidad de lafunción de respuesta instrumental paratodas las longitudes de onda y todos losanchos de banda y el uso del mismo ca-mino óptico para todo el rango espec-tral.

Los filtros sintonizables ya han sido uti-lizados en telescopios de 4 m, pero cons-

tituyen una novedad en instrumentos para teles-copios mayores de 4 m.

Un filtro móvil

Los filtros de banda estrecha e intermedia con-vencionales suelen ser interferenciales, es de-cir, provocan la interacción de las ondas deluz que lo atraviesan. Están constituidos porlo que se denominan «cavidades fijas». Por estemotivo siempre transmiten un rango constantetanto en longitud de onda como en ancho debanda.

En un instrumento como OSIRIS, para cubrirtodas las longitudes de onda y anchos de ban-da utilizando filtros interferenciales, necesi-taríamos unos cinco mil filtros. Ello implicauna inversión en filtros más de treinta vecessuperior al coste del instrumento sin filtros.Además, dado que no sería posible que todosellos estuvieran disponibles en el instrumentosimultáneamente, sería preciso realizar fre-cuentes cambios de filtros.

«Todo su diseño se ha visto condicionado por uno solo de sus componentes:los filtros sintonizables, que permiten observar de manera

muy precisa una línea determinada del espectro de luz, situada en cualquierposición dentro del rango visible.»

Logotipo de OSIRIS.



Sin embargo, los filtros sintonizables son de ca-vidad variable y, con dos de ellos, cubrimos des-de el ultravioleta próximo al infrarrojo próximo(0,360 a 1,0 micrómetros) con una gran varie-dad de anchuras de banda posibles.

Los filtros sintonizables están constituidos pordos bloques de cuarzo fundido (sílice fundido)cuya separación puede regularse a voluntad encuestión de milisegundos con una precisión denanómetros, manteniendo siempre un perfectoparalelismo entre las superficies de los bloques.Las superficies están pulidas con extremadaprecisión (mejor que la centésima parte de lalongitud de onda) y llevan varios recubrimientosde diferentes materiales destinados a produciruna superficie reflectante en la cara interna yotra antirreflectante en la externa.

El rango de movimiento entre ambos bloques esde tan sólo 8 micrómetros, con una separación

mínima de 2 micrómetros y una máxima de 10.Todo un reto de precisión si tenemos en cuentaque una mota de polvo es mayor que unmicrómetro.

El movimiento de los bloques se produce y se re-gula mediante tres soportes que se encuentranfuera del campo de visión, y que están constitui-dos por varias capas alternas de cristal y me-tal. La introducción de una diferencia de poten-cial entre las láminas de metal produce una al-teración del tamaño de las piezas de cristal, loque varía las distancias entre los bloques.

El aspecto externo de un filtro sintonizable deOSIRIS es el de un cilindro de vidrio y metal deunos 20 cm de diámetro por 10 de alto, y unpeso de 12 kg, con varios enchufes para conec-tar distintos cables, controlar la separación delos bloques y regular su paralelismo. Estas ca-racterísticas de tamaño, peso y cableado impi-

«Mediante dos filtros sintonizables situados en la pupila del sistema óptico, seráposible cubrir todo el intervalo de longitudes de onda, de forma equivalente a

un número ilimitado de filtros interferenciales de banda estrecha e intermedia.»

Óptica del filtro sintonizable azul ya pulida. Se ven los dos bloques de cuarzo fundido. En la actualidad, el filtro ya cuenta con losrecubrimientos ópticos y se halla ensamblado en su envolvente mecánica listo para aceptación y pruebas.



den su uso en otros instrumentos que no hayansido específicamente diseñados con el fin de aco-ger estos filtros. Además, el tamaño relativa-mente reducido de su superficie óptica útil, li-mitado por la actual tecnología de fabricación,haría mucho menos eficiente su uso en otros ins-trumentos para telescopios de gran tamaño, depupilas significativamente mayores que la deOSIRIS.

Dado que los filtros sintonizables son apara-tos de alta tecnología y precisión, el instru-mento OSIRIS se halla aislado del exteriormediante un carenado dentro del cual el airese halla a una presión ligeramente superior ala atmosférica. De esta manera se mantienendentro del instrumento unas condiciones es-tables de temperatura y humedad y se evitala entrada de polvo y suciedad así como lacondensación de humedad en las superficiesópticas.

Los filtros sintonizables se están construyen-do en una empresa británica, ICOS, especia-lizada en la fabricación de este tipo de ele-

mentos. De los dos filtros sintonizables queutilizará OSIRIS, el azul se halla ya termina-do y el rojo está en proceso de fabricación

El camino de la luz

La luz procedente del telescopio se refleja enun colimador de 60 cm, luego rebota en unespejo plano que dobla el haz y llega a lasruedas de filtros. Hay 4 ruedas, una con losfiltros sintonizables y los grismas que está si-tuada en la pupila, y otras 3 con filtros paraespectroscopía, imagen en banda ancha y ca-libración.

La cámara consta de nueve lentes (tresdobletes y tres singletes). La última lente en-vía la luz al detector CCD, ubicado en uncriostato. En realidad se trata de un mosaicocompuesto por dos detectores (de 4.000 x 2.000píxeles cada uno), sensibles al rojo y muy efi-cientes en el azul. Son un factor tres más grue-sos de lo normal con el fin de corregir con másfacilidad el ruido producido por la atmósferaterrestre, aumentando así la precisión.

OSIRIS en el foco Nasmyth. Diseño: Equipo del Proyecto.



Programas científicos

El programa científico emblemá-tico de OSIRIS es OTELO que, jun-to con COSMOS (programa cientí-fico para el instrumento de segun-da generación del GTC, EMIR) rea-lizará un cartografiado del cielo.Con OTELO se pretenden detectarunas 10.000 fuentes en emisión,recogiendo información incluso decuando el Universo tenía un 10%de la edad actual.

OTELO será el cartografiado másprofundo, detallado y numerosorealizado hasta la fecha. Propor-cionará información esencial so-bre la evolución de diversos tiposde galaxias, incluyendo cuásaresy galaxias activas, sobre la for-mación estelar y la evolución quí-mica del Universo, entre otros ob-jetivos científicos.

Tabla sobre los REQUERIMIENTOS DE OSIRIS

Estructura del GTC con sus dos plataformas Nasmyth a ambos lados. En una deellas se instalará el instrumento OSIRIS.

Más información:http://www.iac.es/proyect/OSIRIS/www.iac.es/gabinete/grante/report/3/r3.htm


NOTICIASASTRONÓMICAS

LA EXPLLA EXPLLA EXPLLA EXPLLA EXPLOSIÓN DEOSIÓN DEOSIÓN DEOSIÓN DEOSIÓN DEro DE CASIOPEA DE CASIOPEA DE CASIOPEA DE CASIOPEA DE CASIOPEA

LA ESTRELLA “RO” DECASIOPEA, QUEEXPERIMENTA ESTETIPO DE EXPLOSIONESCADA CINCUENTAAÑOS, PERDIÓ EN ELÚLTIMO ESTALLIDOUNA MASAEQUIVALENTE AL 10%DE LA MASA DEL SOL.

EN ESTA OCASIÓN FUEGRABADO EN DIRECTOY EN EL MOMENTOCLAVE POR UN EQUIPOINTERNACIONAL DEASTRÓNOMOS CON ELTELESCOPIO “WILLIAMHERSCHEL”, DESDE ELOBSERVATORIO DELROQUE DE LOSMUCHACHOS.

HASTA AHORA SÓLOSABÍAMOS DE OTRAESTRELLA DECOMPORTAMIENTOSIMILAR: LA FAMOSA“ETA” CARINAE.

La entrada en el nuevomilenio fue celebradapor la estrella «ro» (ρ)

de la constelación de Casiopea(ρ Cassiopeiae) con una de lasexplosiones estelares más enig-máticas en el Universo pues laestrella no se llegó a destruir,lo que sí sucede en lassupernovas. La grabación dela explosión estelar, fenómenoque por primera vez se obser-vaba en directo, se realizó enel momento clave a finales delaño 2000 desde el Observato-rio del Roque de los Mucha-chos, del IAC, con el telesco-pio “William Herschel”, de 4,2m de diámetro. Tras dos añosde investigaciones analizandolos datos, los astrónomos queobservaron esta espectacularexplosión publicaron sus resul-tados, así como el modelo queexplica la frecuencia de cin-cuenta años para el proceso,en un artículo especial de larevista Astrophysical Journaldel mes de febrero. Estos re-sultados fueron anunciados enrueda de prensa por laAmerican AstronomicalSociety en su reunión anual.

La estrella ro de Casiopea yahabía sufrido otras dos explo-siones a lo largo de los últimoscien años, en las que se des-prendió de gran parte de sumasa: sólo en este último epi-sodio de ahora, que se prolon-gó durante dos meses, perdiólo equivalente a casi un 10%de la masa de nuestro Sol.Como se produjo a finales del2000, los astrónomos la bauti-

zaron como “la explosión delmilenio”. Tras el estallido, apa-rentemente la estrella se ‘recu-peró’, volviendo al mismo es-tado en el que se encontrabaantes del violento fenómeno,aunque observaciones recien-tes indican que la estrella yase encuentra en un estado muyinestable no observado ante-riormente.

Estrellas hipergigantes

Esta estrella, de color blanco,amarillo o rojo, según las fa-ses, y una de las más lumino-sas y grandes que conocemos,pertenece a la clase de lashipergigantes, caracterizadaspor sus velocidades de turbu-lencias supersónicas y de lasque sólo se conocen unas diezen nuestra galaxia. Con unamagnitud 5, es distinguible asimple vista en la constelaciónde Casiopea (en forma de uvedoble). Es una estrella 400 ve-ces mayor que el Sol y un mi-llón de veces más luminosa. Seencuentra a 3 kiloparsecs ounos 10.000 años luz de noso-tros, lo que nos informa deltiempo que la luz de la explo-sión ha tardado en su viajehasta ser observada en nues-tro planeta.

Según Garik Israelian, inves-tigador del IAC y uno de losastrónomos del equipo inter-nacional que ha observadoesta estrella, la causa de las ex-plosiones está relacionada conla gran masa de ro de Casiopea.“Cuanto más masiva es una es-

La estrella «ro» en la constelaciónde Casiopea. Imagen: Gabriel Pérez(SMM/IAC).



trella –explica-, más combustibleposee para generar energía ensu gigantesco ‘horno’ de fusiónnuclear. Esto es lo que la con-vierte en una estrella muy lumi-nosa y caliente; la gran lumino-sidad ejerce un efecto contrarioal de la gravedad, llegando a pro-vocar que algunas partes de lasuperficie de la estrella puedansalir disparadas.”

Explosiones periódicas

Los astrónomos han comproba-do la regularidad de la variabili-dad de la estrella, que experi-menta grandes explosiones cada50 años más o menos. Ya en1893, se hicieron anotacionessobre esta estrella. Pero fue en1945 cuando ro de Casiopea ex-pulsó una envoltura masiva yfría que la oscureció durante al-gunos meses. Sin embargo, en-tonces no se pudo estudiar condetalle al no disponer de las téc-nicas adecuadas. De modo queapenas se tiene información delas anteriores explosiones.

En cambio, a finales del 2000, lagrabación de este fenómeno serealizó con un instrumento co-nocido como ‘espectrógrafo’,que puede analizar la luz queemiten las estrellas y separarloen sus distintas frecuencias. Enconcreto se utilizó el espectrógrafo“Utrecht Echelle”, instalado en elTelescopio “William Herschel”, de4,2 metros de diámetro y propiedaddel Grupo de Telescopios “IsaacNewton”, en el Observatorio delRoque de los Muchachos (LaPalma).

En esta investigación se ha con-tado con la labor realizada porastrónomos aficionados de va-rios países, que realizaron obser-

vaciones fotométricas de esta es-trella durante unos 300 días. Da-das las probabilidades de queesta estrella pueda sufrir una ex-plosión de supernova en lospróximos años, se invita a los as-trónomos aficionados de todo elmundo a colaborar en su segui-miento. Un comportamiento simi-lar podrían tener otras dos estre-llas: la V509 Cassiopeiae o HR8752 y la IRC + 10420.

“Si la estrella sigue al mismo rit-mo de pérdida de masa –advierteGarik Israelian-, en unos diezaños puede llegar a perder unacantidad equivalente a una masasolar y en cualquier momento pue-de explotar en forma desupernova o de hipernova. Cree-mos que las estrellas como ro deCasiopea son los primeros candi-datos a supernovas o hipernovasy que, por tanto, podrían llegar aproducir los fenómenos conoci-dos como GRB (explosiones derayos gamma). Estudiar la varia-bilidad de este tipo de estrellasdurante muchos años nos permi-tirá comprender los mecanismosfísicos de pérdida de masa, loscuales finalmente determinan queuna estrella masiva acabe comoagujero negro o como estrella deneutrones”.

Hasta ahora sólo se conocía otroobjeto estelar que sufriera unasexplosiones tan violentas y conpérdidas de masa tan grandes. Setrata de la famosa estrella «eta»(ε) de la constelación de Carina oLa Quilla (ε Carinae), que, por estemotivo, es uno de los astros másconocidos, frecuente en libros deAstronomía, películas, etc...“Ahora –concluye GarikIsraelian-, ambas estrellas ten-drán que repartirse el interés de lacomunidad científica.”

EQUIPO INTERNACIONAL

Junto al investigador GarikIsraelian, del IAC, forman parte

de este equipo internacionalastrónomos del Harvard-

Smithsonian Center forAstrophysics de Cambridge en

Massachussets (EstadosUnidos), del Ritter Astrophysical

Research Center de laUniversidad de Toledo en Ohio

(Estados Unidos), del SRONLaboratory for Space Research

de Utrecht (Países Bajos), delDepartamento de Astronomía de

la Universidad de Oulu(Finlandia) y del ObservatorioAstrofísico Especial de Nizhnij

Arkhyz de Rusia.

El seguimiento de la estrella sellevó a cabo desde 1993 hasta la

explosión del 2000-2001,realizándose cientos de

observaciones. En ellas hanparticipado el Observatorio del

Roque de los Muchachos (LaPalma, España), el

Observatorio de Ritter (Ohio,EE.UU.), el Observatorio Oak

Ridge de Harvard(Massachussets, EE.UU.) y el

Observatorio Astrofísico Especial de

Rusia.

Simulación del momento de laexplosión de la estrella

«ro» de Casiopea.Imagen: Gabriel Pérez (SMM/IAC).


NOTICIASASTRONÓMICAS«LIRIS»:«LIRIS»:«LIRIS»:«LIRIS»:«LIRIS»:

VER LVER LVER LVER LVER LO INVISIBLEO INVISIBLEO INVISIBLEO INVISIBLEO INVISIBLE

Un equipo interdisci-plinar formado porinvestigadores e in-

genieros del IAC realizó conéxito las primeras pruebas delespectrógrafo LIRIS (Long-Slit Intermediate ResolutionInfrared Spectrograph), queha sido construido en el IAC.Como describe el investigadorprincipal, Arturo Manchado,«LIRIS es un instrumento quepermitirá obtener imágenes enel infrarrojo y espectros demás de un objeto simultánea-mente en este rango. Concre-tamente, podría observar has-ta 25 fuentes de un mismocampo a la vez. Existen otrosinstrumentos similares, peroLIRIS es el único de estas ca-racterísticas situado en el He-misferio Norte.»

Con el fin de probar este ins-trumento, el equipo del pro-yecto se desplazó al Observa-torio del Roque de los Mucha-chos (La Palma), para instalar-lo en el telescopio «WilliamHerschel» (WHT), de 4,2 m dediámetro. Además, otros cien-tíficos siguieron de cerca la«primera luz» de LIRIS, lo quedemuestra la expectación crea-da por este acontecimiento.«El éxito de las pruebas –ex-plica Mary Barreto, jefe deproyecto– demuestra la capa-cidad del IAC para desarrollarinstrumentación astronómicacompetitiva». Cuando finaliceel periodo de pruebas, LIRISpasará a ser uno de los instru-mentos de uso común delWHT, de cuyo funcionamien-to es responsable el IsaacNewton Group (ING). Éste es

el mayor telescopio que existeactualmente en los Observato-rios del IAC.

La primera imagen que se ob-tuvo con LIRIS fue de la nebu-losa planetaria NGC 2346, en laconstelación del Unicornio(Monoceros), que como ya sesabía tiene una fuerte emisiónen el infrarrojo. Los astróno-mos la han bautizado como«Nebulosa de la Bailarina» porsu apariencia. La prueba estre-lla, sin embargo, fue la detec-ción con este espectrógrafo, enel infrarrojo, de un cuásar yaconocido, cuya luz proviene decuando el Universo teníaaproximadamente 800 millonesde años (z = 6,4). Este cuásarfue detectado por primera vezpor el grupo Sloan Digital SkySurvey y fue observado con eltelescopio Keck, de 10 m, si-tuado en Hawai, y está consi-derado el objeto astronómicomás lejano «visto» hasta ahora.

El instrumento es parte de laaportación española al ING.Existe un acuerdo entre el IACy las instituciones ParticlePhysics and Astronomy ResearchCouncil (PPARC) y TheNederlandse Organisatie voorWetenschappelijk Onderzoek(NWO), que forman parte del ING.En virtud de este acuerdo, Espa-ña aumenta el número de no-ches de observación disponi-bles en todos los telescopiosdel ING en la Palma.

Reto tecnológico

LIRIS tiene diferentes modosde funcionamiento. Por un lado

ÉXITO DEL PRIMERINSTRUMENTOINFRARROJOESPAÑOL EN UNGRAN TELESCOPIONOCTURNO.

CONSTRUIDO POR ELIAC, EL ESPECTRÓ-GRAFO “LIRIS” HASIDO INSTALADO ENEL TELESCOPIO“WILLIAM HERSCHEL”,DEL OBSERVATORIODEL ROQUE DE LOSMUCHACHOS.

LAS SOLUCIONESADOPTADAS PARASU DESARROLLOSUPONEN UN GRANIMPULSO PARA ELIAC EN LACONSTRUCCIÓN DELA INSTRUMEN-TACIÓN QUELLEVARÁ EL GRANTELESCOPIOCANARIAS (GTC).

LIRIS en las instalaciones del IACantes de su traslado.

Foto: Miguel Briganti (SMM /IAC)



actúa como cámara, a la que se lepueden adaptar distintos filtros paraobtener imágenes. Por otro, funcio-na como espectrógrafo multiobjeto.Un espectrógrafo permite descom-poner la luz en sus diferentes fre-cuencias (colores en el caso del vi-sible). Una de las partes principalesdel instrumento es la rendija, ele-mento que permite seleccionar elobjeto de estudio. La mayoría de losespectrógrafos tienen una únicarendija y van apuntando a los obje-tos uno por uno. En este caso, lapropiedad multiobjeto de LIRIS per-mitirá observar 25 objetos simultá-neamente. Para ello, se diseñanunas máscaras que contienen estenúmero de rendijas, situadas de talmanera que coincidan con los as-tros que se van a observar. Podráincorporar 10 de esas máscaras si-multáneamente, esto implica poderestudiar hasta 250 objetos en el mis-mo tiempo en que con rendija únicase observan 10, sin tener que realizarningún cambio en el instrumento.

Las principales dificultades quepresenta la construcción de esteespectrógrafo es el hecho de traba-jar en el infrarrojo. Todos los cuer-pos por estar a una cierta tempera-tura emiten radiación, pero en mu-chos casos nosotros no podemosverla porque está fuera del rangodel visible, en concreto está pordebajo del rojo en el espectro. Estosupone que para poder detectar laradiación infrarroja que nos llega deun objeto lejano se ha de eliminar laemitida por cada uno de los elemen-tos que forman el instrumento e in-cluso el telescopio. Consecuente-mente hay que trabajar a tempera-turas extremadamente bajas paraevitar las posibles perturbaciones.

La tecnología a bajas temperaturases lo que conocemos como «crio-genia». El detector debe enfriarse a–220 ºC, una temperatura difícil dealcanzar, ya que algunos compo-nentes no pueden soportar varia-

ciones de más de 1 ºC por segundosin romperse. Después se ha demantener con una estabilidad deuna milésima de grado. Son mu-chos los problemas que conllevatrabajar en estas condiciones. Elhecho de que la fabricación se rea-lice a temperatura ambiente y des-pués se enfríe lleva implícito quetodos los materiales que lo formanse contraigan de formas distintas,la pintura salte, no se puedan utili-zar lubricantes... un sinfín de pro-blemas relacionados más con la altatecnología que con la Astrofísica.El resultado ha sido un instrumen-to que pesa alrededor de 1.500 kgy lleva más de 1 km de cables en suinterior.

Lo que el ojo no ve

El infrarrojo es una ventana del es-pectro que nos permite ver otrosaspectos del Cosmos. En primerlugar se puede obtener más infor-mación de los objetos que ya co-nocemos en el rango visible del es-pectro electromagnético y en segun-do, permite observar astros que sólose pueden detectar en el infrarrojo.Algunos de los objetosastronómicos ocultos al visibleson aquéllos que están rodeadospor nubes de gas y polvo. Estasnubes absorben parte de la luz queemite el astro, siendo más transpa-rentes al infrarrojo. Por esta razón,la luz que nos llega sólo se ve eneste rango. Así, con LIRIS se po-drán observar nebulosasprotoplanetarias, que resultan deuna estrella que ha perdido la capamás externa, o regiones que tienenuna activa formación estelar. Otrade las aplicaciones será la detec-ción de planetas gigantes en pro-ceso de formación. También los ob-jetos muy distantes, como en elcaso del cuásar detectado, mues-tran un espectro muy desplazadohacia el rojo y, por tanto, tambiénserán candidatos para las obser-vaciones con este instrumento.

Vista del WHT con LIRIS(parte inferior).

Foto: Miguel Briganti (SMM /IAC)

Nebulosa Planetaria NGC 2346 o"Nebulosa de la Bailarina",

primera imagen obtenida por elespectrógrafo LIRIS. Esta imagencorresponde a la línea de emisión,

en 2,12 micras, del hidrógenomolecular.

Procesamiento de imagen:Almudena Zurita (ING).



EL ECO DEEL ECO DEEL ECO DEEL ECO DEEL ECO DEUNA ESTRELLAUNA ESTRELLAUNA ESTRELLAUNA ESTRELLAUNA ESTRELLA

Un astrónomo del Gru-po Isaac Newton(ING), del Observato-

rio del Roque de los Mucha-chos (La Palma), y anteriormen-te investigador del IAC, haobtenido imágenes espectacu-lares de la estrella V838Monocerotis, de la constela-ción del Unicornio(Monoceros), con el Telesco-pio Espacial “Hubble”. Estaestrella llegó a ser la más bri-llante de nuestra galaxia cuan-do explotó a principios del2002. La imagen forma parte deun estudio de investigación enel que participan astrónomosde diversas instituciones deEstados Unidos, de la Agen-

cia Espacial Europea y del Ob-servatorio Astronómico dePadua-Asiago en Italia, ade-más, del ING. Esta imagen fuepublicada en la portada de larevista Nature el 27 de marzo.

V838 Monocerotis estalló enenero del 2002 y en pocas se-manas su luminosidad aumen-tó 10.000 veces. La enormecantidad de energía produci-da súbitamente por la estrelladio lugar a una enorme burbu-ja de luz que se expandía agran velocidad y fue observa-da poco tiempo después deque explotara. El fenómeno,llamado “eco de luz”, es unevento extraño que raras ve-

Imagen de la estrella V838 Monocerotis, tras expulsar sus capas másexternas, obtenida por el Telescopio Espacial Hubble el 17 de diciembrede 2002. © NASA, ESA y Howard Bond (STScI).

V838 MONOCEROTISESTALLÓ EN ENERODEL 2002 Y ENPOCAS SEMANAS SULUMINOSIDADAUMENTÓ 10.000VECES.

LA REVISTA NATUREPUBLICÓ ENPORTADA UNAIMAGEN OBTENIDACON EL TELESCOPIOESPACIAL “HUBBLE”POR UNASTRÓNOMO DELGRUPO ISAACNEWTON DE LAPALMA.



Más información:http://hubblesite.org/newscenter/

archive/2003/10/http://oposite.stsci.edu/pubinfo/

PR/2002/30/index.html

ces se da y no está relaciona-do con las ya conocidas ex-plosiones de novas.

Durante el eco de luz se pue-de ver directamente el movi-miento de la luz mientras éstase expande alejándose de la es-trella e ilumina toda la materiaque encuentra a su paso.

Una de las primeras imágenesdetalladas de este eco de luzya fue obtenida con el Telesco-pio “William Herschel”, de 4,2m de diámetro, el 28 de marzodel 2002. Las imágenes toma-das en fechas sucesivas utili-zando el Telescopio Espacial“Hubble” revelaron la expan-sión del eco de luz, así comotambién la compleja estructu-ra del gas y polvo que rodea-ban la estrella. La secuenciade imágenes permitió a los as-trónomos medir la distancia ala estrella (aproximadamente20.000 años luz) y la cantidadde energía liberada en la ex-plosión.

“En el momento de la explo-sión -comenta RomanoCorradi, el astrónomo del INGque participa en esta investi-gación-, V838 Monocerotisllegó a ser temporalmente laestrella más brillante entre los100.000 millones de soles queforman nuestra galaxia, la VíaLáctea. Pensamos que V838Monocerotis es actualmenteun sistema formado por dosestrellas cuya cercanía es pro-bable que afectara a la evolu-ción de ambas, conduciéndo-las a consecuencias catastró-

ficas como la transferencia degas de una a otra. Sin embar-go, el origen de la explosiónestelar observada en el 2002es todavía misteriosa y sepiensa que el caso de V838Monocerotis constituye unnuevo tipo de explosión este-lar.”

El eco de luz irá desaparecien-do lentamente mientras el bri-llo de la estrella volverá a suvalor inicial, cuando se en-cuentra en su estado normal.Se prevé que «el eco se oirá»hasta el 2010. Pero, es en estebreve periodo de su existen-cia (pocos años, comparadocon la vida media normal deuna estrella, que es de algu-nos miles de millones de años)nos proporcionará informa-ción crucial para entendermejor la vida de las estrellasen el Universo, y cómointeractúan entre ellas.

El ING es una entidad crea-da mediante acuerdo entrelas siguientes instituciones:Particle Physics andAstronomy Research Council(PPARC), de Gran Bretaña,Nederlandse Organisatie VoorWetenschappelijk Onderzoek(NWO), de Holanda, e Insti-tuto de Astrofísica de Cana-rias (IAC), de España. EL INGopera el Telescopio “WilliamHerschel”, de 4,2 m, el Telesco-pio “Isaac Newton”, de 2,5 m, yel Telescopio “JacobusKapteyn”, de 1 m. Estos te-lescopios están situados enel Observatorio del Roquede los Muchachos, en la Pal-ma, perteneciente al IAC.

Secuencia evolutiva de laexpansión de la estrella V838

Monocerotis. Imágenesobtenidas por el Hubble el 20 de

mayo, el 2 de septiembre, el 28de octubre y el 17 de diciembre

de 2002.© NASA, ESA y Howard Bond

(STScI).



TRÁNSITTRÁNSITTRÁNSITTRÁNSITTRÁNSITO DEO DEO DEO DEO DEMERMERMERMERMERCURIOCURIOCURIOCURIOCURIO

Con motivo del paso deMercurio por delantedel disco solar, el pa-

sado 7 de mayo, desde las5:12h TU y hasta las 10:31hTU, se hizo un seguimiento deltránsito del planeta con distin-tos instrumentos situados enlos Observatorios del IAC.

En el Observatorio del Teide,en Tenerife, el instrumentoGONG que forma parte de lared internacional de Sismo-logía Solar GONG (GlobalOscillation Network Group),liderada por el ObservatorioSolar Nacional (NSO) de Esta-dos Unidos, siguió el tránsitojunto con otros dos instru-

mentos situados en Australiay en la India.

En el Observatorio del Roquede los Muchachos, en La Pal-ma, se realizó un programa es-pecial en el Telescopio SolarSueco (SST), cuyas imágenesse pudieron ver en directo des-de una página web. Tambiénse observó el fenómeno des-de el Telescopio Abierto Ho-landés (DOT). Por su parte, laAgrupación Astronómica Islade La Palma retransmitió elevento en Internet con ayudade dos telescopios situados enlas inmediaciones del Telesco-pio «Isaac Newton».

Imagen simulada del tránsito deMercurio por delante del Sol.Autor: Gabriel Pérez (SMM/IAC)

EL PASO DELPLANETA PORDELANTE DEL SOLEL PASADO 7 DEMAYO FUE SEGUIDODESDE LOSOBSERVATORIOSDEL IAC.

EL FENÓMENOCOMPLETO DURÓ5 HORAS Y19 MINUTOS.

EN EL CASO DEMERCURIO, SEPRODUCEN13 TRÁNSITOSCADA SIGLO.

Secuencia de imágenes del tránsito de Mercurio obtenidas por elTelescopio Solar Sueco, perteneciente a la Real Academia de Cienciasde Suecia e instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos(La Palma)



Efemérides

Un «tránsito», en Astronomía,es el paso de un planeta inte-rior sobre el disco solar. En estaocasión la trayectoria de esteplaneta no pasó por el centrodel Sol. El fenómeno completoduró 5 horas y 19 minutos.Desde Canarias no se pudo vertodo el fenómeno completo, yaque el Sol salía una hora des-pués del primer contacto.

El disco de Mercurio es de 12",un 0,6 % del tamaño del discosolar y, por tanto, el fenómenosólo fue observable con ayu-da de telescopios. La técnicautilizada habitualmente es me-diante la proyección del Solsobre una superficie, nuncamirando directamente al Sol, loque podría provocar serias le-siones oculares.

Las efemérides de un tránsitosuelen darse en función de losinstantes en los que se produ-cen contactos entre el discodel planeta y del Sol. En totalhay cuatro contactos, dos ex-teriores, que indican el inicioy final del tránsito, en los quelos discos son tangentes porla parte exterior; y dos interio-

res, en los que el disco del pla-neta es tangente al disco so-lar por el interior. Otro dato im-portante es la posición demáximo acercamiento entre loscentros del planeta y el Sol,que indica el momento máxi-mo del tránsito.

Este tránsito, uno de los 13que se producen cada siglo enel caso de Mercurio, fue visi-ble en todas sus fases desdeEuropa, excepto parte de Es-paña y Portugal, desde Asia,excepto su extremo más orien-tal, y desde buena parte deÁfrica. Concretamente, en Es-paña, el fenómeno completose pudo ver desde las islasBaleares y la mitad oriental dela Península.

Los tránsitos han sido, en elpasado, uno de los fenóme-nos astronómicos más valo-rados por los astrónomos pararealizar medidas del SistemaSolar. Hoy en día es una opor-tunidad para involucrar a pro-fesores de ciencia y alumnosen el estudio del Sol y las ma-temáticas. Con este fin, la redGONG está editando un CD-Rom con material de divulga-ción científica.

Más información:GONG:

http://gong.nso.edu/mercury_transit03Telescopio Solar Sueco:

http://www.solarphysics.kva.se/Mercurytransit7May2003Agrupación Astronómica

Isla de La Palma:http://www.ing.iac.es/PR/AAP

Composición del tránsito deMercurio en diferentes posicionesobtenida por el instrumento de la

red GONG, instalado en elObservatorio del Teide.



TELESCOPIOTELESCOPIOTELESCOPIOTELESCOPIOTELESCOPIOLIVERPOOLLIVERPOOLLIVERPOOLLIVERPOOLLIVERPOOL

El pasado 7 de mayotuvo lugar un acto depresentación del «Te-

lescopio Liverpool» en el Ob-servatorio del Roque de losMuchachos, en La Palma. Con2 m de diámetro, es el telesco-pio que no precisa manejo hu-mano directo más grande delmundo. En el acto se descu-brió una placa en memoria deMartin Suggett, de los Mu-seos y Galerías nacionales deLiverpool (Reino Unido), yafallecido, quien desde el prin-cipio impulsó el proyecto del«Telescopio Liverpool».

Una de las particularidades deeste telescopio, que pertene-

EL PASADO 7 DEMAYO SE PRESENTÓEN LA PALMA EL«TELESCOPIOLIVERPOOL»:EL MAYORTELESCOPIOROBÓTICO DELMUNDO.

ESTE TELESCOPIO,INSTALADO EN ELOBSERVATORIO DELROQUE DE LOSMUCHACHOS,FUNCIONARÁ PORCONTROL REMOTOY ESTARÁASOCIADO A UNPROGRAMA DEDIVULGACIÓNCIENTÍFICA PARAESCOLARES.

ce a la Universidad JohnMoores de Liverpool (ReinoUnido), es su funcionamientorobótico, es decir, que puedeser dirigido de forma remota oser programado para trabajarautónomamente. Además, lacúpula tiene un diseño inno-vador que permite abatirla porcompleto: al quedar totalmen-te abierto el telescopio, éste semantiene a la temperatura ex-terior, evitando así los proble-mas de turbulencias. Otra delas características fundamen-tales de este telescopio es lacalidad de imagen que se ob-tendrá con él. El primer instru-mento que se ha montado esuna cámara CCD que propor-

Exterior del «Telescopio Liverpool»,instalado en el Observatoiro delRoque de los Muchachos (LaPalma). Foto: Miguel Briganti(SMM/IAC)

De izquierda a derecha, Mike Bode, Director del «TelescopioLiverpool», Michael Brown, Rector de la Universidad John Moores deLiverpool (Reino Unido), Francisco Sánchez Director del IAC, AbilioReyes, Alcalde de Garafía, y David Fleming, Director de los MuseosNacionales de Liverpool . Foto: Luis Cuesta (IAC).



cionará una resolución de0,135" por píxel.

Sobre su utilización, el 70% deltiempo pertenece al ReinoUnido, el cual se repartirá en-tre la propia Universidad deLiverpool y el Consejo de In-vestigación en Física de Partí-culas y Astronomía (PPARC),organismo que gestiona eltiempo destinado a la comuni-dad británica. Además, un 5%del tiempo de observación es-tará reservado a estudiantesy aficionados británicos. El«Telescopio Liverpool» esta-rá asociado al programa deDivulgación Social de la Cien-cia y la Tecnología del ReinoUnido. Las imágenes directasque se obtengan con este te-lescopio ilustrarán las charlaspúblicas del Museo y del Pla-netario de Liverpool. Profeso-res y estudiantes británicostambién se beneficiarán delPrograma para Escolares del«Telescopio Liverpool» pu-diendo realizar prácticas conél. Una página web educativafacilitará la comunicación en-tre el telescopio y los colegiosy escuelas universitarias quesoliciten datos observacionales.Asimismo, se está desarrollandoun programa de procesamien-to de imágenes que permitiráa los alumnos trabajar con losdatos requeridos.

En virtud de los Acuerdos In-ternacionales de Astrofísica,España dispondrá, como enlos demás telescopios insta-lados en los Observatorios del

IAC, del 20% de uso del «Te-lescopio Liverpool», más un5% en programas de colabo-ración internacional. A partirde 2004, cuando el telescopioesté operativo y se hayan es-tablecido los procedimientosde utilización, se destinaránhasta 10 noches al año paraprogramas españoles de di-vulgación.

En cuanto a la investigacióncientífica, los principales ob-jetivos son: el seguimiento deobjetos o eventos celestesvariables a diferentes escalasde tiempo, identificación y se-guimiento de fenómenos im-predecibles, como lassupernovas, observacionessimultáneas con otros instru-mentos terrestres o espacia-les y, finalmente, mapeos a pe-queña escala y seguimientode los objetos que se descu-bran a partir de éstos.

Además de autoridades loca-les, investigadores, represen-tantes del Observatorio delRoque de los Muchachos ydel Comité Científico Interna-cional (CCI) de los observa-torios del IAC, así como res-ponsables del «TelescopioLiverpool», al acto asistieron:Abilio Reyes, Alcalde deGarafía, Francisco Sánchez,Director del IAC, MichaelBrown, Rector de la Universi-dad John Moores deLiverpool (Reino Unido), yRichard Wade, responsablede la política astronómica delPPARC (Reino Unido).

Interior del «Telescopio Liverpool».Foto: Miguel Briganti (SMM/IAC)

Más información e imágenes:http://telescope.livjm.ac.uk/



GALAXIASGALAXIASGALAXIASGALAXIASGALAXIASELÍPTICASELÍPTICASELÍPTICASELÍPTICASELÍPTICAS

Utilizando imágenesobtenidas con el Te-lescopio Espacial

«Hubble», un equipo de astró-nomos ha concluido que dosde los tipos más comunes degalaxias son diferentes versio-nes del mismo grupo de obje-tos. Durante mucho tiempo seha pensado que las galaxias«elípticas enanas» y «elípticasgigantes», aunque tuvieran unnombre similar, eranmorfológicamente galaxiasmuy distintas. Estos resulta-dos, que aparecerán en la edi-ción de junio de la revistaAstronomical Journal, cam-biarán fundamentalmente lacomprensión que tenían losastrónomos sobre estos im-portantes componentes delUniverso, haciendo más fácilentender cómo se forman lasgalaxias.

Hasta ahora, para el estudio delas «elípticas gigantes» se uti-lizaban como referente lasgalaxias más luminosas y másmasivas (supergigantes), yaque eran más fáciles de detec-tar. En función de ellas se ha-bía establecido un modelopara cada tipo de galaxia elíp-tica: enanas y gigantes. Lo quese ha podido constatar en estainvestigación es que lassupergigantes son la excep-ción y que, en cambio, existeuna continuidad morfológicaentre las elípticas enanas y gi-gantes. Para llegar a estas con-clusiones se han estudiado200 galaxias de estos dos ti-pos y se ha profundizado en

su estructura, dejando al des-cubierto la posibilidad de quelas elípticas supergigantestengan en su núcleo dos agu-jeros negros en proceso defusión que hace que su estruc-tura se aleje del resto de las«elípticas» ya unificadas.

«Esto ayuda a simplificar elUniverso, porque reemplaza-mos dos tipos distintos degalaxias por uno solo», decla-ra Alister Graham, autor prin-cipal del artículo, en la actuali-dad astrónomo de la Universi-dad de Florida y anteriormen-te del IAC, donde inició estasinvestigaciones. «Pero lasimplicaciones van más allá dela mera taxonomía astronómica.Los astrónomos habían pen-sado que los mecanismos deformación para estos objetosdeberían ser diferentes, perocon esto se unifica el procesode construcción».

Graham amplía este trabajo enotro artículo, que aparece enel mismo número de la revistaastronómica, realizado juntocon Ignacio Trujillo, del Insti-tuto Max-Planck de Astrono-mía, en Alemania, y anterior-mente del IAC, así como conPeter Erwin y Andrés Asensioambos también del IAC.

Unificación de galaxias

Las galaxias, los bloques queforman el Universo visible, sonenormes sistemas de estrellasligadas por la gravedad. Exis-

HASTA AHORA,LAS GALAXIASELÍPTICAS ENANAS YGIGANTES SECONSIDERABAN DENATURALEZADISTINTA. TRAS ELESTUDIO DE 200GALAXIAS DE LOSDOS TIPOS, LOSINVESTIGADORESCONCLUYEN QUE SETRATA DE VERSIONESEXTREMAS DE UNMISMO TIPO DEOBJETO.

LAS ELÍPTICASSUPERGIGANTESPODRIAN TENER EN SUNÚCLEO DOSAGUJEROS NEGROS ENPROCESO DE FUSIÓNQUE ALEJARÍAN SUESTRUCTURA DELRESTO DE LAS«ELÍPTICAS» YAUNIFICADAS.

Simulación de agujeros negrosmasivos en los núcleos de galaxiaselípticas gigantes. Imagen: GabrielPérez (SMM/IAC).



ten diferentes tipos y formas. Porejemplo, la Vía Láctea, en la quereside nuestro sistema solar, esuna galaxia «espiral», así llama-da por su forma de disco al queva unida una estructura de bra-zos espirales. Otras galaxias seconocen como «irregulares» por-que no tienen una forma distinti-va. Pero tanto las «elípticas ena-nas» como las «elípticas gigan-tes» son los tipos más comunes.

En las pasadas dos décadas, losastrónomos habían consideradolas galaxias «elípticas gigantes»,que contienen cientos de milesde millones de estrellas, y las«elípticas enanas», que contie-nen menos de mil millones de es-trellas, sistemas completamentedistintos. Ésta era de alguna for-ma una distinción natural: no sóloporque las galaxias «elípticas gi-gantes» contienen más estrellas,sino porque además las estrellasestán más agrupadas en los cen-tros de estas galaxias. En otraspalabras, la distribución total de es-trellas parecía ser muy diferente.

Modelo matemático

Alister Graham y RafaelGuzmán, también de la Universi-dad de Florida, decidieron revi-sar las teorías aceptadas sobreeste tema. Ambos analizaron imá-genes de galaxias elípticas ena-nas tomadas por el Telescopio«Hubble» y combinaron sus re-sultados con los datos de unasde 200 galaxias, tomados previa-mente. El resultado de esta uniónreveló que las propiedades es-tructurales de las galaxias elípti-cas varían de forma continua en-tre los dos tipos, que son versio-nes extremas del mismo tipo deobjeto. «Por ejemplo, –explica Ra-fael Guzmán- si bien es cierto quelo núcleos de las «elípticas gigan-tes» son más luminosos que los

de las «elípticas enanas», estavariación se produce de formacontinuada de acuerdo con unaley universal común a ambos ti-pos de galaxias. La única excep-ción a esta regla la constituyenlas galaxias elípticas gigantesmás masivas (supergigantes)».

Según Graham, «en los años re-cientes un gran número de estu-dios han revelado que muchosde los núcleos de las galaxiaselípticas supergigantes han sidovaciados de estrellas». Como sedescribe en el segundo artículo,publicado en colaboración conTrujillo, Erwin y Asensio, losastrónomos sospechan que losresponsables son agujeros ne-gros masivos, los cuales expul-san las estrellas que están en losalrededores, o también las devo-ran cuando están muy cerca delcentro. De ahí la ausencia de es-trellas que parece darse en tor-no a estos agujeros negros.

Hasta ahora, los núcleos de es-tas galaxias han sido tratadoscomo distintas entidades respec-to al resto de la galaxia. Efecti-vamente, han sido descritos conmodelos que fallaban más allá dela región central. Sin embargo,recientes revelaciones de la es-trecha conexión entre la masa delagujero negro central y las pro-piedades de las galaxias han per-mitido a Graham y su equipopresentar un nuevo modelo ma-temático capaz de describir si-multáneamente la distribuciónde estrellas en ambas partes dela galaxia, interna y externa. «So-lamente después de introducirlas modificaciones de los nú-cleos, tras conectar el dominiodel agujero negro con la estruc-tura externa de la galaxia, ha sidoposible unificar las poblacionesde galaxias gigantes y enanas»,concluye Graham.

Nota de prensaUniversidad de Florida:

http://www.napa.ufl.edu/2003news/galaxies.htm

Galaxia espiral barrada NGC 1300© José Alfonso López Aguerri, M.

Prieto, C. Muñoz-Tuñón, A. M.Varela y Jordi Cepa (IAC)



Con el nuevo Telesco-pio Solar Sueco (SST),instalado en el Obser-

vatorio del Roque de los Mu-chachos, en la Palma, se hanobtenido las imágenes de ma-yor resolución del «limbo so-lar» (límite de la parte visibledel Sol). Físicos solares de laCorporación LockheedMartin, el Centro Nacional parala Investigación Atmosférica yel Instituto para la Física Solarde la Real Academia de Cien-cias Sueca las han analizado yhan encontrado una gran va-riedad de estructuras. Sus re-sultados, los cuales se presen-taron en el congreso de la So-ciedad Astronómica America-na, en Baltimore, abordan teo-rías ya establecidas sobrecómo varía el brillo del Sol enescalas temporales de déca-das. Estos cambios puedentener influencia sobre el clima

LA SUPERFICIELA SUPERFICIELA SUPERFICIELA SUPERFICIELA SUPERFICIEDEL SOL EN 3DDEL SOL EN 3DDEL SOL EN 3DDEL SOL EN 3DDEL SOL EN 3D

EL NUEVO TELESCOPIOSOLAR SUECO, DELOBSERVATORIO DELROQUE DE LOSMUCHACHOS, OBTIENEIMÁGENES DEL «LIMBOSOLAR» CON UNARESOLUCIÓN DE 75 KM.

LAS MANCHASSOLARES Y LOS«POROS» OSCUROSMÁS PEQUEÑOS SE VENHUNDIÉNDOSE EN LOSBORDES DE LAGRANULACIÓN.

ESTE FENÓMENO,LLAMADO «DEPRESIÓNDE WILSON», HABÍASIDO DEDUCIDO DEOBSERVACIONES DEMENOR RESOLUCIÓNDE GRANDES MANCHASSOLARES, PERO NUNCASE HABÍAN RESUELTODIRECTAMENTE HASTAAHORA.

de la Tierra y enmascarar lascontribuciones humanas alcalentamiento global.

«Hasta hace poco pensába-mos que la fotosfera solar erauna ‘superficie’ relativamenteplana y uniforme, con algunamancha solar ocasional» diceTom Berger, investigadorprincipal del estudio y físicosolar en el Laboratorio Solar y deAstrofísica del Centro de Tecno-logía Avanzada LockheedMartin, en Palo Alto(California). «Ahora, utilizan-do el nuevo Telescopio SolarSueco (SST), de 1 metro, ins-talado en el Observatorio delRoque de los Muchachos, enLa Palma, hemos obtenido, porprimera vez, imágenes de laestructura tridimensional delos ‘gránulos’ convectivosque cubren la fotosfera».

Imagen de una región solar activa cerca del borde del Sol tomada conel SST en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma). Seaprecia la estructura tridimensional de la fotosfera cuando se observatan oblicuamente. Imagen tomada por Goran Scharmer y procesadapor Mats G. Löfdahl, ambos del Instituto de Física Solar de la RealAcademia de Ciencias de Suecia. © SST. ROYAC.



La superficie solar consistemayormente en una estructu-ra celular irregular causada porlas variaciones de temperatu-ra. Las celdas, llamadas ‘grá-nulos’, son evidencias de laconvección, que es el meca-nismo mediante el cual setransporta el calor hasta la su-perficie, como sucede al her-vir agua cuando las burbujasde aire suben desde el fondo.Cada gránulo solar tiene unasuperficie aproximada de dosveces la Península Ibérica.Con la resolución de 75 km delSST, las manchas solares y los«poros» oscuros más peque-ños se ven hundiéndose enlos bordes de la granulación.

Más información e imágenes:http://www.solarphysics.kva.se/http://lmms.external.lmco.com/

newsbureau/pressreleases/03.26.html

Este fenómeno, llamado «de-presión de Wilson», habíasido deducido de observacio-nes de menor resolución degrandes manchas solares,pero nunca se habían resuel-to directamente hasta ahora.

Los análisis preliminares dealgunas de las imágenes serecogen en el artículo deBruce Lites del NCAR, GöranScharmer, de la Real Acade-mia de Ciencias Sueca, y deAlan Title y Tom Berger, delLaboratorio Solar y de Astro-física Lockheed Martin, queactualmente se encuentra enrevisión para la revista SolarPhysics.

Telescopio Solar Sueco, de 1m dediámetro, de la Real Academia de

Ciencias sueca e instalado en elObservatorio del Roque de los

Muchachos (La Palma).Foto: Miguel Briganti (SMM/IAC).

Comparación entre una imagen de una región solar activa cerca delborde y en el centro del disco. En la de arriba se aprecia la estructuratridimensional, especialmente cerca de las manchas, y las fáculasaparecen como gránulos brillantes, mientras que en la segunda seobservan pequeños elementos magnéticos en las zonas entre gránulos.© SST. ROYAC

Imagen tomada por LucRouppe van der Voort,del Instituto deAstrofísica Teórica de laUniversidad de Oslo(Noruega), y procesadapor Mats G. Löfdahl,del Instituto de FísicaSolar de la RealAcademia de Cienciasde Suecia, Tom Berger,del Laboratorio Solar yde Astrofísica de laLockheed Martin dePalo Alto, California.

Imagen tomada porTom Berger, delLaboratorio Solar y deAstrofísica de laLockheed Martin dePalo Alto, California.



CONGRESOS

Congreso Internacional de Astrofísica:“Galaxias satélite y corrientes de marea galácticas”

Cartel del congreso «Satellites and Tidal Streams». Diseño: Narciso Hernández.

Participantes en el Congreso Internacional de Astrofísica «Satellites and Tidal Streams». Foto: Javier Méndez (ING).



CONGRESOS

Entrevistas realizadas por BibianaBonmatí (IAC). Fotografías:Bibiana Bonmatí (IAC) y JavierMéndez (ING).Participantes del congreso en el Telescopio «William Herschel». Foto: Javier Méndez.

Los Cancajos (La Palma). 26-30/05/03

Del 26 al 30 de mayo se celebró en Los Cancajos(La Palma) el congreso sobreSatellitescongreso sobre Satellites and Tidal Streams

(Galaxias satéatélite y corrientes de marea galácticas).El congreso fue organizado por el Grupo de Telescopios

Isaac Newton (ING) y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y contócon el apoyo financiero del Ministerio de Ciencia y Tecnología, el CabildoInsular de La Palma, el Ayuntamiento de Breña Baja y el Patronato deTurismo de La Palma.

El estudio de la formación de galaxias es uno de los temas claves de laastrofísica moderna. Los modelos cosmológicos actuales sostienen que laformación de estructuras en el Universo se realiza jerarquicamente, de talmanera que las galaxias se crean a partir de la agregación de estructurasmás pequeñas. Por ejemplo, las galaxias más masivas se habrían formado apartir de la fusión de galaxias de menor tamaño, y éstas, a su vez, de otrasaún más pequeñas o, incluso, de agrupaciones de estrellas.

A las galaxias que orbitan alrededor de otras de mayor masa, como la Lunagira alrededor de la Tierra, se las denomina «galaxias satélite». Cuandouna galaxia satélite es engullida por la galaxia principal, proceso acuñadocomo «canibalismo galáctico», deja tras de sí una estela de materia llamada«corriente de marea galáctica».

El hecho de que en la actualidad se observen galaxias satélite y corrientesde marea es una demostración de que el proceso de formación jerárquicade galaxias continúa hoy día. Sin ir más lejos, en la Vía Láctea, la galaxia enla que nos encontramos, se ha detectado recientemente una corriente de

marea asociada a la galaxia enanade Sagitario, la galaxia satélitemás cercana a nosotros. Otro buenejemplo de canibalismo galácticotiene lugar en la galaxia deAndrómeda, la mayor del GrupoLocal de galaxias. En ambosdescubrimientos se utilizó elTelescopio Isaac Newton (INT),instalado en el Observatorio delRoque de Los Muchachos, en LaPalma.

En el congreso, se presentarán losúltimos resultados sobre materiaoscura, ya que el estudio de lainteracción gravitatoria de lasgalaxias con sus satélitesproporciona pistas sobre lascaracterísticas y distribución deesta forma de materia dominanteen el Universo.

Dentro de las actividadesrelacionadas con el congreso, elmartes 27 de mayo tuvo lugar unarueda de prensa en el hotel H10Taburiente Playa, sede delcongreso. Además, el miércoles 28,Manuel Vázquez, investigador delIAC, pronunció una conferenciaabierta al público en el Real ClubNáutico en Santa Cruz de laPalma.

Más información:Página web del congreso:http://www.iac.es/proyect/sattail/Nota de prensa: Canibalismogalácticohttp://www.iac.es/gabinete/noticias/2001/mar08.htmNota de prensa: One ring to encompassthem all: A giant stellar structuresurrounding the Milky Wayhttp://www.ing.iac.es/PR/press/ras20030106.htmlNota de prensa: Our galaxy´s «sister»is a cannibalhttp://www.ing.iac.es/PR/press/aao.html



CONGRESOS

RESULTADOS RELEVANTES SOBRE LA MATERIA OSCURA CON EL ESTUDIO DIGITALDEL CIELO «SLOAN»

Un nuevo proyecto en el marco del llamado «Estudio Digital del Cielo SLOAN» (Sloan Digital SkySurvey, SDSS) ha proporcionado la prueba más directa de que las galaxias residen en el centro degigantes concentraciones de materia oscura, las cuales pueden ser 50 veces más grandes que lagalaxia misma. Este estudio da apoyo directo a las teorías astronómicas generalmente aceptadas

sobre materia oscura. Francisco Prada, actualmente del IAC y del ING, junto con sus colaboradores de distintasinstituciones de SLOAN, presentaron estos resultados en el congreso «Galaxias satélite y corrientes de mareagaláctica». Aunque no puede ser observada directamente, se cree que la materia oscura constituye el 27% del totalde la masa del Universo, comparada con sólo el 3% de la materia normal observada. El resto, de acuerdo con losmodelos de estructura y evolución del Universo, consiste en energía y radiación oscuras. El estudio de la materiaoscura «es importante porque es una medida directa de algunas de las propiedades predichas para este tipo demateria», explica el Prof. Anatoly Klypin, de la Universidad Estatal de Nuevo México. Prada y sus colaboradoresde SLOAN observaron 250.000 galaxias de las catalogadas con el fin de encontrar buenas candidatas para unestudio de los efectos gravitatorios de la materia oscura. De los datos de este muestreo se identificaron 3.000galaxias satélite -pequeñas galaxias orbitando a las galaxias grandes-, y se pudieron medir sus velocidades. Losinvestigadores determinaron la velocidad de cada galaxia satélite en relación con la galaxia a la que orbitamidiendo el desplazamiento al rojo en la luz de los objetos. Teóricamente, la velocidad de una galaxia satélite debedisminuir cuando ésta se aleja del objeto que está orbitando debido a los efectos de la gravedad. En el caso de losplanetas de nuestro sistema solar, donde hay demasiada poca materia oscura como para tener efecto gravitatorio,la disminución es rápida porque no hay masa entre los planetas y el Sol. Pero en las zonas exteriores de las galaxias,donde se cree que se acumula la materia oscura, la disminución de velocidad sería, si los modelos cosmológicos soncorrectos, mucho más gradual. «Nuestros resultados -señala Prada- implican la presencia de materia oscura. Loshallazgos proporcionan una fuerte evidencia que contradice la teoría de la gravedad alternativa DinámicaNewtoniana Modificada (MOND)». Controvertido desde que fuera propuesto en 1983, el modelo MOND eliminala necesidad de materia oscura en la explicación de la naturaleza del Universo, cambiando la ley de la gravedaden áreas tales como las «afueras» de las galaxias.

BÚSQUEDA DE MATERIA OSCURA EN LA PALMA

En el congreso Satellites and Tidal Streams, los investigadores Josep Flix y Manel Martínez, del Instituto de Físicade Altas Energías (IFAE) de Barcelona, y Francisco Prada, del IAC, presentaron el proyecto para la búsqueda demateria oscura con el telescopio de altas energías MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov).En los últimos años se han propuesto diversos candidatos para formar parte de la materia oscura. En la actualidadse especula con algún tipo de partícula pesada que hubiera sobrevivido a la «Gran Explosión», es decir, que fueralo suficientemente estable como para no haberse desintegrado hasta ahora. De las partículas conocidas, no hayninguna que cumpla estos requisitos. Sin embargo, en las últimas décadas, se han desarrollado nuevas teorías deFísica de partículas, las llamadas Teorías Supersimétricas, que además de explicar de manera unificada la naturalezay las características de todas las partículas conocidas y ajustarse a los resultados experimentales obtenidos en losgrandes aceleradores de partículas, predicen la existencia de un nuevo tipo de partículas de entre las cuales hayuna que podría ser una candidata muy plausible: el «neutralino» (distinta del «neutrino», partícula que también hasido candidata a materia oscura). Por ahora, no hay ninguna evidencia experimental directa de la existencia de estasnuevas partículas pero la teoría predice que podrán detectarse en el Large Hadron Collider (LHC), el gran aceleradorde protones que se esta construyendo en el CERN, en Ginebra, y que empezará a operar en el 2007.Las Teorías Supersimétricas predicen también que, en altas concentraciones, los neutralinos pueden interaccionarentre ellos, aniquilándose y dando como resultado radiación de muy alta energía (rayos gamma), que podría llegara detectarse de una forma indirecta en la Tierra. Las simulaciones cosmológicas predicen que estos neutralinoshabrían evolucionado y formado galaxias en el Universo que no podemos ver, pero sí «notar su presencia» debido alcampo gravitatorio que generan.MAGIC es un telescopio Cherenkov, que detecta luz visible producida por la radiación gamma al penetrar en laatmósfera. Con 17 m de diámetro, es el telescopio de este tipo mayor y más sofisticado del mundo, en el momentopresente, y tiene las características necesarias para poder detectar la señal procedente de la aniquilación de losneutralinos. El telescopio, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, empezará las observacioneseste verano, y la construcción de otro telescopio similar está prevista para el año próximo. MAGIC es una colaboracióninternacional, coliderada por el Instituto Max-Planck de Astrofísica (MPI) de Munich y el IFAE de Barcelona, enla que participan 19 institutos de distintos países: Armenia, Alemania, Italia, España, Estados Unidos, Polonia,Suiza, Rusia, Ucrania y Finlandia.



CONGRESOS

Una de las preguntasfundamentales de laastrofísica moderna es

cómo se formaron las galaxias queobservamos hoy día. El modelocosmológico para la formación deestructuras en el Universo es elde Materia Oscura Fría (CDM), quepredice un escenario de formaciónjerarquizada de galaxias. Lasgalaxias enanas serían las primerasen formarse en el Universo paraposteriormente fusionarse y formarlas galaxias mayores. Las galaxiasenanas satélite que observamos hoydía serían los objetos supervivientesde este proceso, y podrían serconsiderados como los restos visiblesde los «bloques de construcción» delas galaxias más masivas, como lanuestra.La Vía Láctea y sus satélites nosofrecen el laboratorio más próximopara estudiar estos satélites yponer a prueba algunas de laspredicciones de este modelocosmológico. Es interesante queel escenario de formaciónjerarquizada de galaxiaspropuesto por el CDM coincida agrandes rasgos con la teoríaclásica de la formación de la VíaLáctea propuesta por Searle &Zinn en 1978. En la última década,las cámaras CCD de gran campo(como la instalada en el telescopioIsaac Newton en el Observatoriodel Roque de los Muchachos) ylos sondeos de gran escala (comoel Sloan Digitalized Sky Survey -SDSS- o 2MASS) hanproporcionado resultados sinprecedentes en estudios de la

formación de nuestra Galaxia. Por primera vez se han detectado claramentesubestructuras en el halo de la Vía Láctea, cuyo origen parecen ser los restosde galaxias enanas destruidas por la fuerza gravitatoria de nuestra Galaxia yque reciben el nombre de corrientes de marea galácticas (tidal streams).La mayor corriente de marea conocida procede de la galaxia enana deSagitario, descubierta en 1994. Hoy sabemos que esta galaxia forma unacorriente que envuelve completamente a la Vía Láctea en una órbita polar,proporcionando un «test de partículas» natural para el estudio del halo demateria oscura de nuestra Galaxia. Sagitario no sólo contribuye a laconstrucción del halo con su componente estelar, sino que al menos 5cúmulos globulares galácticos conocidos estuvieron asociados a Sagitarioantes de su destrucción. A pesar de que esta corriente alcanza las regionesmás remotas del halo de nuestra galaxia (situadas al menos una distanciade 50 kiloparsec del Sol, las observaciones del 2MASS...) han confirmadolas predicciones teóricas de que esta corriente cruza el disco galáctico enlas cercanías de la vecindad solar. Numerosos grupos se han puesto a lacaza de estrellas de Sagitario en nuestras proximidades usando muestrasmuy extensas de estrellas con movimientos propios.El estudio de la estructura de nuestra Galaxia y su sistema de satélites haplanteado también preguntas sin respuesta en el marco de la teoría delCDM. Aunque esta teoría reproduce con éxito la estructura a gran escaladel Universo, sus predicciones no explican algunas de las observacionesrealizadas a más pequeña escala en nuestro entorno más cercano. Porejemplo, el numero de galaxias enanas rodeando la Vía Láctea es un ordende magnitud más pequeño que el espectro de masas predicho por el CDM.Además, en el contexto del CDM, el halo Galáctico fue construido a travésde la fusión de sistemas de baja masa, similares a las galaxias enanas. Sinembargo, los patrones de abundancia observados en los satélites de la VíaLáctea actuales son muy diferentes de los encontrados en las estrellas decampo del halo. Los «ladrillos» de la Vía Láctea serían entonces muydiferentes a las galaxias enanas que observamos hoy día en nuestro entorno.Otra controversia importante es el contenido en materia oscura de lasgalaxias satélites. Las observaciones de que algunas galaxias satélites están

en proceso de destrucción por las fuerzasde marea de la Vía Láctea (como la galaxiaUrsa Minor) sugieren que estos sistemaspodrían ser mas «frágiles» de lo previstopor el CDM, lo que pone restricciones aque estos sistemas estén rodeados de unhalo muy masivo de materia oscura. Elobjetivo del congreso fue reunir a losmayores expertos en el tema (incluyendoalgunos de los padres de la teoría del CDMy de las teorías de la formación de laGalaxia) para discutir todas estasdiscrepancias en una marco más próximoque el proporcionado por las publicacionescientíficas.

Una de las conclusiones de este congreso es que la Vía Láctea y su sistema desatélites esconden todavía muchos secretos. Sólo en este año hemos asistido agrandes descubrimientos (ej. la corriente de marea en Monoceros) de lossondeos de gran campo, pero quizás lo mejor esté todavía por venir. Corrientesde marea desconocidas podrían ser descubiertas una vez que el SDSS seacompletado. La búsqueda de los satélites «oscuros» (compuestos sólo por materiaoscura) propuestos por el CDM sólo ha comenzado. Los telescopios de la clase 10m permitirán estudiar la dinámica interna de los satélites de la Vía Láctea y«pesar» sus halos de materia oscura. La nueva generación de satélites astrométricos(GAIA, SIM, FAME) permitirán detectar nuevas galaxias destruyéndose en elhalo y, quizás, en la vecindad solar.

DAVID MARTÍNEZ DELGADOInstituto Max-Planck deAstronomía(Heidelberg, Alemania).Organizador del Congreso

Galaxia enana de Sagitario alrededorde la Vía Láctea.Composición: Gabriel Pérez (SMM/IAC).



CONGRESOS

Una corriente de marea,¿cómo se forma?

“Si observáramos laevolución de una galaxia enanacercana a otra gigante, veríamosque ésta en principio tiene unaforma esférica. La masa de lagalaxia gigante genera una fuerzagravitatoria que «estira» lagalaxia enana en una dirección,de manera que se deformagradualmente llegando a teneruna forma elipsoidal. El siguientepaso de la interacción entre las dosgalaxias es que las estrellasempiezan a desprenderse de laesfera inicial y se forma unacorriente de estrellasque sigue la órbita dela galaxia enanaalrededor de la galaxiagigante; esto es lo quese conoce como una«corriente de mareagaláctica». Finalmentela galaxia enana sedeshará totalmente ypasará a formar partede la galaxia gigante,aumentando de estaforma su masa.”

••••••••••••••• ¿Qué relación existeentre las corrientes demarea y las estructurasgalácticas?“Las estructuras de lagalaxia, como el halo y

el disco, son mucho más grandes. En realidad, el halo ha podido ser formadopor estas corrientes, que con el paso del tiempo se mezclan de forma queno quedan estructuras pequeñas y todo queda más bien homogéneo.De hecho, las corrientes de estrellas se pueden observar en las regionesexteriores de la galaxia más allá del final del disco, y es en esa zona dondese buscan este tipo de estructuras.Las corrientes de marea nos permiten, entre otras cosas, deducir cómo esla forma del halo, que está formado principalmente de materia oscura. Porejemplo en la corriente de marea de Sagitario observamos que describe ungran círculo alrededor de la Vía Láctea, por lo que podemos concluir queel halo de nuestra galaxia es esférico. Si no fuera así veríamos algo muydiferente, ya que habría una precesión de la órbita de la corriente de formaque el círculo se rompería.En el halo hay muy pocas estrellas y la existencia de corrientes permitenmedir el potencial de la masa invisible y medir el achatamiento del halo.”

••••••••••••••• Desde el descubrimiento de la corriente de marea de Sagitario en 1994,¿Cuál ha sido el siguiente paso en el estudio de las corrientes de marea?“Durante tres años hemos realizado un estudio exhaustivo de la galaxia deAndrómeda, una gigante muy próxima a la Vía Láctea, aproximadamente 2millones de años luz. Lo que se pretendía era hacer un censo de las estrellasen el exterior de la galaxia para poder evaluar la cantidad de materiaoscura que hay alrededor de Andrómeda. Para ello hemos utilizado unpotente instrumento en el Telescopio «Isaac Newton» (INT), instalado enel Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma. Se trata de unacámara de gran campo, aproximadamente el tamaño de una Luna, con laque se han realizado 150 campos de Andrómeda, que ocupa 30º sobre elcielo –incluido el halo-, y se ha podido medir la luminosidad de estrellasindividuales.Este estudio nos ha permitido descubrir que existen unas subestructurasen el halo formadas por concentraciones de materia. Estas subestructurasse predicen en los modelos cosmológicos. Además hemos encontrado unacorriente de estrellas gigantesca, que tiene una longitud deaproximadamente medio millón de años luz y que pasa por los polos de lagalaxia.”

••••••••••••••• Se sabe que la composición del halode Andrómeda y de la Vía Láctea noson iguales ¿Cuál podría ser la causa?“Efectivamente, las estrellas del halode nuestra galaxia parecen ser másviejas y pobres metálicamente que lasdel halo de Andrómeda que son másmetálicas; la metalicidad se refiere ala abundancia cualquier elemento máspesado que el helio.Si asumimos que tanto la Vía Lácteacómo Andrómeda se han formado porla destrucción de galaxias satélite quehan pasado a formar parte,principalmente, del halo,probablemente la respuesta es quelas galaxias enanas «engullidas» porAndrómeda eran metálicamente másricas que las satélite de la VíaLáctea.”

RODRIGO IBATAObservatorio de Estrasburgo(Francia)

© Galaxia de Andrómeda. Richard Sword, Insituteof Astronomy, Cambridge.



CONGRESOS

La terminología de materiaoscura fría (CDM, ColdDark Matter), ¿cómo

surgió?“La terminología sobre materiaoscura, fría, templada y caliente,fue utilizada por primera vez enuna charla que di en Francia en1983, y también por Dick Bond. Losdos estuvimos de acuerdo en queésta era una terminología muchomejor que la que se utilizabaanteriormente (materia oscura delargo recorrido libre y de cortorecorrido libre). Después, todo elmundo utilizó esta terminología,pero, creo que nosotros lautilizamos por primera vez en laprimavera de 1983, exactamente 20años atrás.El primer artículo(1) en el que sepresentó una imagen de la teoríaCDM fue realizado por GeorgeBlumenthal, Sandra Faber y yo, dela Universidad de Santa Cruz(California), en colaboración conMartin Rees, de Cambridge. Enél aparecía lo que se consideracomo el primer mapa de materiaoscura fría.”

••••••••••••••• ¿Qué características debetener una partícula para ser unacandidata a CDM?“Lo más importante es que paraque una partícula sea CDM ha de

haber tenido velocidades muy bajas durante el Universo temprano. Esta esla gran diferencia entre, por ejemplo, la materia oscura templada y lacaliente.Pero, en cualquier caso, la naturaleza de la partícula es completamentelibre. Podría ser masiva, como las partículas supersimétricas WIMP (WeaklyInteracting Massive Particle), que son mucho más pesadas que un núcleode oro, o podría ser extremadamente ligera como el axión, que es mil millonesde veces más ligero que el protón. Así pues, ya sean cientos de veces lamasa del protón o millones de veces menor, todas ellas podrían ser candidatasa materia oscura.De hecho la CDM podría haber sido la componente de los agujeros negrosprimordiales, pero cualquiera que sea la partícula debería haber tenidouna velocidad muy baja. La mayor parte de los científicos se inclinan porlas WIMPs. Existe una pequeña evidencia de la supersimetría, que aunqueno sea en absoluto convincente, es suficiente para que los físicos teóricosconsideren que esta teoría empieza a tener sentido.La física de partículas está poniendo mucho esfuerzo en la confirmaciónde estas teorías, aunque resulta muy costosa. Se está intentando comprobaren experimentos bajo tierra, en telescopios que buscan la radiación deaniquilación de las partículas, como MAGIC (instalado en el Observatoriodel Roque de los Muchachos, en La Palma), y por supuesto en losaceleradores. Tan pronto como el LHC (Large Hadron Collider) se pongaen marcha, sabremos inmediatamente si estas ideas son correctas o no.Otra de las razones por las que estas partículas supersimétricas masivas«gustan» es porque la física de partículas diseñó esta supersimetría sinrelación alguna con la cosmología y la posibilidad de que éstas puedan serel origen natural de la materia oscura, predicha por dos teorías que se handesarrollado independientemente, es una bonita posibilidad.”

••••••••••••••• ¿Qué papel desempeña la CDM en la formación jerárquica de galaxias?“Antes de la teoría CDM se pensaba que la Vía Láctea se había formado porun proceso de acreción, esto fue propuesto en los 70, antes de la CDM quenació en los 80. Pero la idea de que todo en el Universo ha sido formado por

JOEL R. PRIMACKUniversidad de California enSanta Cruz (Estados Unidos)

Simulación de la formación jerárquica de un grupo de galaxias, similaral Grupo Local, según el modelo de CDM. Realizada en el CentroNacional de Aplicaciones Informáticas (EEUU) por Andrey Kravtsov(Universidad de Chicago)



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acreción de materia, la idea pura de formación jerárquica es estrictamenteCDM. Por tanto, CDM implica formación jerárquica y la evidenciaexperimental de que realmente el Universo se formó mediante este procesofavorece mucho la teoría CDM.Por ejemplo en el caso de HDM (Hot Dark Matter o Materia OscuraCaliente), idea que fue popular algunos años antes del CDM, era justo locontrario. Las primeras estructuras que se formaban eran supercúmulosque al fragmentarse creaban el resto de estructuras, como las galaxias.Esta idea de fragmentación no funcionó ya que se comprobó que lossupercúmulos son muy jóvenes y se están formando ahora y las galaxias seformaron con anterioridad. Por esta razón, la CDM desplazó a la HDM.”

••••••••••••••• ¿Se puede decir que la detección por absorción de rayos gamma de altaenergía sería una prueba de la formación galáctica?“No exactamente una prueba, pero si un camino en el estudio de laformación galáctica. La absorción de rayos gamma de alta energía se realizaporque este tipo de rayos se forman a partir de dos fotones de baja energíaque interaccionan dando lugar a un par electrón-positrón. Si podemosestudiar la cantidad de absorción, que depende básicamente de la energíade los rayos gamma y también de la distancia de la fuente, podremos medircuánta luz hay en el Universo.Los nuevos telescopios, como MAGIC, van a poder llegar a órdenes demagnitud menores en energía, y esto nos va a permitir mirar más lejos enla distancia porque son más sensibles. Además nos permitirá llegar a laparte óptica del espectro, que es donde se produce la mayor parte de laabsorción. Así será posible descifrar exactamente cuántas estrellas hanproducido luz e incluso de aquellas que ya no existen porque han acabadosu ciclo.”He leído que tiene algunos artículos sobre la implicación cultural de laCosmología ¿Cuáles son estas implicaciones?“Existen muchas. Una de las más importantes está relacionada con la edady el tamaño del Universo. La imagen bíblica, interpretada literalmente, daa la gente la idea de que todo el Universo tiene unos pocos miles de años yque el ser humano se creó en el sexto día, entonces ¡las personas sonsolamente seis días más jóvenes que todo el Universo! Creo que esimportante para todos darnos cuenta de que el Universo tienen alrededorde 14 mil millones de años y que nosotros estamos aquí desde hace apenas100.000 años.Por otro lado, actualmente estamos en la mitad de la vida del Universo, y vaa estar ahí durante otros muchos miles de millones de años, y el sistemasolar también, ya que el Sol se encuentra en la mitad de su vida y todavía lerestan otros 5 o 6 miles de millones de años. Por tanto, queda mucho futuropor delante, y si cuidamos la Tierra la humanidad podrá seguir avanzandoen el conocimiento y disfrutando de la vida, ya que nuestro pasado esmucho más corto que el futuro.Existen muchas historias que podría contar acerca de las implicacionesculturales de la Cosmología. Solamente voy a explicar una que creo esemocionante, interesante y sorprendente. Escribí un artículo con mi mujer,Nancy Abrams, llamado «La gravedad, el último principio delcapitalismo»(2). La idea es que la gravedad siempre genera regiones en lasque la densidad crece en comparación con otras regiones. Es lo que losastrónomos llaman «regiones ricas». También existen otras regionesllamadas «pobres», en las que apenas existen galaxias, y que cada vez sonmás pobres. La razón es que las regiones ricas se expanden más lentamentey las pobres más rápidamente, en promedio. Así, las ricas siempre son másricas y las pobres más pobres, y éste sería el último principio del capitalismo.

Sin embargo, en Astronomía loque ocurre es que no todas lasregiones muy densas llegan a serun agujero negro, porque sicolapsan, las velocidadesaumentan y el colapso finalmentese detiene. Existen mecanismosdel movimiento circular o, porejemplo, con la materia oscura engalaxias, que hacen quefinalmente lleguen a ser establesy mantenerse durante miles demillones de años. Esta estabilidaden los planetas es necesaria parala vida y para nosotros.Esta analogía con el capitalismoes interesante porque todo pareceser igual, los ricos más ricos y lospobres más pobres y, ciertamente,es lo que ocurre en el mundo.Ahora el problema es que si notenemos algo que se oponga, de lamisma forma que el movimiento ala gravedad, llegaremos a unagujero negro económico y todose concentrará provocando uncolapso.La cuestión es saber cuál es enEconomía el equivalente almovimiento en la gravedad.”

••••••••••••••• ¿Y cuál es ese elemento deequilibrio en Economía? “No lo sé, ¡no soy economista, soycosmólogo! La lección es que lascosas pueden ir mejor si nospreguntamos este tipo decuestiones que mucha gentenunca se pregunta.”

(1) Formation of Galaxies andLarge-Scale Structure with ColdDark Matter, by G.R.Blumenthal, S.M. Faber, J.R.Primack, and M.J. Rees, Nature311, 517 (1984).

(2) «Gravity, the UltimateCapitalist Principle,» by Joel R.Primack and Nancy EllenAbrams Invited article for 15th

anniversary issue of Tikkunmagazine, Tikkun 16 (5), 59-61(Sept/Oct 2001).



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Usted participa en el proyec-to SLOAN ¿En qué consiste?“Este proyecto tiene

principalmente el objetivo de obtenerimágenes y datos espectroscópicosde una superfície de 10.000 gradosdel cielo, lo que equivale a uncuarto aproximadamente, es decirun área enorme. La idea esprofundizar en la investigación,limitando la luminosidad, yobservar concretamente losobjetos que se encuentran en esterango. Esta colaboración empezóhacia los años 90. Inicialmentesólo fueron universidadesamericanas e instituciones deinvestigación de este país. Peroactualmente el proyecto haaumentado considerablemente elnúmero de colaboradores y se hanañadido instituciones de otrospaíses. En la actualidad, aparte delas instituciones de EstadosUnidos, participan dos centros enAlemania, entre ellos el mío, ytambién un instituto japonés.”

••• ••• ••• ••• ••• ¿Qué método de trabajo se utiliza?“En primer lugar, SLOAN tomaimágenes del cielo simultáneamenteen 5 bandas de longitudes de ondadistintas. Posteriormente se reduceny se tratan mediante un software quedetermina qué tipo de objetos se venen las imágenes, estrellas, galaxias,etc. Tras realizar una clasificaciónautomática, se seleccionan losobjetivos para realizar espectros-copía, que es el siguiente paso. Elobjetivo principal es realizarla entantas galaxias o cuásares como seaposible. Esto es debido a que

inicialmente el programa científico estaba centrado en estudiosextragalácticos para el estudio del Universo a gran escala, por ejemplo,para encontrar cuásares con alto desplazamiento al rojo. Pero tras descubrirlas posibilidades de este sondeo, en la actualidad hay muchos proyectos que noestaban previstos inicialmente en los objetivos de SLOAN. Uno de ellos es elproyecto en el que participa David Martínez sobre estructura galáctica y,concretamente, sobre la estructura de la Vía Láctea, ya que obtenemos todos losdatos de las estrellas. Uno de los aspectos especiales del sondeo de SLOAN es queaparte de las imágenes se pueden obtener espectros a partir de los cuales sepueden medir las velocidades de las galaxias, y estas velocidades ayudan adeterminar la distancia a la que se encuentran. Así pues, lo que se obtiene finalmentees un mapa tridimensional del Universo.”

••••••••••••••• ¿Cuáles son los proyectos y los resultados obtenidos por SLOANrelacionados con este congreso?“En mi opinión existen varios resultados, y uno de ellos ha sido el descubrimientode corrientes de marea en la Vía Láctea. La primera fue la de la galaxia deSagitario que aparentemente se está uniendo a la Vía Láctea y que fue descubiertaen 1994. Esta corriente se pudo observar en el área del cielo cartografiada porSLOAN. Otro resultado es la nueva corriente de Monoceros en la Vía Láctea queha sido descubierta con los datos de SLOAN. Las imágenes que se obtienenpermiten ver de cerca galaxias enanas que orbitan alrededor de la Vía Láctea,estudiar cómo son perturbadas y destruidas por la Vía Láctea en la actualidady observar las corrientes de marea que emergen debidas a esta interacción.Hasta ahora, sólo hemos encontrado unas pocas galaxias satélite, pero existenotras, las cuales aun no han sido encontrados por SLOAN, que podríantener corrientes importantes. Uno de los proyectos en los que estamostrabajando, conjuntamente con David Martínez, es la búsqueda decorrientes en el halo de la Vía Láctea. De carácter más extragaláctico, hasido la ponencia de Francisco Prada, en la que habló de las órbitas querealizan las galaxias satélite alrededor de otras gigantes. Estas órbitasvienen determinadas principalmente por la masa de la galaxia masiva, portanto, si podemos tener información de estas órbitas o, de hecho, de lasvelocidades de las galaxias, podemos tener información de la masa de lagalaxia gigante. Éstos son los que considero como resultados principalesen conexión directa con el congreso. También se ha hablado sobre el efectode microlente gravitatoria; en este caso se utilizan las galaxias comoindicadores de la perturbación de la luz por efectos gravitatorios. Haciendociertas suposiciones acerca de la distribución de los objetos para lasdesviaciones mayores, que se pueden medir básicamente mirando galaxiasdistantes, y suponiendo que pueden ser perturbadas por las galaxias máscercanas, podemos tener una idea de la distribución de la masa del Universo.Para ello es necesario un amplio sondeo a gran escala del Universo, y éstees de hecho el principal trabajo realizado en SLOAN.”

••• ••• ••• ••• ••• ¿Por qué SLOAN tiene un impacto tan grande en este campo de laAstrofísica, más que otros proyectos?“Básicamente porque en realidad el área cubierta es muy grande, y notiene precedentes. Otro punto importante es que se realizan imágenes endistintas bandas de longitudes de onda, lo cual también es inusualcomparado con otros proyectos existentes. Existen mapas celestes, de losaños 50 y 60, realizados en placas fotográficas que cubren todo el cielo, yson buenos mapas, pero de resolución muy pobre y no llegan a tantaprofundidad como en el caso de SLOAN. En nuestro sondeo, la magnitudlímite es de 20, dependiendo de la banda de longitud de onda que seutiliza. En una banda como por ejemplo el rojo llega a 22,3. Actualmente esel proyecto con mayor sensibilidad. Otra ventaja es la combinación deimagen y espectroscopía; la mayoría de los sondeos tienen solamenteespectroscopía o solo imagen, pero no combinan los dos.”

EVA K. GREBELInstituto Max-Planck deAstronomía(Heidelberg, Alemania)



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Sobre el halo masivo predichoen la teoría CDM. ¿Cómo po-demos saber qué galaxias lo

tienen?“Para poder detectar un halogaláctico debemos encontrar unaobservación suficientementesensible que nos permita detectarmasas muy distantes de los centrosgalácticos. Uno de los métodos quepermite realizar este tipo deobservaciones es mediante ladeflexión de la luz descrita en lateoría gravitatoria. Para ello, seutilizan los efectos de lentegravitatoria. Otra manera esutilizando los movimientos depequeñas galaxias o galaxiassatélite, situadas cerca de las másmasivas. Estos son los dos métodosque tenemos para medir las masasa larga distancia del centro de lasgalaxias.”

••••••••••••••• Según la teoría CDM,¿deberían existir más galaxiassatélite?“La teoría CDM predice que deberíahaber más objetos «oscuros» dentrode esta parte de los halos alrededorde las galaxias, la cuestión es que elnúmero de objetos visibles alrededorde la Vía Láctea o de las galaxiascercanas es demasiado pequeño yesto, en el fondo, significa que lateoría CDM es correcta. Lamayoría de las galaxias satélitedeberían no tener estrellas y esdifícil entender por qué éstedebería ser el caso.”

••••••••••••••• ¿La consecuencia de ello es que podrían existir algunas «galaxiasoscuras», sin estrellas?“De hecho, el término galaxia significa lo mismo que Vía Láctea, y la VíaLáctea tiene estrellas, entonces si no hay estrellas no se podría consideraruna galaxia, es una cuestión de definición. Aunque dado que se cree que lamayoría de nuestra propia galaxia está compuesta de materia oscura,podríamos pensar que no necesitamos estrellas para que sea una galaxia.En cualquier caso, la teoría predice que deberían existir «grumos» dematería oscura y esto supondría en definitiva tener inicialmente otromaterial asociado con éste, y nosotros no sabemos todavía qué tipo dematerial es. Quizás hay material que está sólo en forma de gas y en tal casose tendría que poder medir mediante radiotelescopios. Pero no aparece, lamayoría de estas acumulaciones no tienen ninguna estrella.”

••••••••••••••• Existe materia oscura en el exterior de la galaxia pero, ¿también podemosencontrarla en nuestro sistema solar?“Ciertamente la materia oscura también existe en nuestro sistema solar, perosolamente en pequeñas cantidades. Por ejemplo, los científicos que quieren intentardetectar materia oscura directamente utilizan experimentos bajo tierra, debajode montañas, donde esperan detectar la colisión de las partículas de materiaoscura, con su aparato experimental. Por otro lado, el volumen total de partículasde materia oscura esperado en el Sistema Solar es muy pequeño y por tanto notiene efectos en el movimiento de los planetas.”

••••••••••••••• Existen otras teorías que no se basan en la idea del CDM, por ejemplola teoría MOND (MOdified Newtonian Dynamics), ¿ están completamentedesechadas?“El problema es que por el momento no existen teorías alternativasconsistentes con la mayoría de los datos que se han obtenido. En cualquiercaso, aunque no tengamos por seguro que la teoría CDM es correcta,tampoco tenemos una teoría alternativa para compararla.Concretamente, MOND es una teoría incompleta, ya que por ejemplo nopuede ofrecer un modelo del Universo temprano, o tampoco puede describircómo debería ser el Fondo Cósmico de Microondas.”

••••••••••••••• ¿Actualmente existe buen acuerdo entre las simulaciones de evolucióngaláctica y los datos experimentales?“En algunos casos hay acuerdo y en otros no, los investigadores siempretratan de orientarse hacia aquellos desacuerdos para entender por qué.Existen muchos temas de discusión acerca de qué datos observacionalesestán en desacuerdo con la teoría. Éste es un signo del problemafundamental que es que no se entiende completamente cómo se debenanalizar los datos observacionales debidamente, o, quizás, existan efectosfísicos adicionales relacionados con la materia oscura que hace que lasobservaciones sean diferentes de las esperadas.”

••••••••••••••• ¿Qué resultados de los que se han presentado en este congreso le hanparecido más interesantes?“Ha habido algunas observaciones nuevas interesantes. Yo estoy muyinteresado en las observaciones en las que se han visto grandes nubes degas alrededor de la galaxia de Andrómeda (resultados de Roberto Braun).Los datos se han obtenido mediante un amplio sondeo de un radiotelescopio,y muestran por primera vez grandes nubes de hidrógeno en la parteprincipal de esta galaxia de la misma forma que vemos nubes de hidrógenoen los alrededores de la Vía Láctea. La diferencia es que en nuestra galaxiano tenemos manera de estimar cuán lejos están estas nubes de hidrógeno,y en este caso, como están ligadas a la galaxia de Andrómeda, podemosdeterminar mejor la distancia y así entender mejor nuestra propia galaxia.”

SIMON WHITEInstituto Max-Planck deAstrofísica de Garching,Munich (Alemania)



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Un telescopio comoMAGIC, ¿cómo funcionaa nivel técnico? ¿Y qué

distingue a MAGIC de los otrostelescopios de este tipo?“Con la ayuda de satélitesespecializados, en las últimasdécadas se ha podido detectarradiación que no podía sermedida directamente coninstrumentos instalados en lasuperficie terrestre, ya que dicharadiación es absorbida en nuestraatmósfera. Además de las ventanasde energías ya exploradas en elvisible y en radio, el Universo seha hecho transparente para lamayor parte del espectroelectromagnético. Desafortunada-mente, en el rango de altasenergías (radiación gamma) lossatélites no gozan de unrendimiento óptimo, ya que supequeña superficie de detección(~1 m2) junto a los espectros de losobjetos emisores que son muydébiles para estas energías, loshace tener una limitación superioren la energía de detección de unos10 GeV.MAGIC es un telescopio diseñadopara explorar la radiación gammaque proviene del Universo pero,en este caso, desde la superficieterrestre, detectando la radiacióngamma por un método indirecto.Cuando la radiación gammapenetra en la atmósfera generauna “cascada” electromagnética,donde se crean miles de pares de

electrones y positrones que emiten luz Cherenkov (en el visible), ya queviajan a una velocidad superior a la velocidad de la luz en la atmósfera.Éste flash Cherenkov tiene una duración de unos pocos nanosegundos y seemite a unos 10 km. de la superficie de la tierra con una apertura angularde ~1º. Así, en la superficie se obtiene una iluminación en una gran áreaque es del orden de 104 m2, lo que convierte a los telescopios Cherenkov eninstrumentos muy sensibles a altas energías debido a esta gran área decolección. Una cámara con una matriz de fotomultiplicadores se coloca enel plano focal de un reflector parabólico proporcionando una resolucióntemporal capaz de detectar estos flashes de luz visible. Grandes telescopiosCherenkov son necesarios para conseguir minimizar la energía umbral dedetección, ya que éste flash de luz es muy tenue. MAGIC es hoy por hoy elmayor telescopio Cherenkov, con un diámetro de 17 m, donde se hanimplementado innovaciones tecnológicas que lo llevarán a ser el telescopioCherenkov con menor energía umbral de detección gamma (de 30 GeVhasta decenas de TeV), y por ello un instrumento único en su campo (hastaahora, con esta técnica el umbral de detección con los telescopios actualesronda los 300 GeV). La colaboración MAGIC está formada por un grannúmero de instituciones en todo el mundo, con una fuerte representaciónde España, Alemania e Italia. El telescopio está situado en el observatoriodel Observatorio del Roque de los Muchachos y ha empezado a operar estemismo verano (2003).”

••••••••••••••• ¿En que consiste el proyecto que se quiere llevar a cabo con MAGIC enrelación a la búsqueda de materia oscura?“En los últimos años se han propuesto diversos candidatos para formarparte de esta materia. En la actualidad se especula con algún tipo departícula pesada que hubiera sobrevivido a la «Gran Explosión», es decir,que fuera lo suficientemente estable como para no haberse desintegradohasta ahora. De las partículas conocidas no hay ninguna que cumpla estosrequisitos. Sin embargo, en las últimas décadas, se han desarrollado nuevasteorías de Física de partículas, las llamadas “Teorías Supersimétricas”,que además de explicar de manera unificada la naturaleza y lascaracterísticas de todas las partículas conocidas y ajustarse a los resultadosexperimentales obtenidos en los grandes aceleradores de partículas,predicen la existencia de un nuevo tipo de partículas de entre las cualeshay una que podría ser una candidata muy plausible: el «neutralino». Porahora, no hay ninguna evidencia experimental directa de la existencia deestas nuevas partículas. Las Teorías Supersimétricas predicen tambiénque, en altas concentraciones, los neutralinos pueden interaccionar entreellos, aniquilándose y dando como resultado radiación gamma, que podríallegar a detectarse con telescopios Cherenkov. Los espectros que se predicenpara estas aniquilaciones se extienden hasta una decenas de GeV. Otrostelescopios Cherenkov ya han observado a regiones del espacio donde sepresume que existan altas concentraciones de materia oscura, como elcentro de nuestra propia galaxia, galaxias cercanas (como Andrómeda),cúmulos estelares (como Pal 13) o incluso galaxias enanas que orbitan anuestra galaxia y que se encuentran relativamente cerca de nosotros (comoDraco, que se encuentra a una distancia 10 veces mayor que el centro denuestra galaxia, pero 10 veces menor que Andrómeda). En todos estos casosno ha habido una detección positiva aún que se pueda atribuir a radiaciónprocedente de neutralinos, ya que los instrumentos no son tan sensibles nitienen un umbral tan bajo en la energía de detección como para explorartodo el rango de posibilidades predichas, pero si que se han podido fijarlímites experimentales tanto en la masa de estas partículas como en sudensidad. Con MAGIC, el estudio de este tipo de radiación gammaprocedente de las aniquilaciones de neutralinos, se va a llevar a cabo estasmedidas con una precisión sin precendentes hasta el momento, ya que, delos telescópios Cherenkov actuales, es el más sensible y el que tiene un

JOSEP FLIX MOLINAInstituto de Física de AltasEnergías (UAB-Barcelona)



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umbral en la energía de detección más bajo, lo que lo convierte en eltelescopio idóneo para este tipo de búsquedas de materia oscurasupersimétrica. Para poder seleccionar los mejores objetos para este tipode observaciones se tiene que estudiar la cantidad de radiación que seespera de estos objetos. El más «brillante» se tomará como candidatoplausible para la primera observación. Los estudios previos, el análisis ylos resultados de la observación conformarán la base de los estudios enmateria oscura que estoy realizando conjuntamente con Francisco Prada(ING-IAC) y Manel Martínez (IFAE).”

••••••••••••••• Si se detecta el tipo de radiación predicha para el neutralino, ¿Existe laposibilidad de que sea debida a otro tipo de fenómeno?“La búsqueda de éste tipo de señal ha de hacerse en zonas donde se predicenaltas concentraciones de materia oscura (como nuestro propio centrogaláctico o galaxias cercanas). Para poder determinar la naturaleza de laseñal detectada hay que estudiar en detalle el fondo de radiación gammaen el campo de visión y así desacoplar la señal que se quiere estudiar. Escierto que la forma del espectro predicha para la aniquilación de neutralinostiene una forma específica y similar a la que se observa para otros objetoscelestes. Hay que descartar, comparando con otras longitudes de onda, quela detección no procede de alguna fuente emisora gamma (como por ejemploun púlsar). La acumulación de detecciones positivas con estascaracterísticas en lugares donde se prevé que existan altas concentracionesde materia oscura, como en galaxias cercanas a la Vía Láctea, podríanrespaldar la existencia de los neutralinos como soporte para la materiaoscura.”

••••••••••••••• ¿Aparte de la búsqueda de materia oscura, a qué otro tipo de proyectosestá destinado?“Además de las posibilidades que MAGIC ofrece en el campo de la materiaoscura, es competitivo en un amplio abanico de temas, como por ejemplopoder determinar el origen de los rayos cósmicos (protones, núcleos dehelio, oxígeno, nitrógeno...) observando a los remanentes de supernovas.También es necesaria la caracterización del máximo número de Galaxiasde Núcleo Activo a altas energías con mucho detalle para entender losprocesos de emisión en la inmediata cercanía del agujero negro central,muy intensa y variable. MAGIC espera detectar del orden de un centenarde estas fuentes. Los púlsares son emisores gamma pero aún no se ha podido

detectar emisión pulsada a altaenergía, que es esencial paradiscernir entre los diferentesmodelos de emisión. Otracaracterística de MAGIC única enéste tipo de telescopios es que sepuede orientar a cualquierposición en menos de 30 segundos,lo que lo convierte en el mejorinstrumento para estudiar lasexplosiones de rayos gamma (GRBs)a altas energías. Otros campos deinterés serían identificar lanaturaleza de las fuentes noidentificadas de EGRET (EnergeticGamma-Ray ExperimentalTelescope), medidas del horizonte derayos gamma, determinación deparámetros cosmológicos, efectosde gravedad cuántica en medidasde invariancia de la velocidad dela luz y un largo etcétera.”

••••••••••••••• ¿Cuál es el futuro de lainvestigación de la física de altasenergías en el Observatroio delRoque de los Muchachos?“La colaboración MAGIC hainiciado los trámites para laconstrucción de un segundotelescopio con característicassimilares para el año próximo, yaque la observación conjuntamejorará la resolución espacial dedetección. Existen otras grandesinstalaciones Cherenkov enconstrucción tanto en elhemisferio Norte (VERITAS) comoen el hemisferio Sur (CANGAROOy HESS), aunque con energíasumbrales ligeramente superiores.Al ser un campo tan atractivo yabierto, construir una graninstalación muy sensible y conbajo umbral de detección gammaes de gran importancia para llegara entender qué procesos son losresponsables de los fenómenosviolentos en esta parte delespectro electromagnético. Nocabe duda de que el Observatoriodel Roque de los Muchachos esun lugar ideal para la observacióny podría llegar a albergar en unfuturo próximo una graninstalación de grandes telescopiosCherenkov para la exploración deluniverso en radiación gamma.”Telescopio MAGIC, en el Observatorio del Roque de los Muchachos.

Foto: Miguel Briganti (SMM/IAC).



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FRANCISCO PRADAIAC/ING.Organizador del Congreso

No hay alternativa. La ma-teria oscura será identifica-da. Ésta es mi apuesta

personal: la naturaleza de lamateria oscura se determinará enlos próximos 10 años. Tenemos yaun precedente, el neutrino. Estapartícula fue la primera que sepropuso para materia oscura y quese pudo detectar. Debido a que sumasa era del orden del electrón-voltio (eV) y que en el tiempo deldesacople del plasma cósmicotenía velocidades relativistas, sela llamó «materia oscura caliente»(HDM). Pero la aplicación delHDM junto con el espectro def luctuaciones de densidadprimordial Zel’dovich eraclaramente inconsistente con laestructura a gran escala observadaen el Universo.Tras este primer intento, haceunos 20 años, se propuso la teoríade la «materia oscura fría» (CDM)para la formación de estructurasen el Universo. Este modelosostiene que las partículas queforman la materia oscura deberíantener velocidades casidespreciables en el Universotemprano, en consecuenciadebería tratarse de partículasmasivas, con masas superiores a10 GeV, de interacción débil(WIMPs). El actual paradigma dela teoría CDM y su varianteΛΛΛΛΛCDM (sugerida a partir de laobservación del fondo cósmico demicroondas y de las supernovascon alto desplazamiento al rojo)con baja densidad de masa (ΩΩΩΩΩ

m =

0,27) y densidad bariónica (ΩΩΩΩΩb

=0,05)dada por WMAP han sido

bastante satisfactorias en sus predicciones a gran escala, como ladistribución de galaxias, las masas de los cúmulos y la evolución de laabundancia en los cúmulos, las abundancias y evolución de los bosques deLyα α α α α y la normalización y forma del espectro de potencias en las anisotropíasdel fondo cósmico de microondas. Este modelo también explicasatisfactoriamente los valores observacionales de la constante de Hubble yla edad del Universo. La formación jerárquica de estructuras es inherentea la teoría CDM: los objetos más pequeños colapsan primero, y después seunen formando galaxias gigantes, como la Vía Láctea.En los años recientes, el modelo de CDM ha sufrido ciertas crisis debido alos serios inconvenientes que presenta a pequeña escala, como es la faltade galaxias satélite, el ajuste de las curvas de rotación, o la llamada«catástrofe» del momento angular. A pesar de todo ello la teoría CDM es delejos el mejor modelo (si no el único), pues explica satisfactoriamente laformación de estructuras en el Universo tal y como hemos tenidooportunidad de comprobar en las presentaciones que fueron expuestas enel congreso «Galaxias Satélite y Corrientes de Marea Galácticas», en mayo,en La Palma. No obstante, la mayor crítica a la teoría CDM es que lanaturaleza de esta «materia» continua siendo desconocida. Me gustaríaver esto no como un problema, si no como una cuestión de tiempo. Eltiempo es el principal parámetro que gobierna los descubrimientoscientíficos. Hay que ser pacientes. No hay duda de que la naturaleza de lamateria oscura representa un reto para la Cosmología y la Física dePartículas.Desde el punto de vista de la Física de Partículas, no hay una preferenciaespecial por ninguna de las candidatas no-bariónicas a materia oscura,conocidas como WIMPs. En el marco de la extensión supersimétrica (SUSY)del Modelo Standard, la partícula supersimétrica más ligera (LSP) es unacandidata posible a materia oscura. Se espera que la LSP sea el neutralino(χχχχχ). Se tiene una creciente esperanza de que la materia oscura SUSY seencuentre mediante experimentos directos e indirectos, como la detecciónde rayos gamma que provienen de la aniquilación de neutralinos. Existeuna posibilidad real de que la nueva generación de telescopios atmosféricosCherenkov, como el caso del telescopio MAGIC, situado en el Observatoriodel Roque de los Muchachos, encuentren la partícula que componemayormente la materia oscura. Ésta es mi apuesta. El descubrimiento demateria oscura supersimétrica se dará antes de 10 años por medio de ladetección directa o indirecta. No hay alternativa.PD: Si pierdo esta apuesta, pagaré la comida de Navidad del 2013.

Participantes del Congreso en el Observatorio del Roque de los Muchachos.Foto: Javier Méndez (ING).



PROYECTOS

El nacimiento y primeros pasos de las galaxias

Material elaborado por ANTONIO MARÍN FRANCH, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

POBLACIONES ESTELARES Y MATERIA OSCURA EN GALAXIAS(P3/94)A. Aparicio, R. Carrera, C. Gallart, S. Hidalgo, A. Marín-Franch, A.RosenbergColaboradores del IAC: C.P. Padilla, N. Noel

Las estrellas se agrupan en galaxias y éstas en grupos que cuando son muygrandes se denominan cúmulos. El proyecto del IAC “Poblaciones Estelaresy Materia Oscura en Galaxias” investiga cómo se formaron y evolucionaronlas galaxias. Para ello, estudia principalmente el Universo local,denominación que se refiere al Universo más cercano a la Tierra,incluyendo el Grupo Local, que está constituido por dos galaxias gigantes(Andrómeda y nuestra Vía Láctea) y entre treinta y cuarenta enanas.La distancia de las galaxias a la Tierra determina en qué fase de su evoluciónpueden ser observadas. Esto es así porque la radiación que emiten y nosinforma sobre cómo son, necesita más tiempo para llegar a la Tierra cuantomayor es la distancia y, por tanto, de una galaxia lejana vemos su pasadolejano, no su presente. La investigación sobre el origen de las galaxias sepuede enfocar desde dos perspectivas: estudiando galaxias muy lejanas oestudiando los componentes más antiguos de las galaxias próximas, comose hace en este proyecto. La radiación procedente de las galaxias másalejadas permite el análisis de forma directa de las propiedades de lasgalaxias primitivas. Sin embargo, su lejanía conlleva que los datos obtenidossean confusos. En cambio, los componentes más antiguos de las galaxiascercanas dan información sobre cómo la galaxia se constituyó y evolucionóinicialmente. Es un método de estudio indirecto, a partir de "fósiles". Sinembargo, la proximidad de los objetos de estudio permite una mayorprecisión en los datos que, a menudo, compensa esta limitación. Encualquier caso, tanto el estudio retrospectivo de galaxias cercanas como elde galaxias lejanas deben producir resultados compatibles, por lo que losmodelos cosmológicos evolutivos para galaxias tienen que relacionar deun modo consistente el Universo Local con el Universo primitivo.Se piensa que las galaxias pudieronoriginarse por procesos diversos: porcolapso de gas, que genera estrellas yéstas se agrupan en galaxias; porchoque y posterior fusión de galaxiasya constituidas o por acreción degalaxias satélites de la principal; sontres modelos para un mismo proceso y,probablemente, no son excluyentessino que comparten responsa-bilidades.La metodología del proyecto se basaen que los procesos de formación hantenido que dejar su huella en las características de las galaxias que nosrodean así como en la Vía Láctea. Como herramientas de estudio, se utilizanlos cúmulos globulares, las galaxias satélites de la Vía Láctea y las galaxiasirregulares enanas.

Los cúmulos globulares son loscomponentes más antiguos delUniverso y consisten en densosagrupamientos de estrellas cuyaedad relativa puede ser medidacon bastante precisión. Poniendoen relación las edades ycomposición química dediferentes cúmulos, se puedereconstruir el proceso deformación de una galaxia.Nuestros resultados muestran quela generalidad de los cúmulosglobulares de la Vía Láctea seformaron en un breve intervalo detiempo: en menos de mil millonesde años, lo que a escala delUniverso es muy poco tiempo.Estos resultados concluyen que laVía Láctea se formó en su mayorparte en un proceso rápido, queduró entre 500 y 1.000 millones deaños, un 5% de su edad total.Las galaxias satélites de la VíaLáctea pudieron habercontribuido con su masa a formarnuestra galaxia. De hecho,recientemente se ha encontradoque la galaxia de Sagitario, situadacruzando el plano de la Vía Láctea,está siendo engullida por ésta enlo que supone una prueba de estahipótesis. Se piensa, por otro lado,que las galaxias enanas que ahoraperviven son sólo las queescaparon a la destrucción quesufrieron las que se aglutinaronpara dar lugar a las grandesgalaxias.Desde hace unos años, este grupoestá desarrollando una línea deinvestigación dirigida al estudiode galaxias dentro y fuera delGrupo Local. Esta investigaciónse basa en un novedoso y complejoanálisis de la débil señalproducida por determinadasestructuras, permitiendo desde elestudio de las componentes másdébiles de galaxias cercanas hastaresultados de recuento de galaxiasultradébiles muy lejanas en elHubble Deep Field.

La imagen es de la galaxia NGC 3109,galaxia irregular enana del GrupoLocal, situada a 4,5 millones de añosluz. © IAC.



PROYECTOS

¿Dónde nacen las estrellas,cuándo envejecen las galaxias?

DISTRIBUCIÓN Y DINÁMICA DE POBLACIONES ESTELARES, GAS YPOLVO, Y FORMACIÓN ESTELAR EN GALAXIAS(P5/94)F. GarzónP.L. Hammersley, A. Cabrera y T. MahoneyColaboradores del IAC: X. Calbet

Adentrarse en el estudio del Universo no significa necesariamente mirarmás lejos. También puede ser mirar lo mismo que se había mirado antespero de otro modo, en la mayoría de los casos gracias a una mejora tecnológicao a un cambio de perspectiva.En el proyecto Distribución y dinámica de poblaciones estelares, losastrofísicos estudian cómo son y en qué modo se mueven las galaxiaspróximas, incluyendo la Vía Láctea, para determinar su origen y evolución.Entre sus objetivos está cartografiar nuestra galaxia. Saber dónde se agrupanlas estrellas es el punto de partida para poder desarrollar posteriormenteotras investigaciones. Por ejemplo, contar estrellas permite determinarlas diferentes estructuras que constituyen la Vía Láctea ya que se puedeasociar una densidad estelar con un componente de la galaxia (la barra, elanillo, el disco, el halo...). La absorción de la luz estelar por el polvo y el gaspresentes en el medio, denominada extinción interestelar, dificulta elestudio de objetos lejanos o cuya emisión luminosa es débil. En la zonainfrarroja del espectro, la extinción es menos intensa, lo que permite elestudio del disco e interior galáctico, normalmente muy afectados por estefenómeno al tratarse de un medio más denso.Asimismo, se busca ver qué ocurre en las zonas de formación de estrellasen diferentes tipos de galaxias, principalmente espirales. Una galaxiaespiral, por ejemplo nuestra Vía Láctea, se caracteriza por poseer múltiplesbrazos en los que se distribuyen las estrellas. En este proyecto se pretendediferenciar la actividad de la zona de los brazos respecto a la del disco. Enestudios previos se obviaba esta distinción por restricciones de las técnicasde espectrografía habitualmente usadas. La espectrografía consiste en elanálisis del conjunto de radiación -el espectro- de una estrella paradeterminar, entre otros parámetros, su composición química, temperatura,densidad o presión.La formación más activa de estrellas en una galaxia ocurre en las regionesH II, donde el hidrógeno está ionizado, es decir, ha perdido carga negativa.Gracias a su dinamismo, estas áreas son una buena fuente de informaciónsobre las particularidades de las estrellas que se están formando.Dos de las galaxias analizadas han sido NGC 5457, cuyos brazos espiralesson continuos y bien definidos, y NGC 4395, de brazos cortos, fragmentadosy con poca definición respecto al disco de la galaxia. En la primera se havisto una variación del contenido en metales que no se aprecia en la segunda,lo que hace sospechar una relación entre los brazos y la metalicidad. Otroresultado relevante es que en las galaxias jóvenes la densidad de estrellases más pequeña que en las viejas.

Las imágenes han sido obtenidasmediante técnicas de bandaestrecha, denominadas así porquese restringen a las bandas delespectro donde se encuentran lashuellas de los elementos químicos.Estas huellas permiten estudiarde manera diferencial el brazo yel resto del disco de una galaxia,analizando parámetros como laextinción de estrellas, elcontenido en metales, latemperatura, la masa con la quenacen las estrellas, o la edad delos cúmulos, que son grupos deestrellas próximas con un posibleorigen común.

Material elaborado por ANTONIO LUIS CABRERA LAVERS, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

Imagen en el Infrarojo cercano de laVia Láctea, obtenida con el survey2MASS (http://www.ipac.caltech.edu/2mass). La emisión esta dominada enesta longitudes de onda por lapoblación de estrellas gigantes de tipoK del disco, lo que demuestra que esterango del espectro es ideal para trazarla distribucion real de las estrellas enla galaxia, al estar menos limitados porextincion que, por ejemplo, en el óptico.

Descripción hipotética de la verdaderaestructura de la Vía Láctea,incorporando las componentes másimportantes ubicadas en el discogaláctico: brazos espirales, la barra yel anillo molecular.



PROYECTOS

Choque de galaxias en 3D

Material elaborado por ANA MONREAL IBERO, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

ESPECTROSCOPÍA BIDIMENSIONAL CON FIBRAS ÓPTICAS DEGALAXIAS ACTIVAS(P4/94)E. MediavillaJ.A. Acosta, A. Monreal y V. MottaColaboradores del IAC: B. García López

La Espectroscopía de Campo Integral esuna nueva técnica instrumental quepermite obtener un mapa en dosdimensiones de los espectros de un objetoextenso. Su ventaja frente a las técnicastradicionales es que recogesimultáneamente las informacionesespacial y espectral, lo que garantiza lahomogeneidad de los datos y hace quesea una herramienta útil para el estudiode cuerpos con morfología compleja.La información espacial consistesimplemente en tomar imágenes de losobjetos. En cambio, la espectral requiereobtener su espectro -la relación entre la intensidad y la longitud de ondade la radiación emitida por el objeto- de tal modo que se puedan conocerdatos como su estado de ionización, composición química, densidadelectrónica, temperatura o distancia a la que se sitúa. En Espectroscopíade Campo Integral existen varios sistemas como micro-lentes, micro-espejos,fibras ópticas o una solución mixta. Los basados en fibras ópticas son losmás flexibles y sencillos; en cambio, los de micro-lentes o micro-espejosrequieren diseños ópticos particulares.Es una técnica indicada en la observación de regiones de objetos extensosde tamaño relativamente pequeño, por lo que se ha utilizado eninvestigación astrofísica principalmente en el estudio de las regionescentrales de las galaxias. En un futuro próximo, se ampliará su uso con laentrada en funcionamiento de nuevos instrumentos para los grandestelescopios.En el proyecto Espectroscopía Bidimensional con Fibras Ópticas deGalaxias Activas del IAC se utiliza esta técnica con diversas finalidades.Por ejemplo, para el estudio de lentesgravitatorias, de regiones circunnucleares engalaxias activas o galaxias Seyfert y de galaxiasinfrarrojas ultraluminosas o ULIRGs, con datosobtenidos utilizando INTEGRAL, un instrumentopara espectroscopía bidimensional de fibrasópticas instalado en el telescopio “WilliamHerschel”, del Observatorio del Roque de losMuchachos.Las galaxias infrarrojas ultraluminosas o ULIRGsse caracterizan por una intensa emisión en el

infrarrojo causada por procesos deformación estelar o núcleos degalaxias activos que calientan elpolvo presente en la galaxia,aunque todavía no se sabe en quéproporción lo hace cada uno. Sumorfología peculiar es resultadode las fusiones e interacciones degalaxias. Podrían ser un pasointermedio entre la colisión de doso más galaxias espirales y laformación de una galaxia elípticao de un cuásar. Aunque ya hanpasado casi veinte años desde sudescubrimiento con el satéliteIRAS, en la actualidad todavía nose conocen exactamente lascondiciones iniciales necesariaspara que surja una ULIRG, comopueden ser la orientación ocaracterísticas internas de lasgalaxias que van a chocar.La información obtenidamediante los datos de INTEGRAL,junto con imágenes de archivo delTelescopio Espacial Hubble,permiten analizar la peculiarmorfología de estas galaxias, tantodel gas ionizado como de lacomponente estelar. Por otro lado,con la ayuda de modelos desíntesis de poblaciones se estállevando a cabo un análisis de lasregiones de ionización másimportantes. Por último,INTEGRAL también permiteobtener campos de velocidades yde dispersión de velocidades endos dimensiones, muy necesariospara realizar el análisiscinemático de sistemas eninteracción o en proceso de fusióncomo las ULIRGs.

Sección de 25x25 arcsec2 de la imagenen el filtro F814W de WFPC2/HST deIRAS 12112+0305. El Norte está haciaarriba y el Este hacia la izquierda.

A la izquierda, mapa de velocidad y dedispersión de velocidades para IRAS12112+0305 obtenidos a partir delajuste del perfil de Hα a una únicagaussiana. Aparece, superpuesto encontornos, la imagen del continuo enHα como referencia. Los ejes estáncentrados en núcleo Norte y laorientacion es la habitual, con el Nortehacia arriba y el Este a la izquierda.



PROYECTOS

El nacimiento y primeros pasos de las galaxias

Material elaborado por ANTONIO MARÍN FRANCH, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

POBLACIONES ESTELARES Y MATERIA OSCURA EN GALAXIAS(P3/94)A. Aparicio, R. Carrera, C. Gallart, S. Hidalgo, A. Marín-Franch, A.RosenbergColaboradores del IAC: C.P. Padilla, N. Noel

Las estrellas se agrupan en galaxias y éstas en grupos que cuando son muygrandes se denominan cúmulos. El proyecto del IAC “Poblaciones Estelaresy Materia Oscura en Galaxias” investiga cómo se formaron y evolucionaronlas galaxias. Para ello, estudia principalmente el Universo local,denominación que se refiere al Universo más cercano a la Tierra,incluyendo el Grupo Local, que está constituido por dos galaxias gigantes(Andrómeda y nuestra Vía Láctea) y entre treinta y cuarenta enanas.La distancia de las galaxias a la Tierra determina en qué fase de su evoluciónpueden ser observadas. Esto es así porque la radiación que emiten y nosinforma sobre cómo son, necesita más tiempo para llegar a la Tierra cuantomayor es la distancia y, por tanto, de una galaxia lejana vemos su pasadolejano, no su presente. La investigación sobre el origen de las galaxias sepuede enfocar desde dos perspectivas: estudiando galaxias muy lejanas oestudiando los componentes más antiguos de las galaxias próximas, comose hace en este proyecto. La radiación procedente de las galaxias másalejadas permite el análisis de forma directa de las propiedades de lasgalaxias primitivas. Sin embargo, su lejanía conlleva que los datos obtenidossean confusos. En cambio, los componentes más antiguos de las galaxiascercanas dan información sobre cómo la galaxia se constituyó y evolucionóinicialmente. Es un método de estudio indirecto, a partir de "fósiles". Sinembargo, la proximidad de los objetos de estudio permite una mayorprecisión en los datos que, a menudo, compensa esta limitación. Encualquier caso, tanto el estudio retrospectivo de galaxias cercanas como elde galaxias lejanas deben producir resultados compatibles, por lo que losmodelos cosmológicos evolutivos para galaxias tienen que relacionar deun modo consistente el Universo Local con el Universo primitivo.Se piensa que las galaxias pudieronoriginarse por procesos diversos: porcolapso de gas, que genera estrellas yéstas se agrupan en galaxias; porchoque y posterior fusión de galaxiasya constituidas o por acreción degalaxias satélites de la principal; sontres modelos para un mismo proceso y,probablemente, no son excluyentessino que comparten responsa-bilidades.La metodología del proyecto se basaen que los procesos de formación hantenido que dejar su huella en las características de las galaxias que nosrodean así como en la Vía Láctea. Como herramientas de estudio, se utilizanlos cúmulos globulares, las galaxias satélites de la Vía Láctea y las galaxiasirregulares enanas.

Los cúmulos globulares son loscomponentes más antiguos delUniverso y consisten en densosagrupamientos de estrellas cuyaedad relativa puede ser medidacon bastante precisión. Poniendoen relación las edades ycomposición química dediferentes cúmulos, se puedereconstruir el proceso deformación de una galaxia.Nuestros resultados muestran quela generalidad de los cúmulosglobulares de la Vía Láctea seformaron en un breve intervalo detiempo: en menos de mil millonesde años, lo que a escala delUniverso es muy poco tiempo.Estos resultados concluyen que laVía Láctea se formó en su mayorparte en un proceso rápido, queduró entre 500 y 1.000 millones deaños, un 5% de su edad total.Las galaxias satélites de la VíaLáctea pudieron habercontribuido con su masa a formarnuestra galaxia. De hecho,recientemente se ha encontradoque la galaxia de Sagitario, situadacruzando el plano de la Vía Láctea,está siendo engullida por ésta enlo que supone una prueba de estahipótesis. Se piensa, por otro lado,que las galaxias enanas que ahoraperviven son sólo las queescaparon a la destrucción quesufrieron las que se aglutinaronpara dar lugar a las grandesgalaxias.Desde hace unos años, este grupoestá desarrollando una línea deinvestigación dirigida al estudiode galaxias dentro y fuera delGrupo Local. Esta investigaciónse basa en un novedoso y complejoanálisis de la débil señalproducida por determinadasestructuras, permitiendo desde elestudio de las componentes másdébiles de galaxias cercanas hastaresultados de recuento de galaxiasultradébiles muy lejanas en elHubble Deep Field.

La imagen es de la galaxia NGC 3109,galaxia irregular enana del GrupoLocal, situada a 4,5 millones de añosluz. © IAC.



PROYECTOS

¿Dónde nacen las estrellas,cuándo envejecen las galaxias?

DISTRIBUCIÓN Y DINÁMICA DE POBLACIONES ESTELARES, GAS YPOLVO, Y FORMACIÓN ESTELAR EN GALAXIAS(P5/94)F. GarzónP.L. Hammersley, A. Cabrera y T. MahoneyColaboradores del IAC: X. Calbet

Adentrarse en el estudio del Universo no significa necesariamente mirarmás lejos. También puede ser mirar lo mismo que se había mirado antespero de otro modo, en la mayoría de los casos gracias a una mejora tecnológicao a un cambio de perspectiva.En el proyecto Distribución y dinámica de poblaciones estelares, losastrofísicos estudian cómo son y en qué modo se mueven las galaxiaspróximas, incluyendo la Vía Láctea, para determinar su origen y evolución.Entre sus objetivos está cartografiar nuestra galaxia. Saber dónde se agrupanlas estrellas es el punto de partida para poder desarrollar posteriormenteotras investigaciones. Por ejemplo, contar estrellas permite determinarlas diferentes estructuras que constituyen la Vía Láctea ya que se puedeasociar una densidad estelar con un componente de la galaxia (la barra, elanillo, el disco, el halo...). La absorción de la luz estelar por el polvo y el gaspresentes en el medio, denominada extinción interestelar, dificulta elestudio de objetos lejanos o cuya emisión luminosa es débil. En la zonainfrarroja del espectro, la extinción es menos intensa, lo que permite elestudio del disco e interior galáctico, normalmente muy afectados por estefenómeno al tratarse de un medio más denso.Asimismo, se busca ver qué ocurre en las zonas de formación de estrellasen diferentes tipos de galaxias, principalmente espirales. Una galaxiaespiral, por ejemplo nuestra Vía Láctea, se caracteriza por poseer múltiplesbrazos en los que se distribuyen las estrellas. En este proyecto se pretendediferenciar la actividad de la zona de los brazos respecto a la del disco. Enestudios previos se obviaba esta distinción por restricciones de las técnicasde espectrografía habitualmente usadas. La espectrografía consiste en elanálisis del conjunto de radiación -el espectro- de una estrella paradeterminar, entre otros parámetros, su composición química, temperatura,densidad o presión.La formación más activa de estrellas en una galaxia ocurre en las regionesH II, donde el hidrógeno está ionizado, es decir, ha perdido carga negativa.Gracias a su dinamismo, estas áreas son una buena fuente de informaciónsobre las particularidades de las estrellas que se están formando.Dos de las galaxias analizadas han sido NGC 5457, cuyos brazos espiralesson continuos y bien definidos, y NGC 4395, de brazos cortos, fragmentadosy con poca definición respecto al disco de la galaxia. En la primera se havisto una variación del contenido en metales que no se aprecia en la segunda,lo que hace sospechar una relación entre los brazos y la metalicidad. Otroresultado relevante es que en las galaxias jóvenes la densidad de estrellases más pequeña que en las viejas.

Las imágenes han sido obtenidasmediante técnicas de bandaestrecha, denominadas así porquese restringen a las bandas delespectro donde se encuentran lashuellas de los elementos químicos.Estas huellas permiten estudiarde manera diferencial el brazo yel resto del disco de una galaxia,analizando parámetros como laextinción de estrellas, elcontenido en metales, latemperatura, la masa con la quenacen las estrellas, o la edad delos cúmulos, que son grupos deestrellas próximas con un posibleorigen común.

Material elaborado por ANTONIO LUIS CABRERA LAVERS, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

Imagen en el Infrarojo cercano de laVia Láctea, obtenida con el survey2MASS (http://www.ipac.caltech.edu/2mass). La emisión esta dominada enesta longitudes de onda por lapoblación de estrellas gigantes de tipoK del disco, lo que demuestra que esterango del espectro es ideal para trazarla distribucion real de las estrellas enla galaxia, al estar menos limitados porextincion que, por ejemplo, en el óptico.

Descripción hipotética de la verdaderaestructura de la Vía Láctea,incorporando las componentes másimportantes ubicadas en el discogaláctico: brazos espirales, la barra yel anillo molecular.



PROYECTOS

Choque de galaxias en 3D

Material elaborado por ANA MONREAL IBERO, uno de los miembros de este proyecto de investigación,en colaboración con ANNIA DOMÈNECH.

ESPECTROSCOPÍA BIDIMENSIONAL CON FIBRAS ÓPTICAS DEGALAXIAS ACTIVAS(P4/94)E. MediavillaJ.A. Acosta, A. Monreal y V. MottaColaboradores del IAC: B. García López

La Espectroscopía de Campo Integral esuna nueva técnica instrumental quepermite obtener un mapa en dosdimensiones de los espectros de un objetoextenso. Su ventaja frente a las técnicastradicionales es que recogesimultáneamente las informacionesespacial y espectral, lo que garantiza lahomogeneidad de los datos y hace quesea una herramienta útil para el estudiode cuerpos con morfología compleja.La información espacial consistesimplemente en tomar imágenes de losobjetos. En cambio, la espectral requiereobtener su espectro -la relación entre la intensidad y la longitud de ondade la radiación emitida por el objeto- de tal modo que se puedan conocerdatos como su estado de ionización, composición química, densidadelectrónica, temperatura o distancia a la que se sitúa. En Espectroscopíade Campo Integral existen varios sistemas como micro-lentes, micro-espejos,fibras ópticas o una solución mixta. Los basados en fibras ópticas son losmás flexibles y sencillos; en cambio, los de micro-lentes o micro-espejosrequieren diseños ópticos particulares.Es una técnica indicada en la observación de regiones de objetos extensosde tamaño relativamente pequeño, por lo que se ha utilizado eninvestigación astrofísica principalmente en el estudio de las regionescentrales de las galaxias. En un futuro próximo, se ampliará su uso con laentrada en funcionamiento de nuevos instrumentos para los grandestelescopios.En el proyecto Espectroscopía Bidimensional con Fibras Ópticas deGalaxias Activas del IAC se utiliza esta técnica con diversas finalidades.Por ejemplo, para el estudio de lentesgravitatorias, de regiones circunnucleares engalaxias activas o galaxias Seyfert y de galaxiasinfrarrojas ultraluminosas o ULIRGs, con datosobtenidos utilizando INTEGRAL, un instrumentopara espectroscopía bidimensional de fibrasópticas instalado en el telescopio “WilliamHerschel”, del Observatorio del Roque de losMuchachos.Las galaxias infrarrojas ultraluminosas o ULIRGsse caracterizan por una intensa emisión en el

infrarrojo causada por procesos deformación estelar o núcleos degalaxias activos que calientan elpolvo presente en la galaxia,aunque todavía no se sabe en quéproporción lo hace cada uno. Sumorfología peculiar es resultadode las fusiones e interacciones degalaxias. Podrían ser un pasointermedio entre la colisión de doso más galaxias espirales y laformación de una galaxia elípticao de un cuásar. Aunque ya hanpasado casi veinte años desde sudescubrimiento con el satéliteIRAS, en la actualidad todavía nose conocen exactamente lascondiciones iniciales necesariaspara que surja una ULIRG, comopueden ser la orientación ocaracterísticas internas de lasgalaxias que van a chocar.La información obtenidamediante los datos de INTEGRAL,junto con imágenes de archivo delTelescopio Espacial Hubble,permiten analizar la peculiarmorfología de estas galaxias, tantodel gas ionizado como de lacomponente estelar. Por otro lado,con la ayuda de modelos desíntesis de poblaciones se estállevando a cabo un análisis de lasregiones de ionización másimportantes. Por último,INTEGRAL también permiteobtener campos de velocidades yde dispersión de velocidades endos dimensiones, muy necesariospara realizar el análisiscinemático de sistemas eninteracción o en proceso de fusióncomo las ULIRGs.

Sección de 25x25 arcsec2 de la imagenen el filtro F814W de WFPC2/HST deIRAS 12112+0305. El Norte está haciaarriba y el Este hacia la izquierda.

A la izquierda, mapa de velocidad y dedispersión de velocidades para IRAS12112+0305 obtenidos a partir delajuste del perfil de Hα a una únicagaussiana. Aparece, superpuesto encontornos, la imagen del continuo enHα como referencia. Los ejes estáncentrados en núcleo Norte y laorientacion es la habitual, con el Nortehacia arriba y el Este a la izquierda.



TESIS

Diagrama color-magnitud en el que seindica el salto deluminosidad en lasestrellas del cúmuloNGC 6752

“Naturaleza de las estrellas calientes de ramahorizontal en cúmulos globulares galácticos”

ALEJANDRA RECIO BLANCODirector: Antonio Aparicio y Giampaolo Piotto

Fecha: 24/2/03

El objetivo de esta tesis es el estudio de las estrellas calientes de rama horizontal (HB) en cúmulos globulares Galácticos. Estasestrellas, cuyo origen aún es objeto de debate, pierden, en la fase de gigante roja, hasta dos veces más masa que las estrellas normalesde HB y pueblan las llamadas colas azules en los diagramas color-magnitud de los cúmulos globulares.En primer lugar, se ha analizado, mediante espectroscopía de alta resolución con UVES+VLT, las características rotacionales de 61estrellas de HB, con temperaturas efectivas pertenecientes a los cúmulos M15, M79, M80 y NGC 2808. Dicho estudio ha reveladola existencia de una discontinuidad en la distribución de la velocidad de rotación con la temperatura. Esta discontinuidad parececoincidir con el comienzo de los procesos difusivos en la atmósfera de la estrella, que dan lugar a anomalías de abundancias en lasestrellas más calientes: sobreabundancias de metales y disminución del helio.En segundo lugar, con el objetivo de descifrar el origen de las estrellas calientes de HB se ha estudiado la dependencia de la extensiónen temperatura de la rama horizontal con los distintos parámetros del cúmulo. Mediante un análisis multivariable de 63 diagramascolor-magnitud, basados en fotometría B,V con el Telescopio Espacial «Hubble», se ha encontrado que dicha extensión en temperaturadepende, no sólo de la metalicidad del cúmulo, sino también de la luminosidad total de éste, dejando abierta la posibilidad de otrasdependencias de grado inferior. Por último, se ha encontrado una característica nueva de la rama horizontal extendida del cúmuloNGC 6752: un salto de luminosidad en las estrellas.

Estrellas calientes

Regiones activas solares«Procesos de emergencia de regiones activas solares»

RICARD CASAS I RODRÍGUEZDirector: Manuel Vázquez (IAC)

Fecha: 29/4/03

Dos son los tipos de estructuras que pueden ser observados en la fotosfera solar cuando esobservada en luz blanca. Por un lado, aquellas que están ligadas al transporte de energía porconvección y, por otro, las relacionadas con concentraciones de campo magnético. Esprecisamente en éstas en las que se centra el interés de este trabajo, más concretamente enlos procesos que acompañan su emergencia en la superficie del Sol.El método de trabajo seguido consiste en el estudio de sus movimientos. Las técnicas delseguimiento de trazas y la espectroscopía son las técnicas empleadas en este trabajo. Elseguimiento de trazas consiste en la determinación de las posiciones de la estructura a lo largo

de su paso por el disco solar. Con esta información se determinan los movimientos transversales,perpendiculares a la línea de la visión, y otros parámetros relacionados, como pueden ser la

inclinación de los grupos. El análisis espectroscópico permite, mediante la medida del desplazamiento Doppler, la evaluación dedichos movimientos según esa línea de visión.Los telescopios empleados para este trabajo son tres, todos ellos ubicados en el Observatorio del Teide (Tenerife): el TelescopioNewton al Vacío, el Telescopio Gregory-Coudé y el Telescopio Simbiótico, un telescopio que comparte la montura del TelescopioNewton al Vacío.Como complemento al trabajo realizado, se aplicaron las técnicas de análisis a datos históricos, de principios del siglo XVII. Se tratabade los dibujos publicados por Galileo Galilei en su opúsculo «Istoria e Dimostrazioni intorno alle Macchie Solari e Loro Accidenti».Algunos de los principales resultados obtenidos son los siguientes: se señala un comportamiento diferenciado en la dinámica de lasmanchas anterior y posterior, tanto en los datos de los movimientos transversales como en los obtenidos con el método espectroscópico;la separación media entre los focos de un grupo aumenta linealmente con la edad, a partir del segundo día de vida, la velocidad derotación residual parece depender del área máxima alcanzada por la región activa, excepto para las más pequeñas; la demostraciónde la presencia de enroscamiento en la mayoría de los procesos de emergencia observados; entre otros resultados.Finalmente se presenta en la memoria las principales perspectivas futuras del trabajo realizado.

Imagen del disco solarobtenida con el Telescopio

Simbiótico II, corregidade la variación centroborde por J.A. Bonet



Variables cataclísmicas

“«Estructura de acrecimiento en las variablescataclísmicas de tipo SW Sextantis”

PABLO RODRÍGUEZ GILDirector: Ignacio González y Jorge Casares (IAC)

Fecha: 8/5/03

La población de variables cataclísmicas (VCs) con periodos orbitales comprendidos entre3-4 horas está dominada por sistemas que presentan unas características espectroscópicasmuy diferentes a las del resto de VCs. Esta acumulación de sistemas «discrepantes» en unintervalo de periodos tan pequeño -justo en el borde superior del «agujero de periodo»(donde se observa un déficit importante de VCs)- que no tiene explicación dentro delmarco de la actual teoría de evolución de VCs. Esto hace que el estudio de los sistemas SW

Sex sea clave para el entendimiento de la evolución de las VCs, y de los sistemas binarios semiseparados en general.El objetivo de esta tesis es la búsqueda de pruebas observacionales que sirvan para constatar si los sistemas SW Sex son VCsmagnéticas o no. En caso afirmativo, habría que incorporar el efecto del campo magnético de la enana blanca en la estructura deacrecimiento, es decir, en la forma en que el gas llega a ésta desde la estrella compañera. La tesis se basa en el estudio de 4 sistemas(WX Ari, LS Peg, V533 Her y V348 Pup). Se ha descubierto variabilidad en los flujos de las líneas con una escala de tiempo del 10%del periodo orbital en LS Peg, V533 Her y V348 Pup, así como pulsaciones con la misma escala en la curva de luz de WX Ari. Estecomportamiento es típico de otras VCs magnéticas, que no muestran las peculiaridades de los sistemas SW Sex. Pero sin duda, elresultado mas importante ha sido el descubrimiento de polarización circular variable en LS Peg, lo que constituye una pruebainequívoca de la presencia de una enana blanca fuertemente magnética (B~5-10 MG) en rotación asíncrona. Esta tesis pone demanifiesto que el campo magnético de la enana blanca probablemente juega un papel fundamental en la evolución de las VCs justopor encima del agujero de periodo, lo que sugiere que la evolución de las VCs magnéticas puede transcurrir por una vía diferente ala de las no magnéticas. Finalmente, se presenta el primer modelo cualitativo que es capaz de explicar el extraño comportamiento delos sistemas SW Sextantis, basado en las nuevas evidencias de acrecimiento magnético.

Representación de la estructurade acrecimiento en un sistema

SW Sextantis.Autor Carlos Vaquero

Rodríguez

TESIS

Formación estelar

“Parametrización de la formación estelaren galaxias espirales”

BERNABÉ CEDRES EXPÓSITODirector: Jordi Cepa (IAC)

Fecha: 9/5/03

En esta tesis se presentan los resultados de un estudio comparativo de la formaciónestelar que tiene lugar en dos galaxias espirales distintas: una floculenta (NGC 4395) yuna de gran diseño (NGC 5457).Para ello, se obtuvo una serie de imágenes en banda estrecha en diferentes líneas deemisión de las regiones H II: Ha, Hb, [O II], [O III], [S II], [S III] y sus respectivoscontinuos. Comparando con la realización de espectroscopía de rendija, las imágenesproporcionan flujos de todas las regiones del campo, evitando los problemas de selección,calibración en flujo y corrección de apertura de los espectros, y permiten hacer

comparaciones estadísticas brazo/interbrazo sin invertir tanto tiempo de observación, minimizando tiempos de posicionado de laregión en la rendija.A partir de los datos obtenidos se obtuvieron las extinciones por polvo, tamaños, anchuras equivalentes en Ha, excitaciones ymetalicidades de las regiones H II, y la temperatura efectiva de los cúmulos ionizantes.No se encontraron diferencias sustanciales entre las propiedades de las regiones H II del brazo y del interbrazo para la galaxia de grandiseño. En cuanto a la galaxia floculenta, se ha establecido que esta presenta, en comparación con NGC 5457, una extinción porpolvo más pequeña, un menor tamaño de las regiones, una menor anchura equivalente en Ha, posiblemente debida a una diferentefunción inicial de masa (FIM), una alta excitación, y que carece de gradientes radiales acimutales de metalicidad o temperatura.

Imagen en Hα α α α α de la galaxia NGC4395. © B. Cedres/NOT.



Poblaciones extragalácticas

TESIS

«Estudio de las poblaciones extragalácticasa partir de muestreos en el infrarrojo y rayos X»

EDUARDO A. GONZÁLEZ SOLARESDirector: Ismael Pérez

Fecha: 18/6/03

El objetivo principal de esta tesis es el estudio de la emisión infrarroja de núcleos activos degalaxias y su relación con las galaxias con formación estelar intensa así como su contribuciónal fondo infrarrojo.Las observaciones en el infrarrojo medio son fundamentales para comprender la evolución delUniverso, ya que nos proporcionan una visión de la formación estelar no oscurecida y que seencuentra oculta en el resto de las longitudes de onda. Para clasificar las fuentes infrarrojas seutilizan cartografiados en rayos X para detectar de forma independiente los núcleos activos degalaxias oscurecidos.

En esta tesis se ha utilizado el cartografiado realizado por el satélite ISO en el infrarrojo medio y lejano. Se describe la identificaciónde dichas fuentes con objetos en la banda visible, así como las propiedades en el visible de las mismas. Tras la identificación en elvisible se realizan observaciones espectroscópicas de las mismas. Una pequeña parte del área observada en el infrarrojo ha sido elobjetivo de un cartografiado profundo en rayos X. Se describe este cartografiado así como las observaciones profundas en el visiblee infrarrojo cercano realizadas para detectar el mayor número posible de los objetos responsables de esta emisión en rayos X.La emisión en el infrarrojo medio de fuentes detectadas en rayos X no parece ser debida a la presencia de un núcleo activo. Cuandose realiza la correlación de fuentes de rayos X con fuentes infrarrojas más débiles aparece una población de objetos en los que suemisión infrarroja si es consistente con la presencia de un núcleo activo.Se concluye también la necesidad de cartografiados más profundos en el infrarrojo medio y más amplios en rayos X para mejorarnuestro conocimiento de la contribución de los núcleos de galaxias activas a la emisión en el infrarrojo medio.

“Fluctuaciones de brillo superficial en Astrofísica:más allá de la magnitud límite”

ANTONIO MARÍN FRANCHDirector: Antonio Aparicio

Fecha: 4/6/03

En la fotometría superficial de una galaxia, situada lo suficientemente lejos como parapermanecer no resuelta, se observa una fluctuación de píxel a píxel debida a la distribuciónespacial de las estrellas de la galaxia. En este fenómeno se basa el concepto de Fluctuacionesde Brillo Superficial (FBS). A esta fluctuación también contribuye la distribución espacial deotros objetos presentes en la imagen, como cúmulos globulares de la galaxia, estrellas decampo, galaxias de fondo... Las diferentes variantes de la técnica de las FBS se basan en elestudio detallado de la fluctuación producida por un tipo concreto de objetos.

En esta tesis se ha aplicado la técnica de las FBS a distintos campos de la astrofísica extragaláctica. En primer lugar, se ha desarrolladoun estudio de sistemas de cúmulos globulares en galaxias elípticas situadas en el cúmulo de galaxias de Coma. En este contexto, se hamedido la frecuencia específica de cúmulos globulares (número de cúmulos globulares por unidad de luminosidad de la galaxia) en17 galaxias elípticas de Coma con diferentes magnitudes y situadas a distintas distancias del centro del cúmulo, no encontrándoseninguna relación entre la frecuencia específica y la magnitud de la galaxia anfitriona o las propiedades del entorno de la misma.Por otra parte se ha considerado un conjunto de 20 regiones de campo y, con la finalidad de «observar» cúmulos globularesintergalácticos, se ha analizado la señal de las FBS de fondo. Los resultados obtenidos no son compatibles con la existencia de unapoblación de cúmulos globulares intergalácticos en Coma.A su vez, y empleando un conjunto de diagramas de poblaciones estelares y FBS sintéticos desarrollados en esta tesis a partir de lalibrería de evolución estelar de Padua, se ha caracterizado la población estelar no resuelta de la galaxia enana irregular DDO 165,aportando además una estimación de su distancia.Finalmente se ha determinado el extremo ultradébil de la función de recuento diferencial de galaxias en el Hubble Deep Field mediantela aplicación de una nueva variante de la técnica de las FBS. Ésta ha sido la primera vez que se utilizan las FBS para estudiar galaxiasde fondo y que se «observa» una población de galaxias hasta magnitud 31.

Fluctuaciones de brillo superficial

Ejemplo de ajuste de las FBSsuperpuesta a la Imagen de

Campo Profundo del Hubble(HDF)

Contornos de fuentesdetectadas a 15 µµµµµ por ISO

superpuestos a laimagen visible del HDF Norte

(Aussel et al 1999)



CCCCCometa Giacobini-Zinner

TESIS

El cometa 21P/Giacobini-Zinner (G-Z) pertenece a la familia de Júpiter y tiene una órbitarelativamente estable. Pese a que es un cometa de período corto (6,6 años), no fue descubiertohasta el año 1900 por el astrónomo francés Michel Giacobini y posteriormente fue redescu-bierto por el alemán Ernst Zinner en 1913, de ahí su nombre. Por otro lado, es el «progenitor»de la lluvia de estrellas conocidas como Dracónidas, que aunque no tiene una actividadextremadamente alta se puede observar en los meses de octubre. En 1985 se convirtió en elprimer cometa «visitado» por una nave espacial. La International Cometary Explorer (ICE) volóa través de la cola de gas del cometa y estimó el diámetro de su núcleo, que es de aproximada-mente 2,5 km de diámetro, en la parte mas ancha.Desde hace tiempo se sabe que el cometa G-Z es inusual en muchos aspectos. Las abundanciasmoleculares detectadas se consideran anómalas comparadas con las de otros cometas. Enconcreto, las abundancias de C2 y C3 relativas al H2O son del orden de 10 veces menores que lacomposición cometaria «normal». Una de las hipótesis sugeridas sobre estas anomalías es queesta disminución estaría asociada con la región de formación en la nebulosa solar, más concre-tamente con la zona del Sistema Solar llamada cinturón de Edgeworth-Kuiper.Las observaciones del equipo formado por investigadores del IAC se realizaron con el telesco-pio IAC-80, instalado en el Observatorio del Teide, entre el 8 de noviembre y el 10 dediciembre de 1998. Durante esas fechas el cometa tenía magnitud 9 y una distancia deperihelio de 1,03 AU. En el estudio se obtuvieron imágenes CCD del gas y polvo de la coma,en las fases del pre y postperihelio.

Portada de la revistaAstronomy & Astrophysics

(Febrero 2003), imágenesdel cometa 21p/Giacobini-

Zinner obtenidas con eltelescopio IAC-80, del

Observatorio del Teide(Tenerife). El artículo está

firmado por losinvestigadores del IAC Alex

Oscoz, Javier Licandro yVerónica Motta, junto con

L. Lara, un colaborador delInstituto de Astrofísica de

Andalucía.

IIIIIMAGEN ASTRONÓMICA

Espectroscopía multirrendija LIRIS

LIRIS tras su instalación en elWHT del ORM

(La Palma).Foto: Miguel Briganti SMM (IAC)

“Tasa de formación estelar en galaxias a 0.5 < z < 1.1 (3/4).Un caso para el espectrógrafo infrarrojo multi-rendija LIRIS”

CARLOS H. DOMÍNGUEZ TAGLE-PAREDESDirector: Arturo Manchado y Francisco Prada

Fecha: 10/2/03

Esta tesis se desarrolla en el área de investigación en instrumentación astronómica y abarcados proyectos estrechamente relacionados, uno científico y otro instrumental. Ambosproyectos están enmarcados en la explotación científica del modo de espectroscopía multi-rendija de LIRIS. Este instrumento es un espectrógrafo multi-rendija en el infrarrojo

cercano construido en el IAC para instalarlo en el Telescopio «William Herschel (WHT)».El proyecto científico de esta tesis se centra en el estudio de galaxias con desplazamiento al rojo y se basa en la selección de unamuestra de galaxias del Hubble Deep Field y Flanking Fields para su posterior estudio con LIRIS. La muestra se ha seleccionado basadaen las luminosidades publicadas en catálogos y su comparación con modelos de síntesis de poblaciones estelares. Como resultado deuna serie de observaciones piloto con espectrógrafos del infrarrojo cercano, se ha obtenido el primer espectro de una de las galaxiasde la muestra, detectando la línea de emisión Ha con una buena razón de señal a ruido.La parte instrumental de esta tesis se centra en las técnicas de espectrografía infrarroja, para poder observar la muestra de galaxias.El trabajo se lleva a cabo como parte del desarrollo del modo de espectroscopía de LIRIS, el análisis de la sensibilidad delinstrumento, la caracterización del detector y el diseño de las máscaras multi-rendija. Se realiza un estudio completo de lasmagnitudes límite en los modos de operación imagen y espectrografía, tanto para objetos puntuales como para extensos. Losresultados obtenidos son muy novedosos en algunos parámetros y se encuentra que la operación del detector es muy competitiva alcompararla con los detectores de otros espectrógrafos del infrarrojo cercano.





JJJJJESÚS MARTÍNEZESÚS MARTÍNEZESÚS MARTÍNEZESÚS MARTÍNEZESÚS MARTÍNEZ-FRÍAS-FRÍAS-FRÍAS-FRÍAS-FRÍAS

METEORITOS YASTROBIOLOGÍALos orígenesdel SistemaSolar

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Jesús Martínez-Frías, jefe del Laboratorio deGeología Planetaria (LGP) del Centro deAstrobiología (CSIC-INTA), impartió el pasado 23de febrero una conferencia con el título «Meteoritosy Astrobiología», en el Museo de la Ciencia y elCosmos, como una actividad complementaria a laexposición «Meteoritos» que albergaba el Museoentre el 19 de febrero y el 20 de abril. Estaconferencia también se enmarcaba dentro delprograma de doctorado «Exobiología» que seestuvo desarrollando durante el curso académico2002-2003 en la Universidad de la Laguna, y en elque participaba el Instituto de Astrofísica deCanarias junto con los Departamentos de Biologíay Geología.

Laboratorio de Geología Planetaria del Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)



METEORITOS Y ASTROBIOLOGÍALos orígenes del Sistema Solar

¿Qué información aporta el estudio de los meteoritos a la Biología?

“Los meteoritos han caído desde siempre en nuestro planeta, y son portadores de informaciónde otros lugares del Sistema Solar, e incluso de su formación. La primera vez que se propuso quelos meteoritos tenían un origen extraterrestre fue en 1794 por mediación de Chiandi. Por estaidea fue apartado de los círculos científicos y sociales de su época, e incluso el famoso químicoLavoisier criticó duramente su teoría afirmando que «la caída de piedras del cielo es físicamenteimposible».

La unión de meteoritos y la Astrobiología es importante porcuatro razones fundamentales:

1.- El material del que están formados da información de lacomposición primigenia de la nebulosa protosolar y de losdiversos procesos por los cuales fue pasando hasta la formaciónde los planetas.2.- Además, algunos de los meteoritos provienen directamentede asteroides o de otros planetas, como Marte o la Luna,obteniéndose importante información sobre la composiciónquímica de dichos objetos.

3.- Los impactos de grandes meteoritosen épocas pasadas parecen estar ligados aextinciones en masa. Pero por otro ladofueron de vital importancia para laformación de la primitiva atmósferaterrestre al liberar el gas que se habíacondensado bajo la superficie al enfriarsela corteza.4.- Por último, también es importante parala exploración astrobiológica de Marte.”

¿Qué diferencias hay entre meteorito,meteoro y meteoroide?

“Un meteoro es el trazo fugaz queobservamos en el cielo, provocado por laentrada de granos de polvo en la atmósfera.Estos granos de polvo, cuyos tamañosmedios son del orden de micras, «excitan»el gas circundante, y como consecuencia seobtiene el fenómeno luminoso conocido

como «estrella fugaz». Si el objeto es lo suficientemente grande como para alcanzar el suelo y esrecogido, tenemos un meteorito. Antes de entrar en la atmósfera, estos objetos son llamados«meteoroides», y provocarán estrellas fugaces muy brillantes (bólidos) que pueden ser observadosdesde una zona muy amplia de la superficie.”

¿Cuántos tipos de meteoritos existen?

“Los meteoritos pueden clasificarse en tres tipos. Por un lado, tenemos el polvo interplanetario, aveces también conocido como «micrometeorito», que puede provenir de asteroides, de cometas

ENTREVISTACON JESÚS MARTÍNEZ-FRÍAS

Impacto de un meteorito sobrela Tierra. © NASA.

Siderito extraterrestrede 232 kg caído en el

Sáhara hace 70 años.Propiedad del

Organismo Autónomode Museos y Centros

del Cabildo deTenerife.

Foto: Luis Cuesta(IAC).



(como en las famosas lluvias de estrellas) o cósmico (de la nube primigenia o de fuera del SistemaSolar). Se estima que caen varias toneladas al mes de material extraterrestre en forma de polvointerplanetario. Una de sus características más notables es la aparición de los denominadosGEMS, vidrio embebido con sulfuros de metales.

Otro tipo de meteoritos son losasteroidales, que se puedensubdividir en tres clases: losformados principalmente depiedra (lititos o aerolitos), demetales, predominando el hierro(sideritos) y los que son unamezcla de ambos tipos(siderolitos). Por supuesto, decada uno de ellos aparecen mássubdivisiones, formándose unaextensa nomenclatura meteorítica.Los lititos, por ejemplo, sesubdividen en condritas (poseenpequeñas inclusiones de estelas deolivino, que es un silicato demagnesio y hierro, denominadascóndrulos) y acondritas (sincóndrulos). Se encuentra una claracorrespondencia entre estas clasesy algunos asteroides, pudiéndoseafirmar que algunos de ellos sonmeteoritos gigantes. Así, 3 Juno es un enorme siderolito, 4 Vesta una acondrita (subtipo de loslititos) basáltica, 228 Bamberga es una condrita carbonácea y 433 Eros una acondrita normal.

El tercer tipo de meteoritos se denominan de tipo planetario, porque sus orígenes están enplanetas rocosos, sobre todo de Marte o la Luna, que al ser golpeados por un meteorito grandeeyectan trozos de material al espacio, que luego pueden caer sobre nuestro planeta. De los másfamosos de esta clase está el meteorito ALH84001, que proviene de Marte.”

¿Dónde están? ¿Cómo se reconocen?

“Se han llevado a cabo varias expediciones internacionales para buscar meteoritos enzonas con poca vegetación y donde se produzcan pocos cambios climáticos, comoen la Antártida o el desierto de Atacama (Chile), donde la estabilidad del lugarpermite la acumulación de meteoritos durante un largo período de tiempo,aumentándose la probabilidad de encontrarlos. Las morfologías y texturas de losmeteoritos son muy variadas. Existe una compleja metodología de análisis quepermite caracterizar y clasificar cada nuevo meteorito, además de descartar las piedrasque tienen un origen terrestre. También se pueden hacer estimaciones de la edad delejemplar usando algunas relaciones entre isótopos radioactivos.

Se ha estimado que, al año, caen sobre la Tierra unos 26.000 meteoritos con unamasa mayor de 100 gramos. El 70% cae en los océanos, y el 30% restante aparecedistribuido regularmente por la superficie. Suelen caer por la tarde o por la noche,como consecuencia de la combinación de los movimientos de rotación y traslación de la Tierra.Los meteoroides que entran en la atmósfera durante el día suelen salir rebotados fuera delplaneta. Aunque como hemos visto se encuentran más fácilmente en la Antártida, por cada 3meteoritos que caen en este lugar han caído 4 en el Ecuador. Esto también se debe a los propiosmovimientos de la Tierra.”

Cóndrulo Dar al Gani862, encontrado enLibia en 1999.© SaharaMet 1999.

Condrita. Propiedaddel OrganismoAutónomo de Museos yCentros del Cabildo deTenerife.Foto: Luis Cuesta(IAC).



ENTREVISTACON JESÚS MARTÍNEZ-FRÍAS

¿Qué son los cráteres meteoríticos?

“Planetas como Mercurio, Marte o la Luna, además de la mayoría de los satélites de nuestrosistema planetario poseen cantidad de cráteres de impacto, pruebas irrefutables de que la actividadmeteorítica ha sido constante durante la evolución del Sistema Solar y aún no ha cesado. Hastahace unos 25 años se pensaba que todos los cráteres de la Tierra eran debidos al vulcanismo,pero ya hemos demostrado que esto no es cierto, siendo capaces de identificar alrededor de 150cráteres de impacto en la superficie terrestre. Uno de los más famosos, sin duda por suespectacularidad, es el Cráter Meteoro en Arizona, con un diámetro de 1.300 m y profundidadde 175 m. Se estima que tiene unos 25.000 años de edad. También es famoso el Cráter Ries, enla cuenca de Nördlingen (Alemania), de 12 km de ancho y producido por el choque de unmeteorito vítreo hace unos 15 millones de años. En el lugar se ha hallado un material compuestode cristales de cuarzo y carbono, denominado “suevita”, que se cree se formó durante las altaspresiones y temperaturas que sucedieron al impacto.”

¿Por qué no son tan evidentes los cráteres de impacto sobre nuestro planeta?

“La respuesta es muy sencilla: la Tierra posee un potente mecanismo de remodelación de lasuperficie terrestre, las placas tectónicas, que borra en varios cientos de millones de años loscráteres. Además, esta acción se combina con los efectos de la erosión por agua, hielo y viento.Estos mecanismos no tienen lugar en Marte o la Luna. También era importante la vegetaciónque ocultaba el cráter, pero gracias a los ingenios espaciales esto ha dejado de ser un problema,al igual que cráteres sumergidos bajo el agua. Puede que una de la mejores muestras de este tiposea el recientemente descubierto cráter Chicxulub, junto a la península del Yucatán, y que se creefue el responsable de la extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años. Este cráter, muyborrado pero aún detectable, tiene 170 km de longitud, aunque algunos científicos creen quealcanza los 300 km.

La extinción de los dinosaurios ha sido la última de al menos 10 extinciones masivas producidascon anterioridad. Ésta se produjo en el denominado límite cretácico/terciario (KT), que ademáscorresponde en los estratos geológicos con una fina capa de iridio, un material raro en la Tierray abundante en algunos meteoritos. Precisamente, ésta fue la prueba con la que se pudo afirmar

que fue un gran meteorito elresponsable de la extinción del70 % de las especies vivas,incluidos los dinosaurios.También se tienen evidencias deextinciones en la frontera entreel jurásico y triásico, entre elpérmico y el triásico (fue la queextinguió a los trilobites), en eldevónico y en el cámbrico. Elestudio de estas extincionesparecía sugerir un ciclo periódicode entre 25-30 millones deaños, por lo que se especulóque podía existir una estrellaenana compañera del Sol queperturbara cada cierto tiempo

METEORITOS Y ASTROBIOLOGÍALos orígenes del Sistema Solar

Cráter Meteoro en elNorte de Arizona. El

impacto se produjo hace25.000 años por un

meteorito de 50 m, a40.000 km/h. El cráter

mide 1.300 m por 175 mde profundidad.

© Meteor CraterEnterprises, Arizona.



la Nube de Oort (los restos de la formación de nuestro sistema planetario, a medio año-luz) yenviase una gran cantidad de cometas hacia las regiones interiores. Pero esta supuesta estrellacompañera, conocida con el nombre de la diosa griega de la venganza, Némesis, nunca se encontró,incluso al realizarse observaciones minuciosas en su búsqueda. La teoría más aceptada actualmentesobre este posible ciclo es que las perturbaciones en la nube de Oort son debidas al paso delSistema Solar por las grandes nubes moléculas situadas en el plano de la Galaxia, algo que sucedeaproximadamente cada mismo intervalo de tiempo.”

¿Ha habido meteoritos importantes en el siglo XX?

“Durante el siglo XX se han ido sucediendo los impactos meteoríticos en la Tierra. Quizás elmás famoso fue el caso de Tunguska, en la Siberia rusa, en 1908. La explosión y el resplandor deluz se pudo observar a miles de kilómetros de distancia. En 1910 una expedición viajó al lugarpara estudiar lo sucedido. Encontraron los árboles arrojados radialmente, mucha agua pero nirastro del meteorito, que ni siquiera dejó un cráter. Análisis posteriores sugieren que el causantedel suceso fue un trozo de cometa, que además explotó en el aire. En 1920 se descubrió en Hoba(Namibia) un enorme meteorito de casi tres metros de alto y de 60 toneladas de peso. El 30 denoviembre de 1954, una mujer fue golpeada por un meteorito. En España se tienen evidenciasde dos impactos seguros: en Ojuelos Altos (Córdoba) y en Cangas de Onís (Asturias). En total,se conocen 25 meteoritos caídos en territorio español.”

¿Qué ha supuesto el caso de ALH84001?

“Gracias a los estudios de los cerca de 400 kg de material que los Apollo trajeron de la Luna, sehan podido reconocer 26 meteoritos provenientes de nuestro satélite. Sin embargo, dentro de laclase de meteoritos planetarios los más famosos son los que provienen de Marte. Sólo se hanpodido identificar 26 meteoritos marcianos (en realidad son 14, algunos provienen del mismoobjeto). Se sabe que provienen de planeta rojo por el estudio de las relaciones entre los compuestosquímicos encontrados en ellos, que descartan su procedencia terrestre o lunar, siendo parecidas alas que existen en Marte.

Dentro de los meteoritos marcianos, el más importante ha sido el etiquetado ALH 84001 (ALHproviene de Allan Hills). Se encontró en la Antártida en 1984, y se sabe que es de Marte porquela composición química de los gases atrapados es similar a la atmósfera marciana, medida por lassondas Viking en 1976. Se cree que proviene de un asteroide que chocó con Marte hace 16millones de años, y que estuvo orbitando en el Sistema Solar interior hasta caer hace 13.000 años.Se trata de un ortopiroxeno, un mineral relativamente frecuente en la Tierra. Posee carbonatos,un tipo de precipitados que se crean en presencia de agua. De aquí se pudo deducir que en laantigüedad pudo existir agua líquida en Marte.

El segundo gran descubrimiento que se realizó con este meteorito fue el hallazgo, dentro de loscarbonatos, de estructuras parecidas a fósiles de microorganismos de origen bacteriano. Pero sedemostró que estas estructuras podrían formarse sin necesidad de seres vivos. Un nuevo análisisen la década de los noventa reveló la presencia de cadenas de cristales magnéticos que no habríansobrevivido fuera de un organismo vivo. Estas estructuras se parecen a las que dejan las bacteriasMagnetospirillum para orientarse en su búsqueda de oxígeno. Este descubrimiento causó ungran revuelo a escala mundial, dividiendo a la comunidad científica internacional e iniciando undebate que aún no se ha cerrado.

Lo que sí parece cada vez más cierto es que Marte tuvo un ciclo hidrológico parecido al terrestre.Incluso se sospecha que el hemisferio norte del planeta albergó un gran océano. Algunosastrobiólogos han llegado a afirmar que, en caso de existir este océano, y gracias al potentevulcanismo que antaño caracterizó a Marte, podría haber surgido la vida en fuentes hidrotermales,como sucede en los océanos de la Tierra. El debate continúa: ¿existió vida en el Planeta Rojo?”

ÁNGEL R. LÓPEZ SÁNCHEZ (IAC)

Chimenea hidrotermalsubmarina.© The AmericanMuseum of NaturalHistory.

Magacriometeoro.© Seprona-J.M. Frías.

Imagen de Marte.© NASA.





SSSSSABAABAABAABAABATINO SOFIATINO SOFIATINO SOFIATINO SOFIATINO SOFIADepartamento de Astronomía de la Universidad de Yale (Estados Unidos)

EL INTERIORDEL SOLVariabilidady efectosclimáticos

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En marzo de 2003, el Profesor Sabatino Sofia,miembro del Departamento de Astronomía de laUniversidad de Yale (EE.UU.), visitó el Institutode Astrofísica de Canarias. No era la primera vez,también había participado en la Euroconferencia«The Solar Cycle and Terrestrial Climate», celebradaen Tenerife en septiembre de 2000. Durante suúltima estancia en el IAC, impartió dosconferencias: una de carácter divulgativo en elMuseo de la Ciencia y el Cosmos -que transcribimosa continuación en forma de entrevista adaptada- yun seminario para los científicos del IAC. Su campode investigación es la variabilidad del interior solar,tema abordado desde el punto de vista teórico yobservacional, así como el estudio de los posiblesefectos climáticos que estas variaciones puedentener en la atmósfera terrestre.



ENTREVISTA CON SABATINO SOFIAINTERIOR DEL SOL

Variabilidad y efectos climáticos

¿Por qué estudiamos el Sol?

“Al fin y al cabo, el Sol sólo es una de alrededor de trescientos mil millones de estrellas que formanparte de nuestra galaxia, y existen miles de millones de galaxias en el Universo. Sin embargo, el Soles para nosotros un astro muy especial porque es nuestra estrella, y responsable última de nuestraexistencia. De esta estrella cercana nos llega prácticamente toda la energía de que disponemos, sinla cual la vida sobre la Tierra sería imposible y el mismo planeta no existiría. Visto desde estepunto de vista antropocéntrico, es importante estudiar el Sol. Pero podríamos citar otros tipos derazones por las que los seres humanos nos esforzamos por comprender cómo funciona:estudiamos el Sol por motivos culturales, porque es fuente de ciencias básicas y porque tieneimportantes efectos directos sobre la Tierra.

Desde la remota antigüedad, se ha adorado al Astro Rey, al ser dador de luz y calor. Desdetiempos inmemoriales, su recorrido diario a través del cielo ha fascinado al hombre, mitificándolocomo dios y sirviendo de base para crear una útil herramienta, el calendario, una vez desarrolladoslos conceptos de hora, día y año. Ha sido un referente único para conceptos filosóficos y religiosos,se han escrito poemas, libros y canciones sobre él. Se ha representado en esculturas, pinturas yedificios importantes. La cultura de las diferentes civilizaciones a lo largo de nuestro mundorebosa de referencias al Sol.

Si nos situamos en el punto de vista científico, nuestra estrella ha sido fuente de ciencias básicasa lo largo de toda la Historia. Aparte de su utilidad calendárica, sirvió para demostrar que nuestroplaneta no era plano, sino esférico. Ya en la antigua Alejandría macedónica, Eratóstenes llegó acalcular el radio de la Tierra gracias a la sombra que los obeliscos egipcios proporcionaban adistintas latitudes. Fue entonces cuando se comprendió que girábamos alrededor de él, y noviceversa. Sin embargo, el modelo heliocéntrico fue postergado, y durante más de mil años lahipótesis geocéntrica de Ptolomeo fue la aceptada (o la impuesta). Copérnico, Brahe, Galileo yKepler recolocaron el Astro Rey en el lugar que le correspondía, provocando el cambio de paradigmacientífico más importante de la Historia, y abriendo camino a la exitosa teoría de la GravitaciónUniversal de Newton. En la actualidad, el Sol continúa siendo vital para el estudio de losfenómenos físicos. Uno de los grandes logros de la Astrofísica es la comprensión del ciclo de vidaestelar, y el conocimiento de que, dentro de 1.000 millones de años, nuestra estrella emitirá tantaenergía que la vida en la Tierra será imposible, transformándose paulatinamente en una giganteroja. Pero el fin último del Sol, dentro de unos 4.500 millones de años, será una nebulosaplanetaria, en cuyo interior descansará una enana blanca. La física de plasmas, la magneto-hidrodinámica y la física nuclear se han desarrollado gracias al esfuerzo de entender cómo funcionael Sol. Un gran éxito fue encontrar la fuente de energía de las estrellas, la fusión termonuclear, enla que cuatro núcleos de hidrógeno se funden para proporcionar uno de helio, y energía. Este tipode energía nuclear por fusión es eventualmente la solución al problema energético al que elmundo se precipita.

Más recientemente, el Sol ha sido banco de pruebas para la física de partículas, sobre todo para elestudio de los escurridizos neutrinos. En las últimas décadas del siglo pasado se pensaba queesta partícula elemental, de la que existen tres clases y aparece muy involucrada en los procesos defusión nuclear, no tenía masa. Las dificultosas detecciones de neutrinos provenientes del Sol noconcordaban con las cantidades teóricas predichas por los modelos solares: eran tres veces menorde lo esperado. Los físicos de partículas sostenían que el problema era de los modelos astrofísicosdel interior solar; los astrofísicos argüían que el fallo era de los modelos de partículas. Recientementese ha demostrado que el neutrino tiene masa, propiedad que hace que el neutrino pueda «cambiar»entre sus tres clases posibles. Científicamente, este fenómeno se conoce como oscilaciones de



Una imagen reciente delSol (17 de marzo) enultravioleta, obtenidapor el satélite SOHO.© ESA

neutrinos. Como nosotros detectamos mayoritariamente sólo un tipo de neutrino (el neutrinodel electrón), el factor tres de las observaciones solares es correcto. El problema está resuelto.”

¿Qué efectos tiene el Sol sobre la Tierra?

“Los efectos del Sol sobre la Tierra son evidentes. Continuamente recibimos su luz. Algunosfotones alcanzan la superficie terrestre: son los que nos proporcionan la vista en el rango ópticodel espectro. Otras radiaciones son absorbidas, como la poderosa radiación ultravioleta. Una finacapa de ozono es capaz de retener este tipo de luz, protegiendo la vida. Las partículas másenergéticas del viento solar también llegan a las inmediaciones terrestres, pero son desviadas porel campo magnético terrestre. En los momentos de máxima actividad solar, estas partículas soncapaces de destruir satélites y matar astronautas en órbita. El campo magnético terrestre es másdébil en los polos, por donde se cuelan estas partículas energéticas, dando lugar a las famosasauroras boreales y australes. Las pequeñas variaciones en el Sol debido al ciclo solar de 11 añoshacen calentar más la atmósfera terrestre. Ésta se expande, alcanzando mayores alturas, y «frenando»a los satélites que se encuentran en órbitas bajas. Si el descenso de velocidad es muy acusado,pueden llegar a caer hacia la superficie. Por este motivo, los satélites deben empujarse hacia fueracada cierto tiempo. Actualmente, tras el desastre del Columbia y la parada de los lanzamientostripulados, la misma Estación EspacialInternacional correría este peligro si su órbita no secorrigiera en varios meses.

Una de las causas más importantes por las queinteresarse en estudiar la variabilidad solar es porsu efecto directo sobre nuestro planeta. Desde eldescubrimiento de las manchas solares sobre lafotosfera solar por Galileo, se observó que enalgunos años aparecían más manchas o grupos demanchas que en otros, encontrándose un ciclo deonce años. Cuando se alcanzan momentos de mayornúmero de manchas, se tiene un máximo de laactividad solar, y se suceden las fulguraciones yprotuberancias, la atmósfera solar se expande, y seincrementan las tormentas magnéticas. En el últimosiglo se ha podido estudiar con más detalle laactividad solar, encontrándose que la variación de lairradiación solar a lo largo del ciclo de 11 años es desólo 0,1%. ¿Afecta sobre la temperatura mediaterrestre? Puede ayudarnos a responder a estapregunta el hecho de que en el siglo XVII un períodode varias décadas de bajos máximos solarescorrespondía a una pequeña edad de hielo en laTierra, en la que se sucedieron las bajas temperaturas. A este período se le conoce como «Mínimode Maunder», durante el que la radiación solar fue entre 0,2 y 0,3% menor de lo que es en laactualidad. Debería existir alguna relación entre el descenso de la radiación solar y la bajada de latemperatura media terrestre.

Sabemos que uno de los problemas medioambientales más serios en la actualidad es elcalentamiento global de la Tierra debido fundamentalmente al efecto invernadero. Pero vamos aver que este calentamiento también está asociado a la variabilidad solar.”

¿Por qué necesitamos comprender la variabilidad solar?

“Cualquier fenómeno que aparece en la superficie solar viene del interior. El campo magnéticodel interior solar, muchas veces ignorado por los modelos al igual que otros fenómenos comola rotación, tiene efectos pequeños pero importantes en los parámetros físicos del interior solar





(presión, energía interna, convección, turbulencia). Estas variaciones se traducen en cambios enlas variables externas de la estrella, como el radio, la temperatura efectiva, la luminosidad y lairradiancia total emitida. Pero no se conocen aún los órdenes de magnitud de este fenómeno.Para cuantificar estas variaciones internas se desarrollan técnicas que permiten estudiar con detallelas oscilaciones solares, esto es, la forma que tiene el Sol de vibrar. El estudio de las oscilacionessolares es parecido al realizado para conocer cómo es el interior terrestre a través de los terremotos,y se conoce con el nombre de “Heliosismología”.

La variabilidad solar tiene varias propiedades. Una de las más importantes es la escala de tiempoen el que ocurren las variaciones, siendo la más destacada el período del ciclo solar de 11 años.Pero también se están encontrando ciclos menores y mayores, que incluso pueden alcanzar los1.000 años. Por otro lado, no se conoce la energía total de las variaciones puesto que, aunquesean pequeños cambios, se podrían traducir en grandes efectos. Algunos rasgos de variabilidadinterna podrían ser difíciles de detectar observacionalmente con los medios actuales. Bastamostrar como ejemplo el cambio en la sensibilidad de los radiómetros, tanto terrestres comoespaciales, a lo largo de los años. Actualmente, se suelen asociar estos pequeños cambios conproblemas instrumentales, pero podrían ser en parte reales. Para complicarlo todo aún más, lavariabilidad del interior solar puede estar relacionada con la variabilidad externa asociada a lasmanchas y fáculas superficiales. Y existen problemas a la hora de conseguir los datos reales de lairradiancia total, puesto que distintos instrumentos proporcionan al mismo tiempo valoresdistintos, siendo difícil de calibrar.”

¿Ocurren realmente estos cambios estructurales internos?

“Las observaciones indican que sí. Por ejemplo, se detectanvariaciones de la temperatura fotosférica, alcanzándose inclusovariaciones en un 0,1% al día (recordemos que es el mismo valorde la variación que se tiene a lo largo de todo el ciclo solar) que enparte parecen explicarse por los cambios internos. También seproducen cambios en el radio del Sol y variaciones de las oscilacionesdel interior solar, además de diferencias de la irradiancia total entredos períodos de mínima actividad.

Para tratar matemáticamente la acción de los campos magnéticosen el interior estelar, deben adaptarse las cuatro ecuaciones

principales que rigen el interior del Sol: la conservación de la masa, del momento, de la energíay el transporte energético. Esto se consigue añadiendo dos nuevos parámetros que dan cuentadel campo magnético y la turbulencia. Las ecuaciones de estructura así obtenidas son similares alas estándares, pero ahora aparece un término de dinamo, que puede tener grandes efectos: uncampo magnético interno variable puede afectar a los parámetros globales. Los modelosnuméricos que mejor reproducen las observaciones son aquellos en los que la densidad deenergía magnética es equiparable a la energía que procede del movimiento turbulento. Esteresultado parece bastante razonable, puesto que ambos factores están muy relacionados: elcampo magnético induce el movimiento de las partículas, y éstas al moverse inducen campomagnético.”

¿Existe el cambio climático? ¿Lo ha provocado la actividad humana?

Los gases invernadero, fundamentalmente el dióxido de carbono, CO2, y el vapor de agua, perotambién otros como el óxido de nitrógeno (NO2), el metano (CH4), los clorofluorcarbonatos

Evolución de laconcentración de CO2

durante los últimos 130años. Datos del

observatorio de MaunaLoa, en Hawai.



(CFCs) y el ozono (O3) retienen la radiación infrarroja que emite el suelo como consecuencia dela incidencia directa de la radiación solar sobre la superficie. Sin los gases invernadero, esta radiacióninfrarroja se escaparía hacia el espacio. Un poco de efecto invernadero es bueno: si no existiera, laTierra sería un mundo cubierto de hielo. Pero el crecimiento constante de la concentración de losgases invernadero, sobre todo dióxido de carbono, hace aumentar la temperatura media de laatmósfera terrestre. Este hecho está actualmente totalmente comprobado, como se observa enlas gráficas que muestran la variación de la concentración de CO2 en los últimos 150 años. Estecrecimiento no es lineal, sino exponencial. El problema es realmente grave.

El año pasado se reunieron en Shangai los científicos internacionales más importantes en elestudio del cambio climático, alcanzándose dos conclusiones fundamentales. La primera, que lamayoría del calentamiento observado durante los últimos 50 años es debido a gases de efectoinvernadero. La segunda, que el calentamiento para 2100 será entre 1,4º y 5,8º si sólo se doblasela concentración actual de CO2 en 100 años. Una subida de 1,4º durante este siglo es un problemaserio, pero subir 5,8º sería un desastre total. El calentamiento se realiza sobre todo en latitudesaltas, provocando el deshielo de los polos y el consecuente aumento del nivel de los océanoscomo resultado de la fusión de enormes cantidades de hielo continental. La faz de la Tierracambiaría totalmente, muchas islas desaparecerán, y grandes ciudades costeras quedarán bajo elagua. Además el cambio climático desastroso asociado a este aumento de la temperaturaatmosférica media induceun desecamiento de laszonas continentales lejanasde los océanos, ampliándoselos desiertos interiores, y unasubida de la humedad en laszonas costeras, que setraducen en el incrementodescontrolado de las lluviasy fenómenos atmosféricosviolentos como huracanes.Ambas variaciones,destacando ésta última, estánsucediendo ya.”

¿Podemos prever quéocurriría si doblamos laconcentración actual dedióxido de carbonomediante los modelosclimáticos de quedisponemos?

“Diseñar un modelo climático de la atmósfera terrestre es un trabajo arduo por la complicaciónde conocer los propios elementos que intervienen (masas de aire, océanos, masas continentales),todos los parámetros internos (temperatura media atmosférica, densidad, nubes, humedad,dinámica atmosférica) y externos (radiación solar, cobertura vegetal, aerosoles liberados porvolcanes, efecto invernadero) implicados, además de todas las interrelaciones que surgen entreellos. Los ordenadores actuales más potentes tardan cerca de medio año en obtener resultados delos modelos numéricos climáticos. Se suelen despreciar los efectos del Sol en dichos modelos,pero recientes estudios detallados con códigos numéricos que sí incluían el efecto de la variabilidadsolar concluyen que es importante tenerlo en cuenta, siendo además necesario para calibrar losdatos numéricos con las observaciones. No obstante, el mayor problema para obtener unabuena calibración sigue siendo que no se conoce con precisión cuál ha sido la variación solardebida a cambios internos en el último siglo, porque es algo que se ha comenzado a investigarhace muy poco tiempo.”

Esquema delfuncionamiento ópticodel instrumentoprincipal del Sextantedel Disco Solar delProf. Sabatino Sofia,basado en la técnica demúltiples reflexiones.5 detectores miden conprecisión la separaciónentre las dosreflexiones principales.De ahí se puedeobtener el radio solaren cualquier momentocon muy pequeñoserrores.



¿En qué consiste el experimento del Sextante del Disco Solar?

“La radiación solar puede variar tanto por fenómenos superficiales (manchas, fulguraciones,campos magnéticos fotosféricos) como por fenómenos internos que, como ya hemos comentado,son difíciles de medir. No obstante, la teoría indica que estas variaciones internas deben afectara parámetros medibles observacionalmente, como la temperatura fotosférica, el radio solar y laenergía emitida, además de en las propias oscilaciones solares. Durante la pasada década, en eldepartamento de Astronomía de la Universidad de Yale (EE.UU.) hemos llevado a cabo unexperimento, que conseguía medir pequeñas variaciones del radio solar, superando en más de100 veces la precisión de las estimaciones anteriores. Dicho experimento, que recibió el nombrede Solar Disk Sextant (SDS, Sextante del Disco Solar), también medía la forma del disco solar ysus variaciones temporales. Se lanzaba en un globo aerostático sobre el desierto de NuevoMéxico, alcanzando una altura de 36 km, para minimizar problemas debidos al movimiento delas capas de aire de la atmósfera. La precisión del experimento es tan asombrosa que en sólo 20minutos se consiguió medir el cambio aparente del disco solar por el movimiento propio de laTierra en su órbita elíptica (se acercaba al perihelio, y el disco solar se incrementaba). Uno de susresultados más importantes es que en los momentos de menor número de manchas solares, elradio del Sol aumenta. Este cambio es debido a lo que ocurre en el interior estelar.

Sin embargo, para contabilizar la variación del radio solar con precisión se necesitan largosperíodos de tiempo. De esta forma, el equipo está realizando una ardua labor recopiladora demedidas de tiempos de eclipses totales y tránsitos de Mercurio, muchas de ellas tomadas porastrónomos aficionados. Si se puede estimar la franja exacta de la totalidad para cada eclipsesolar, se puede conocer el radio del Sol, conociendo previamente la posición exacta de cadaobservador y la distancia a la que la Luna se encuentra de la Tierra en el momento del eclipse.Aunque se llevan estudiados eclipses desde 1715, año en el que Halley predijo uno que cruzóInglaterra, uno de los casos más curiosos que se han recopilado fue el ocurrido a mitad del sigloXX sobre Nueva York. Una de las compañías eléctricas de la ciudad quiso hacer un estudio delmismo, para conocer en qué lugares de la ciudad se llegaba a la totalidad, y dónde no. Secolocaron empleados cada pocas calles, de tal forma que cada uno contabilizó la duración de la

fase de la totalidad, en caso de llegarse a producir. Así, se estimó conprecisión de metros el límite sur de la sombra de la Luna. Pero en ellímite norte no se tenían medidas. Casualmente, encontramos unareferencia de un astrónomo que envió una carta a una revista deaficionados pidiendo disculpas al no poder obtener unos ansiadosespectros de la cromosfera solar, porque el eclipse sólo duró 5 segundosdesde su lugar de observación. Conociendo la posición de esteastrónomo, justo a unos 80 km al norte de Nueva York, se determinócon un margen de error de 50 m el límite norte de la totalidad y, de ahí,el radio del Sol aquel día.

En conclusión, aunque a veces nos preguntamos la utilidad real quetienen los estudios de Astrofísica para la vida cotidiana, encontramosque en el caso del Sol este estudio es eminentemente práctico. Y de granimportancia además, pues del caprichoso comportamiento de nuestraestrella, ese Astro Rey adorado por todas las culturas a lo largo delmundo, depende totalmente nuestra existencia. Debemos esforzarnospor comprender lo que ocurre en su interior. Por nuestra propiaseguridad.”

ÁNGEL R. LÓPEZ SÁNCHEZ (IAC)



Experimento del Prof. Sabatino Sofia.



ACUERDOS

RATIFICACIÓN DEL ACUERDO ENTRE EL ING Y EL IACFecha 7/5/03

Firma del convenio de cooperación para la operación del Grupo deTelescopios «Isaac Newton» (ING) entre el IAC, el Consejo de Investigaciónde Física de Partículas y Astronomía (PPARC) y el Consejo de InvestigaciónCientífica de los Países Bajos (NWO). Por medio de este convenio, el IAC,por parte de España, se incorpora como socio a la operación del ING con elPPARC y el NWO. El efecto inmediato más importante Lo más importantees que los telescopios del ING permanecerán actualizados y que lacomunidad astronómica española dispondrá de un tiempo adicional deobservación significativo. Este tiempo se empleará fundamentalmente enpreparar la ciencia que se hará con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC).En la contribución española figura un instrumento para uso común, llamadoLIRIS (un espectrógrafo para el infrarrojo de rendija larga y resoluciónintermedia con un sistema de imagen) para el Telescopio «WilliamHerschel».

Como beneficios adicionales, señala la apertura de una vía que permitaestablecer vínculos más estrechos, tanto científicos como de operaciónbeneficiosos para el GTC, de 10 m, así como sentar las bases para una mayorcolaboración internacional en el Observatorio del Roque de los Muchachos,en La Palma, dentro de un marco europeo más amplio.

Existen buenas perspectivas para una colaboración mucho más amplia aescala europea, a la vista de las actuales negociaciones orientadas acoordinar y racionalizar el uso de los telescopios de tamaño medio enEuropa y, lo que es más importante, al futuro desarrollo por parte de Europade telescopios extremadamente grandes. El Observatorio del Roque de losMuchachos, en La Palma, en tanto que es un lugar para la observación deprimer orden a escala mundial y único buen emplazamiento en territorioeuropeo para grandes telescopios óptico-infrarrojos, tiene muchas ventajas

para albergar el futuro telescopiosúper-gigante europeo. Taliniciativa involucraría a muchospaíses europeos que ya hanempezado a discutir el tema.

ACUERDO PARA LAINSTALACIÓN DELTELESCOPIO LIVERPOOLFecha 6/5/03

Firma del acuerdo en entre el IACy la Universidad John Moores deLiverpool, con el consentimientodel PPARC, como parte firmantedel Protocolo, para la instalacióny operación del TelescopioLiverpool (LT) en el Observatoriodel Roque de los Muchachos, LaPalma.

Una parte significativa deltiempo de observación se dedicaráa fines docentes, con laparticipación de institucionesespañolas.

ACUERDO CON LAUNIVERSIDAD DE BRADFORDFecha 6/5/03

Firma del acuerdo entre laUniversidad de Bradford y el IACpara la instalación del telescopiorobótico Bradford en elObservatorio del Teide, enTenerife.

Este telescopio es de los llamados“de programa único”, en el quetienen derecho de participaciónlos astrónomos españoles.También, este telescopio robóticoestá destinado a llevar a caboproyectos de investigación ypermitir a las escuelas e institutosdel Reino Unido y de Españaobtener tiempo paraobservaciones astronómicas. Paraello se contará con colaboradoresespañoles que traducirán la weben español y la guía CD-Rom deobservación.

Representantes de la comunidad astronómica del Reino Unido y de los PaísesBajos, con el Director del IAC, en un momento de la firma de los acuerdos.Foto: Miguel Briganti (SMM/IAC)



Reunión del Consejo Rector

Josep Piqué, Ministro de Ciencia y Tecnología, presidió el pasado 7 dejunio, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma), elConsejo Rector del IAC, tras visitar las instalaciones del Gran TelescopioCANARIAS (GTC). El 9 de junio, el Ministro visitó también las instalacionesdel IAC en La Laguna (Tenerife), acompañado del Director de este Instituto,Francisco Sánchez.

Piqué dijo en rueda deprensa, al término de lareunión, que estaba“francamente impre-sionado” por el nivelcientífico y tecnológicodel IAC así como de losinvestigadores que pasanpor sus observatorios.Ello refleja -dijo- elextraordinario buenmomento de la Astrofísicaen nuestro país y que tienetambién su expresión endatos significativos, como

el porcentaje que supone la Astrofísica española (5,3%) en el marco de laproducción científica mundial.

SOCIEDAD DE DIFUSIÓN CULTURAL

El Ministro destacó como punto importante de la reunión la creación deuna sociedad de difusión cultural. El Consejo Rector acordó que secompletaran los trámites legales precisos para la creación por el IAC deuna sociedad limitada que facilite la divulgación de la Ciencia y

especialmente la Astronomía. Losgastos de los años iniciales parasu puesta en explotación seránasumidos por el IAC. Seencomendó al Director delInstituto la realización de lasacciones necesarias para suconstitución y puesta en marcha,así como establecer los conveniosde cooperación necesarios con lasadministraciones insulares ylocales de La Palma y Tenerife afin de impulsar asociaciones deinterés económico que serviránpara desarrollar centros yproyectos de divulgación culturalde la Ciencia. De esta manera, sepodrá acometer la construcción yoperación de dos centros dedifusión cultural en losObservatorios del Teide(“Estelario”) y del Roque de losMuchachos (“Parque Cultural delRoque de los Muchachos”).

En esta reunión se ratificó, entreotros, el acuerdo con el Grupo deTelescopios Isaac Newton (ING),y se trataron cuestiones depersonal. Se aprobó el PlanEstratégico IAC 2004-2007 asícomo las reglas de funcionamientoy lista de miembros de la ComisiónAsesora de Investigación del IAC.Como es preceptivo, el ConsejoRector aprobó la liquidación delpresupuesto del IAC de 2002 y elanteproyecto de presupuesto parael 2004. Se mantiene elcompromiso de las dosadministraciones, el Estado y laComunidad Autónoma deCanarias, de contribuir con el 70%y el 30% del presupuesto del IAC,respectivamente, que podríanincrementarse con una aportaciónextraordinaria por parte delMinisterio de Ciencia yTecnología en concordancia conel compromiso en el Plan deI+D+i para el período 2004-2005,ambos inclusive. El incremento

Miembros del Consejo Rector al comienzo de la reunión. Foto: Luis Cuesta (IAC).

OTRAS NOTICIAS

Imagen de la rueda de prensa.Foto: Jorge Gmelch Ramos (IAC).



Reunión de la Red OPTICON

ENCUENTRO PARA EL FUTURO DE LA ASTRONOMÍA EUROPEA

La red europea de coordinación de la astronomía óptica e infrarrojaOPTICON se reunió los días 24 y 25 de enero, en el Hotel Botánico delPuerto de la Cruz, teniendo como anfitrión al IAC. El fin de esta reuniónfue definir los objetivos que deberá alcanzar el conjunto de la astronomíaeuropea en esta década y concretar las peticiones al «Sexto Programa Marcode I+D de la Unión Europea».Se trataba de una reunión de especial trascendencia para el inmediatofuturo de esta ciencia, no sólo por el nivel de sus participantes, sino, también,por los temas que se estudiaron en estos dos días. Entre ellos estuvo muypresente la tecnología, ya que para el desarrollo competitivo de la Astrofísicase requiere instrumentación de frontera en todos los campos tecnológicos.También se discutió el proyecto del Súper Gran Telescopio Europeo demás de 50 m de diámetro, que deberá estar operativo a principios de lapróxima década, y que podría ser instalado en el Observatorio del Roquede los Muchachos (La Palma), lugar que reúne muchas ventajas para suubicación.

Los miembros de la red OPTICON, reunidos en el Puerto de la Cruz.Foto: Miguel Briganti (SMM/IAC).

OTRAS NOTICIAS

OPTICON (Optical InfraredCoordination Network forAstronomy) es una red financiadapor la Comisión Europea y en laque participa el IAC y la RedAcadémica española. OPTICONpone en contacto a los directivosde los principales centros deinvestigación y observatorios conlos usuarios de infraestructurasastronómicas europeas paraidentificar desafíos comunes ymejorar el acceso a estasinstalaciones en beneficio de todala astronomía europea.

presupuestario “refleja –señaló Piqué- la prioridad estratégica que lequeremos dar al desarrollo actual y futuro del Instituto y, en general, todolo que signifique la investigación”.

ASISTIERON:- Josep Piqué i Camps, Ministro de Ciencia y Tecnología- José Miguel Ruano León, Consejero de Educación, Cultura y Deportes- Teodoro Roca Cortés, Vicerrector de la Universidad de La Laguna- Dolores de la Fuente Vázquez, Subsecretaria del Ministerio de la Presidencia- Ricardo Melchior Navarro, Presidente del Cabildo de Tenerife- José Luis Perestelo Rodríguez, Presidente del Cabildo de La Palma- Francisco Sánchez Martínez, Director del IAC- Rafael Arnay de la Rosa, Administrador de Servicios Generales del IAC.

Visita de Josep Piqué a la sedecentral del IAC.Foto: Luis Cuesta (IAC)

En la reunión celebrada enChania (Creta), del 3 al 5 deseptiembre, tras conocerse lapropuesta de financiación que laComisión Europea ha realizado alConsorcio, se firmará un contratoentre casi un centenar deinstituciones para llevar a cabodiversas actividades decoordinación, proyectos dedesarrollo tecnológico y accesocoordinado a los telescopioseuropeos distribuidos por todo elmundo, por un total definanciación de 19,2 M•. Por suparte, el IAC será el responsablede la coordinación del acceso, bajoeste contrato, a todos lostelescopios europeos incluidos enla propuesta, situados en Canariasy en otros observatorios de todo elmundo.



A TRAVÉS DEL PRISMA

X Aniversariodel Museo de la Ciencia y el Cosmos

El Museo de la Ciencia y el Cosmos, perteneciente al Organismo Autónomode Museos y Centros del Cabildo de Tenerife, cumplió el pasado 11 de mayosu décimo aniversario. Este museo ha supuesto un hito en la historia de losmuseos por tratarse del primero en ser promovido por un centro deinvestigación -el Instituto de Astrofísica de Canarias- y del único de Españaque crea y fabrica los módulos en sus propios talleres.A lo largo de estos diez años, 430 actividades científicas se han llevado acabo en sus dependencias, potenciando así la cultura científica en Canarias.Muchos han sido los experimentos, pero algunos han evolucionado y otroshan quedado obsoletos, condicionados por la continua actualización quesufre el museo y por la importancia de atraer cada vez más la atención delos visitantes con exposiciones novedosas.El aprendizaje a través de los sentidos y la participación activa del visitanteson objetivos fundamentales de este museo, que hasta ahora han dirigidodos astrofísicos del IAC: Ignacio García de la Rosa, desde 1993 hasta 1995 y,de nuevo, desde el 2000 hasta el presente, y Juan Antonio Belmonte, desde1995 al 2000.

UN CENTENAR DE MÓDULOS

Una antena de radio de 18 m dediámetro, un telescopio de 28 cm(con un filtro solar Hααααα , cámaraCCD y cámara de televisión), unpar de relojes de Sol y lareproducción de un crómlechmegalítico, son los objetos quepodemos encontrar en la terrazade este museo. En el interior sedespliegan un centenar demódulos, realizados con un bajocoste económico; en torno a ellosse organizan talleres especiales.El museo también cuenta con unPlanetario, en el que se ofrecendiferentes programas, y con unSalón de Actos, donde tienen lugarproyecciones y conferencias.Estos módulos han hecho delmuseo un lugar frecuentado pormiles de personas, sobre todo endías especiales, como aniversariosy efemérides astronómicas(eclipses, cometas y otros), en losque se ha llegado a reunir a másde 2.000 personas en un solo día.

PROGRAMA DE ACTIVIDADES

Con motivo del décimo aniversariodel Museo, el Planetario ofrecióel programa titulado «¿Y si la Lunano existiera?». También seproyectó, dentro del ciclo«AluCINE con el Futuro», lapelícula «Plan 9 del EspacioExterior», y hubo cuentacuentoscon «Historias del Firmamento».Desde que el Museo de la Cienciay el Cosmos abriera sus puertas el11 de mayo de 1993 con laconferencia de Sergei Krikalev,astronauta ruso que permaneciómás de 300 días en la estaciónespacial Mir, se han organizadoun gran número de exposicionescientíficas. Charlas y conferenciasde divulgación completan elprograma de actividades, tratandotemas como el amor, la muerte, latelevisión, el CD-ROM, Internet,los juegos de mesa; un amplioabanico de contenidos para atraeral público asistente. También sehan organizado cursos,

Un laberinto de espejos, un coche que se eleva con una palanca, un viajepor la galaxia a través de una pantalla gigante..., un sinfín de módulos quepodemos encontrar en el Museo de la Ciencia y el Cosmos de Tenerife. Lainteracción es la pieza fundamental de este museo que pretende conseguirel entretenimiento y el aprendizaje directo de la gente que a él acude. Conmotivo de su décimo aniversario –el pasado 11 de mayo-, el Museo de laCiencia y el Cosmos ha ampliado su gama de experimentos para atraercada vez más a un mayor número de usuarios. Motivo de esta incesanteelaboración de nuevos módulos es la creación de la atracción llamada«Turismo Cósmico», un experimento que mezcla la ciencia con la diversión.Este «viaje» a Marte cautivará a todos aquellos curiosos que busquennuevas emociones en sus vidas.

UNA TRUNA TRUNA TRUNA TRUNA TRAAAAAYECTORIA DEYECTORIA DEYECTORIA DEYECTORIA DEYECTORIA DECULCULCULCULCULTURTURTURTURTURA CIENTÍFICA CIENTÍFICA CIENTÍFICA CIENTÍFICA CIENTÍFICA EN CA EN CA EN CA EN CA EN CANARIASANARIASANARIASANARIASANARIAS

Póster del X Aniversario del Museo de la Ciencia y el Cosmos de Tenerife.Diseño: Miriam Cruz.




proyecciones de vídeos, películas y diapositivas, observaciones en directodel Sol, la Luna y los planetas, además de programarse semanas culturales,sesiones especiales del planetario, congresos y otras reuniones científicaso presentaciones de libros.

TURISMO CÓSMICO

«Turismo Cósmico», un experimento que simula un viaje por varios lugaresdel Sistema Solar, es la nueva atracción del museo. En ella se lleva trabajandodesde el año 2001 y ha sido diseñada y fabricada por este museo, contandoen los aspectos científicos con el asesoramiento de personal cualificado delIAC.El objetivo de esta actividad es la enseñanza de la ciencia planetaria y susavances, así como la exploración de otros mundos, introduciendo de llenoal visitante en distintos lugares de nuestro sistema solar y haciéndolessentir como si estuvieran fuera de la Tierra.Un cometa, Io (la luna de Júpiter) y Marte son los lugares que visitaránquienes quieran ser partícipes de este novedoso viaje de 20 minutos. Losasistentes accederán a estos parajes mediante la simulación de lascondiciones físicas y los paisajes existentes en la superficie de dichos astros.«Turismo Cósmico» cuenta con explicaciones científicas de la mano deguías virtuales: proyecciones de distintos personajes mediante trucosópticos. Éstos responderán al porqué de la diferencia entre los planetas ycuál es su composición química, entre otras cuestiones.

OLIVER EXPÓSITO MOLINA (IAC)

“La atracciónTurismo Cósmico

simula un viaje porvarios lugares del

Sistema Solar”

Cartel anunciador de la nueva atracción«Turismo cósmico».Diseño: Miriam Cruz.

Entrada de la atracción «TurismoCósmico». Foto: Luis Cuesta (IAC).En la columna de la derecha,imágenes de algunos de los módulosdel Museo.© MCC. Cabildo de Tenerife.




IGNACIO GARCÍA DE LA ROSADirector del Museo de la Ciencia y el Cosmos(1993-1995 y desde 2000) e investigador del IAC

"Cuando haces algo con tusmanos, el recuerdo de lo quecreas perdura más tiempo"

Ignacio García de la Rosa, fundador y actual director del Museo de laCiencia y el Cosmos, habla en esta entrevista de su experiencia al frentedel «museo más barato de España porque fabrica sus propiosexperimentos». Licenciado en Físicas por la Universidad de Zaragoza yDoctor en Astrofísica por la Universidad de La Laguna, es investigadordel IAC desde 1980 y ha trabajado en dos campos de estudiocompletamente distintos: Física Solar y Cosmología. En el año 2000 retomóla dirección del Museo, ahora ya en una fase «en la que los profesionalesque crean los módulos están más preparados y especializados.»

¿Por qué se creó el Museo?¿Por qué se creó el Museo?¿Por qué se creó el Museo?¿Por qué se creó el Museo?¿Por qué se creó el Museo?«En principio se dieron varias circunstancias: una, las ganas de hacerlo,y otra, que hubiera un organismo capaz de sufragar la realización. Lasganas de hacerlo vinieron por parte del Instituto de Astrofísica de Canarias,que ya había hecho algunas exhibiciones interactivas y tenía ganas departicipar en el proyecto. Este instituto proporcionaba el contenido, lafilosofía del museo, mientras que el Cabildo de Tenerife fue el que aportóel dinero y la administración.»

¿Hasta qué punto era necesario un museo de estas¿Hasta qué punto era necesario un museo de estas¿Hasta qué punto era necesario un museo de estas¿Hasta qué punto era necesario un museo de estas¿Hasta qué punto era necesario un museo de estascaracterísticas en las Islas?características en las Islas?características en las Islas?características en las Islas?características en las Islas?«Un museo es una institución seria que le da a la sociedad la posibilidadde mirarse a sí misma y aumentar su autoestima. Una poblacióncientíficamente educada garantiza una sociedad más productiva y creativaa la hora de abordar sus problemas. Capaz, por ejemplo, de resolver eldilema de cómo atraer el turismo sin destrozar el paisaje. Un museo de lascaracterísticas del Museo de la Ciencia y el Cosmos pretende traducir lainvestigación astrofísica al lenguaje popular, constituyendo el primerejemplo español de un museo que nace al amparo de un centro deinvestigación. En su fundación fue el cuarto de España, aunqueposteriormente han aparecido museos de la ciencia por todo el país.Curiosamente, en Francia o Alemania se ha optado por una solución máscentralista, con un museo enorme y muy pocos de menor tamaño. Por elcontrario, en nuestro país, al igual que en el Reino Unido, se ha favorecidola creación de una amplia red de museos medianos y pequeños, muchomás accesibles a los ciudadanos.»

Usted fue director desde la inauguración hasta 1995 y deUsted fue director desde la inauguración hasta 1995 y deUsted fue director desde la inauguración hasta 1995 y deUsted fue director desde la inauguración hasta 1995 y deUsted fue director desde la inauguración hasta 1995 y denuevo vuelve a dirigirlo. ¿En qué ha cambiado este museo?nuevo vuelve a dirigirlo. ¿En qué ha cambiado este museo?nuevo vuelve a dirigirlo. ¿En qué ha cambiado este museo?nuevo vuelve a dirigirlo. ¿En qué ha cambiado este museo?nuevo vuelve a dirigirlo. ¿En qué ha cambiado este museo?¿Cómo ha sido su evolución?¿Cómo ha sido su evolución?¿Cómo ha sido su evolución?¿Cómo ha sido su evolución?¿Cómo ha sido su evolución?«El museo, como cualquier institución, tiene fases de infancia, adolescencia,madurez. La infancia de este museo ocurrió un poco antes de nacer. Seinauguró en 1993, teniendo ya por detrás, como mínimo, cinco años detrabajo. El lema de este tipo de museos es «Prohibido no tocar» y estamosdispuestos a llevarlo hasta sus últimas consecuencias. Pero la interactividades muy destructiva porque, aunque el visitante ponga su mejor voluntad,son demasiadas manos y cerebros inventando usos imprevistos para losexperimentos. Conozco museos que han tenido que cerrar un mes despuésde la apertura, porque no quedaba casi nada funcionando. Nuestro museotambién sufrió una fase en la que estuvo en continua reparación. Una

infancia un poco dura. Sinembargo, una vez que se consiguecontrolar la acción del público, secrean los módulos de forma casiirrompible y llegas a un estado enel que puedes involucrarte enotros proyectos más ambiciosos.Una de las ventajas que tiene estemuseo es que todos losexperimentos los fabricamos aquí.En la etapa actual ya se controlael cómo fabricar las cosas porquela gente que se dedica a lacreación de los módulos estáformada, conoce mejor suprofesión y nos permite cometermenos errores y ser másambiciosos a la hora de construirnuevos experimentos.»

¿A qué se debe el nombre¿A qué se debe el nombre¿A qué se debe el nombre¿A qué se debe el nombre¿A qué se debe el nombre«Museo de la Ciencia y el«Museo de la Ciencia y el«Museo de la Ciencia y el«Museo de la Ciencia y el«Museo de la Ciencia y elCosmos»?Cosmos»?Cosmos»?Cosmos»?Cosmos»?«La gente asimila la palabra‘museo’ a la idea de un lugar serioen el que tienes que estar callado.Nosotros mantuvimos la palabra,pero con un espíritu diferente.Buscamos la interacción delpúblico, que pueda hablar, gritar,que se divierta. El objetivo y lasatisfacción es que la genteaprenda divirtiéndose y queademás salga con una imagenpositiva y amplia de lo que puedeser un museo. El término ‘ciencia’se lo pusimos porque así es comose identifican los nuevos museosinteractivos, aunque su contenidosea más universal. Finalmente,añadimos el término ‘cosmos’ paraque la gente lo relacionara con laAstrofísica.»

En estos momentos, ¿quéEn estos momentos, ¿quéEn estos momentos, ¿quéEn estos momentos, ¿quéEn estos momentos, ¿quélugar ocupa este museolugar ocupa este museolugar ocupa este museolugar ocupa este museolugar ocupa este museoen la escala de museosen la escala de museosen la escala de museosen la escala de museosen la escala de museosinteractivos?interactivos?interactivos?interactivos?interactivos?«Hay museos que tienen unpresupuesto mucho mayor que elnuestro y, sin embargo, lucenigual. Para hacer una escalahabría que comparar cosassimilares. Este museo es modesto,no está entre los primeros, perotampoco entre los últimos. Encomparación con los otros, éste esun museo extremadamentecreativo y libre, porque fabricasus propias exposiciones,mientras que los otros compran




los módulos a las mismas empresas y tienden a parecer un poco clónicos.En otros aspectos, este museo puede ser el primero en España, cuando,por ejemplo, dividimos el dinero invertido por cada visitante. Tenemosun presupuesto de funcionamiento tan bajo, porque todo se fabrica y serecicla en casa. Los objetos que se deterioran no los tiramos, sino que losreutilizamos para crear otras cosas. Afortunadamente, el público no nosjuzga por el material de que están hechos los experimentos, sino por elhecho de que el módulo funcione bien o de que sea una buena idea.»

Hay quien critica al museo por ser una especie deHay quien critica al museo por ser una especie deHay quien critica al museo por ser una especie deHay quien critica al museo por ser una especie deHay quien critica al museo por ser una especie deparque de atracciones. ¿Es un defecto o una virtud?parque de atracciones. ¿Es un defecto o una virtud?parque de atracciones. ¿Es un defecto o una virtud?parque de atracciones. ¿Es un defecto o una virtud?parque de atracciones. ¿Es un defecto o una virtud?«El público busca la diversión y al mismo tiempo el aprendizaje. Larealidad es que la gente aprende jugando, sobre todo si el tipo de juegoque hacen es instructivo. Muchos pedagogos aseguran que el acto deaprendizaje es más complicado que leer un texto, llegando a la conclusiónde que el hecho de visitar un museo es más enriquecedor que ver undocumental, por ejemplo. La información la obtienen en vivo, no a travésde una pantalla. Esto produce una sensación de satisfacción debido a queestás aprendiendo de forma directa. En el museo hemos intentado quehaya variedad e incluso hay quien se ha aficionado a alguno de los módulos.Si la gente trajera un poco de curiosidad previa, sería perfecto; pero laeducación ha matado la curiosidad de muchas personas. Los niños, en esesentido, tienen mucha curiosidad y cuanto menores son, más indagadoresparecen ser. A medida que éstos van creciendo se vuelven menos curiososy se sienten más satisfechos debido a que creen que lo conocen todo. Aúnasí, según los pedagogos expertos en este tema, el hecho de que puedas haceralgo con las manos tiene una ventaja muy grande porque recordamos sólo el 15%de lo que vemos, pero nada menos que el 85% de lo que hacemos. Cuando hacesuna cosa con tus manos, el recuerdo de lo que creas perdura más tiempo.»

¿Se siente el turismo científico atraído por el museo?¿Se siente el turismo científico atraído por el museo?¿Se siente el turismo científico atraído por el museo?¿Se siente el turismo científico atraído por el museo?¿Se siente el turismo científico atraído por el museo?«En general no, pero depende del país de origen. Por ejemplo, el turismoalemán suele molestarse más por conocer la cultura de los sitios quevisita. En estos momentos, creo que nuestra labor no es tanto atraer elturismo como a la enorme cantidad de canarios que todavía no han visitadoel museo. Volviendo a los turista, aunque éstos procedan de países congrandes museos científicos, creo que sí se sentirían muy atraídos por unmuseo o centro de visitantes dedicado íntegramente a la Astrofísica.»

¿Cuál es su atracción favorita y por qué?¿Cuál es su atracción favorita y por qué?¿Cuál es su atracción favorita y por qué?¿Cuál es su atracción favorita y por qué?¿Cuál es su atracción favorita y por qué?«’Turismo Cósmico’ es mi atracción favorita porque es una mezcla casipura de ciencia y diversión. Para desarrollar este experimento nos hemosinspirado en el hecho de que a la gente le gusta el laberinto de espejosque, junto a la información científica sobre planetas que le proporcionamos,hace que este nuevo módulo sea un atractivo casi seguro para el público.»

¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del museo?¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del museo?¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del museo?¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del museo?¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del museo?«El choque del cometa Shoemaker-Levy con Júpiter en el año 1994. Fueun acto histórico en el que el museo posibilitó que el público fuera testigode un espectáculo que raramente contemplamos en el Cosmos. Nosarriesgamos a convocar a la gente al museo, a pesar de que dudábamos deque se pudiera ver algo. Vinieron cientos de personas y el resultado superónuestras expectativas. Fue espectacular, ya que a través del telescopio“Carlos Sánchez”, del Observatorio del Teide, pudimos ver una manchade luz en el lugar del impacto.»

¿Y el más desagradable?¿Y el más desagradable?¿Y el más desagradable?¿Y el más desagradable?¿Y el más desagradable?«Cuando en enero de 2001 la dirección del Cabildo nos suspendió unacharla sobre la «Enfermedad de las Vacas Locas» que iba a impartir eneste museo el catedrático de Toxicología de la Universidad de La Laguna.

Nunca entendí esa prohibición ymucho menos cuando supe queel Museo de la Ciencia de LaCoruña había recibido unafelicitación oficial de la Xuntapor su contribución a ladivulgación científica de esamisma enfermedad.»

Como astrofísico, ¿puedeComo astrofísico, ¿puedeComo astrofísico, ¿puedeComo astrofísico, ¿puedeComo astrofísico, ¿puedeseguir investigando al-seguir investigando al-seguir investigando al-seguir investigando al-seguir investigando al-guien que dirige unguien que dirige unguien que dirige unguien que dirige unguien que dirige uncentro como éste? ¿Hastacentro como éste? ¿Hastacentro como éste? ¿Hastacentro como éste? ¿Hastacentro como éste? ¿Hastaqué punto uno se des-qué punto uno se des-qué punto uno se des-qué punto uno se des-qué punto uno se des-conecta del ritmo de laconecta del ritmo de laconecta del ritmo de laconecta del ritmo de laconecta del ritmo de lainvestigación?investigación?investigación?investigación?investigación?«En la primera etapa que estuvecomo director dejé a un lado micarrera como investigador porqueen aquella época se requería mipresencia las 24 horas del día. Eraun trabajo absorbente. Ahoratambién lo es, pero como conocesmás tu trabajo necesitas menostiempo para sacarlo adelante. Lainvestigación y la divulgacióntienen una relación paradójica. Lainvestigación es muy dura y surepercusión social es poca. Por elcontrario, el trabajo del museo ola divulgación, aunque tambiénrequieren una gran dedicación,ofrecen un impacto social muchomayor.»

Después de tantos añosDespués de tantos añosDespués de tantos añosDespués de tantos añosDespués de tantos añoscomo director delcomo director delcomo director delcomo director delcomo director delmuseo, ¿hasta cuándomuseo, ¿hasta cuándomuseo, ¿hasta cuándomuseo, ¿hasta cuándomuseo, ¿hasta cuándopiensa permanecer en lapiensa permanecer en lapiensa permanecer en lapiensa permanecer en lapiensa permanecer en ladirección del mismo?dirección del mismo?dirección del mismo?dirección del mismo?dirección del mismo?«No mucho más. Para uncientífico, el ejercer de directorde un centro como éste es bueno,pero te absorbe por completo delo que es tu actividad diaria.Ahora me dedico a hacerinvestigación por las tardes, peroes un sobreesfuerzo. Lo hago parano perder las habilidades técnicasy científicas. Para un investigador,ésta es una situación de riesgo,porque en el currículo científicocarece de valor que hayas estadoejerciendo como director de unmuseo. No premian para nada estalabor sino que la castigan. Si unose estableciera como director pordemasiado tiempo sería para deciradiós a su investigación científica.»

O.E.M.O.E.M.O.E.M.O.E.M.O.E.M.



JUAN ANTONIO BELMONTE AVILÉSDirector del Museo de la Ciencia y el Cosmos(1995-2000) e investigador del IAC

"Podríamos decir que la sociedadcanaria es una sociedadastronómica"

Sacar a flote un proyecto que está en marcha no es tarea fácil. Así lomanifiesta el astrofísico Juan Antonio Belmonte en esta entrevista, en laque recuerda su etapa como director del Museo de la Ciencia y el Cosmos,tras una primera fase dirigida por Ignacio García de la Rosa. Licenciadoen Física por la Universidad de Barcelona y Doctor en Astrofísica por laUniversidad de La Laguna, Belmonte es investigador del IAC desde 1985.Astrosismología, Historia de la Astronomía y Arqueoastronomía son susprincipales campos de investigación, sobre los que además ha escritovarios libros científicos y de divulgación.

Durante el período que usted ejerció como director –posteriorDurante el período que usted ejerció como director –posteriorDurante el período que usted ejerció como director –posteriorDurante el período que usted ejerció como director –posteriorDurante el período que usted ejerció como director –posterioral primer período dirigido por Ignacio García de la Rosa-al primer período dirigido por Ignacio García de la Rosa-al primer período dirigido por Ignacio García de la Rosa-al primer período dirigido por Ignacio García de la Rosa-al primer período dirigido por Ignacio García de la Rosa-¿¿¿¿¿cuáles fueron los cambios que se produjeron en elcuáles fueron los cambios que se produjeron en elcuáles fueron los cambios que se produjeron en elcuáles fueron los cambios que se produjeron en elcuáles fueron los cambios que se produjeron en elMuseo? ¿A qué se debió este cambio?, ¿Cómo ha sido laMuseo? ¿A qué se debió este cambio?, ¿Cómo ha sido laMuseo? ¿A qué se debió este cambio?, ¿Cómo ha sido laMuseo? ¿A qué se debió este cambio?, ¿Cómo ha sido laMuseo? ¿A qué se debió este cambio?, ¿Cómo ha sido laevolución?evolución?evolución?evolución?evolución?«Hubo muchos cambios en el Museo. Por lo pronto, hubo cambiosimportantes de personal con respecto al personal inicial que había tenidoIgnacio, lo cual dio otro tipo de perspectiva, y sobre todo, porque Ignacio yyo, aunque compartimos intereses comunes como la divulgación de laciencia, tenemos puntos de vista muy distintos en la forma de plantear eltema. Durante el período que ejercí de director centré más mi trabajo en ladivulgación a otros niveles, creando nuevos módulos, generalmenteasociados a exposiciones, y potencié la elaboración de cursos, la celebraciónde congresos en el museo. Además, se llegaron a editar por el propio museocuatro libros de conferencias dadas en sus dependencias. Fue una evolucióndiversa debido a que el Museo ha sido dirigido por dos personas conplanteamientos diferentes. Ignacio dijo en su día que los años que ejercícomo director fueron los años de asentamiento del museo.»

Como experto en Arqueoastronomía, ¿en qué medidaComo experto en Arqueoastronomía, ¿en qué medidaComo experto en Arqueoastronomía, ¿en qué medidaComo experto en Arqueoastronomía, ¿en qué medidaComo experto en Arqueoastronomía, ¿en qué medidatrasladó este campo al Museo?trasladó este campo al Museo?trasladó este campo al Museo?trasladó este campo al Museo?trasladó este campo al Museo?«Uno de los planes iniciales que el Museo tenía era haber construido unaréplica de Stonehenge en dimensiones pequeñas en la terraza del museo,pero esto nunca se hizo. Lo que hice fue crear un crómlech real acorde alMuseo, alineado a los puntos estratégicos del propio museo. Es uno de losmódulos que ha marcado la terraza y aún sigue vigente. También hayalgunos módulos de Historia de la Astronomía, pero en general no me dejéguiar por mi trabajo a la hora de realizar la labor del museo. Yo separaba loque era mi compromiso como investigador de lo que era la dirección delMuseo.»

¿A qué se debe la creación del crómlech?¿A qué se debe la creación del crómlech?¿A qué se debe la creación del crómlech?¿A qué se debe la creación del crómlech?¿A qué se debe la creación del crómlech?«En principio, teníamos que organizar una exposición sobre Astronomíaporque se iban a inaugurar los nuevos telescopios en los Observatorios delTeide y del Roque de los Muchachos y había que reflejar algo relacionado


con la astronomía prehistórica.Eso fue lo que me llevó a lacreación del crómlech.»

¿Cómo puede influir la¿Cómo puede influir la¿Cómo puede influir la¿Cómo puede influir la¿Cómo puede influir laArqueoastronomía en laArqueoastronomía en laArqueoastronomía en laArqueoastronomía en laArqueoastronomía en lasociedad actual?sociedad actual?sociedad actual?sociedad actual?sociedad actual?«La Arqueoastronomía no influyeen la sociedad actual. Lo queinf luye es la Astronomía. LaArqueoastronomía es máspropiamente el estudioastronómico de los restosarqueológicos. A mí me gustallamar a la disciplina global“Astronomía cultural” porque esla forma en que la Astronomíainf luye en la cultura de lospueblos. Lo interesante deestudiar este tipo de cosas es dartecuenta de cómo la Astronomíainf luyó en el punto de vistareligioso, social, político yorganizativo de las sociedadesantiguas, para darte cuenta de queactualmente también estáocurriendo lo mismo. El trabajode los astrónomos es importantedesde el punto de vistatecnológico y también desde elfilosófico y religioso. El pesosocial de la Cosmología, porejemplo, es mucho más importantede lo que nos creemos. Lacircunstancia que hace quetodavía haya muchos agnósticos esporque la ciencia ha contribuidoal conocimiento del Cosmos.Cuestiones que antiguamente seexplicaban con la religión, ahoralas explica la ciencia y lapresencia de seres sobrenaturaleses cada vez menos necesaria.Entonces, es interesante estudiarcómo ocurría eso en tiempospretéritos, hay que estudiar elpasado para conocer el presente.»

¿Cuál fue su atracción¿Cuál fue su atracción¿Cuál fue su atracción¿Cuál fue su atracción¿Cuál fue su atracciónfavorita en su etapa comofavorita en su etapa comofavorita en su etapa comofavorita en su etapa comofavorita en su etapa comodirector?director?director?director?director?«La atracción favorita del Museoes muy difícil de elegir. Hayatracciones de la etapa anteriorque siguen teniendo mucho éxito,pero de la época en la que yo eradirector, a los niños les gustaba elmódulo de la palanca. El hecho



de poder levantar un coche les fascina. El puente romano también lesllama muchísimo la atención. A los adolescentes les encantan los módulosmecánicos en los que pueden interactuar. En definitiva, creo que el módulodel coche es el más espectacular. Luego también salió la idea de poner enexplotación la escalera del Museo. Cuando yo llegué, la escalera era uninmenso espacio vacío. Lo que yo hice fue integrar la escalera en el Museocreando la Vía Solaris.»

¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda del¿Cuál es el recuerdo más agradable que guarda delMuseo?Museo?Museo?Museo?Museo?«Ver a los niños pasándoselo bien es muy agradable, pero también ver a lagente disfrutar en los cursos de divulgación científica, en las conferencias,etc. No hubo ningún momento que recuerde de gloria especial. Fue unasuma de pequeños momentos.»

¿Cuáles fueron los objetivos para realizar los macrocursos¿Cuáles fueron los objetivos para realizar los macrocursos¿Cuáles fueron los objetivos para realizar los macrocursos¿Cuáles fueron los objetivos para realizar los macrocursos¿Cuáles fueron los objetivos para realizar los macrocursosque se llevaron a cabo durante su período como director?que se llevaron a cabo durante su período como director?que se llevaron a cabo durante su período como director?que se llevaron a cabo durante su período como director?que se llevaron a cabo durante su período como director?«El Museo está pensado para acercarse a los más pequeños, a los niños y alos adolescentes. Se pretendía acercar el Museo a los universitarios y agente de más edad como jubilados, profesores, etc. La idea de los cursos fuefundamentalmente ésa y se logró. Fueron cinco cursos que se organizarondurante los cinco años que ejercí como director. En todos cubrimos el cupode matrícula y la propuesta tuvo mucho éxito. La idea fundamental eraacercar el Museo, la divulgación científica, a una sociedad heterogénea.»

¿Cómo fueron los resultados?¿Cómo fueron los resultados?¿Cómo fueron los resultados?¿Cómo fueron los resultados?¿Cómo fueron los resultados?«Los resultados obtenidos fueron muy buenos, no nos podemos quejar. Lagente que asistió a los cursos estuvo muy involucrada y salió muy contenta,al igual que nosotros.»

Como astrónomo, ¿puede seguir haciendo investigaciónComo astrónomo, ¿puede seguir haciendo investigaciónComo astrónomo, ¿puede seguir haciendo investigaciónComo astrónomo, ¿puede seguir haciendo investigaciónComo astrónomo, ¿puede seguir haciendo investigaciónalguien que dirige un centro como éste? ¿Hasta qué puntoalguien que dirige un centro como éste? ¿Hasta qué puntoalguien que dirige un centro como éste? ¿Hasta qué puntoalguien que dirige un centro como éste? ¿Hasta qué puntoalguien que dirige un centro como éste? ¿Hasta qué puntouno se desconecta del ritmo de la investigación?uno se desconecta del ritmo de la investigación?uno se desconecta del ritmo de la investigación?uno se desconecta del ritmo de la investigación?uno se desconecta del ritmo de la investigación?«Te desconectas bastante. Se puede hacer si trabajas muy duro, trabajandodoce horas por jornada, de lunes a viernes. Los cuatro primeros años sepuede hacer, pero el quinto año ya notas el cansancio. Mi compromisoinicial fue por cuatro años en la dirección del museo y estuve un quintohasta que las cosas cuadraron.»

¿Está la sociedad de hoy involucrada en temas¿Está la sociedad de hoy involucrada en temas¿Está la sociedad de hoy involucrada en temas¿Está la sociedad de hoy involucrada en temas¿Está la sociedad de hoy involucrada en temasrelacionados con la Astronomía? ¿Interesan estos temasrelacionados con la Astronomía? ¿Interesan estos temasrelacionados con la Astronomía? ¿Interesan estos temasrelacionados con la Astronomía? ¿Interesan estos temasrelacionados con la Astronomía? ¿Interesan estos temasal público? ¿Se vio reflejado ese interés por parte delal público? ¿Se vio reflejado ese interés por parte delal público? ¿Se vio reflejado ese interés por parte delal público? ¿Se vio reflejado ese interés por parte delal público? ¿Se vio reflejado ese interés por parte delpúblico que asistía al museo?público que asistía al museo?público que asistía al museo?público que asistía al museo?público que asistía al museo?«En Canarias sí porque la gente está muy motivada. La gente ve losObservatorios y el Instituto de Astrofísica de Canarias como algo suyo y sesienten orgullosos de ello. Existe una gran cultura astronómica en elarchipiélago. El nivel cultural en Astronomía de la gente de la calle enCanarias es altísimo, un nivel que no existe ni por asomo en ningunaotra parte de España y mucho menos en otros países del mundo. Endefinitiva, podríamos decir que la sociedad canaria es una sociedadastronómica.»

Actualmente, ¿venden más los temas relacionados conActualmente, ¿venden más los temas relacionados conActualmente, ¿venden más los temas relacionados conActualmente, ¿venden más los temas relacionados conActualmente, ¿venden más los temas relacionados conla Astronomía que los relacionados con otras ciencias?la Astronomía que los relacionados con otras ciencias?la Astronomía que los relacionados con otras ciencias?la Astronomía que los relacionados con otras ciencias?la Astronomía que los relacionados con otras ciencias?«No, los temas que más venden son los relacionados con las ciencias de lasalud. Lo primero que le interesa a la gente es su salud física. Por su parte,la Astronomía tiene que ver mucho con la salud mental porque tiene que


ver con el espíritu, con la formaen la que uno se relaciona con suentorno, con la cosmovisión de lagente, al igual que la Arqueología,que es el estudio de los orígenes.Se enlaza con las típicas preguntas“¿de dónde venimos?”, “¿quiénessomos?” y “¿a dónde vamos?”. LaAstronomía entra ahí, es como unalimento para el espíritu.»

¿Qué necesita el Museo en¿Qué necesita el Museo en¿Qué necesita el Museo en¿Qué necesita el Museo en¿Qué necesita el Museo enestos momentos?estos momentos?estos momentos?estos momentos?estos momentos?«Principalmente, necesita másfondos porque siempre hay queestar arañando hasta el últimocéntimo para hacer cualquiercosa. El Museo tiene unpresupuesto ridículo comparadocon otros museos de similarcategoría en España. También megustaría que se hiciera unplanetario de verdad, que estéseparado del resto de la estructuradel Museo, de forma que losvisitantes pudieran irexclusivamente al planetario o almuseo, o ir a ambos. Se puedenhacer muchas cosas novedosas,pero se precisa de abundantesrecursos económicos, aparte delinterés de los que trabajan en elMuseo.»

¿Le gustaría, después de¿Le gustaría, después de¿Le gustaría, después de¿Le gustaría, después de¿Le gustaría, después deun cierto tiempo, volverun cierto tiempo, volverun cierto tiempo, volverun cierto tiempo, volverun cierto tiempo, volvera dirigir el Museo? ¿Pora dirigir el Museo? ¿Pora dirigir el Museo? ¿Pora dirigir el Museo? ¿Pora dirigir el Museo? ¿Porqué?qué?qué?qué?qué?«No lo descarto, pero en principiono. Sinceramente, fue muyagotadora mi etapa como directordel Museo y ahora mismo estoy enuna fase muy productiva de micarrera investigadora en la que meencuentro muy a gusto, muysatisfecho, y con más trabajo delque puedo abarcar. Coger ladirección del Museo en estosmomentos, para mi carrerainvestigadora, sería como unsuicidio, lo que haría que no meencontrara a gusto en la direccióny no podría darle todo lo que yo ledi al Museo en los años en que lodirigí.»

O.E.M.O.E.M.O.E.M.O.E.M.O.E.M.



“Vida inteligente en el Universo”

DIVULGACIÓN

MANUEL VÁZQUEZ ABELEDO (IAC)Fecha: 28/05/03Lugar: Real Club Náutico de Santa Cruz de La Palma.Conferencia de divulgación en el marco del congresointernacional de astrofísica “Satellites and Tidal Streams”(ver Congresos).

El debate sobre la existencia de otros seresinteligentes en el Universo ha existido siempredesde los primeros momentos de la civilizaciónhumana. A finales de la Edad Media surgió elmétodo científico como el procedimiento másaceptado para conocer la naturaleza mediante laobservación y la experimentación. Eldescubrimiento del telescopio y el microscopio permitió posteriormenteuna aplicación más eficiente del método. En el siglo XIX, la mayoría de loscientíficos aceptaba que hubiera más planetas habitados aparte del nuestro,convencimiento que se ha mantenido durante gran parte del siglo XX, conla aparente evidencia de que la vida es una fase más en la evolución químicadel Universo. Hoy en día se acepta que la existencia de vida inteligentedebe ser poco frecuente debido a la gran dificultad de mantener lacondiciones de habitabilidad en un planeta durante todo el período detiempo que conlleva su creación. El método más directo para detectar vidainteligente en otros planetas consiste en la escucha de las señales quesupuestamente produce. Sin embargo, después de 40 años de observación,la humanidad todavía no ha detectado ningún mensaje. Los científicos handado diferentes explicaciones a este enigmático silencio, generando undebate en torno a la rentabilidad científica de los actuales proyectos dedetección.

JESÚS BURGOS (IAC)Fecha: 28/05/03Lugar: Museo de la Ciencia y el Cosmos de Tenerife.

El nuevo Programa Marco Europeo de apoyoa la I+D (FP6) otorga de nuevo una granimportancia a la formación y movilidad deinvestigadores como pieza fundamental en elavance científico y tecnológico de nuestra comunidad. 1.580 millones deeuros es el presupuesto que para los próximos cuatro años se destinarán afavorecer esa movilidad y formación. Nuevas oportunidades parainvestigadores de cualquier nacionalidad, nuevas modalidades para loscentros de acogida en países comunitarios y extra-comunitarios, cátedras,nuevos premios, redes de investigación con marcado carácter formativo,etc, son algunas de las novedades sobre las que versó esta ponencia.Las primeras convocatorias se abrieron a finales del año pasado y sonmúltiples las modalidades de participación de las que podrán beneficiarsetanto los centros de investigación de Canarias como los titulados superioresque quieran iniciarse o continuar su actividad investigadora.

“Formación y Movilidad de Investigadoresen Europa y Terceros Países”

Diseño: Fidel Monterrey Díaz

JESÚS BURGOS- «Formación y Movilidad deInvestigadores en el VI ProgramaMarco de apoyo a la I+D+i.Acciones Marie Curie». (2/6).Para investigadores y personal dela Universidad Autónoma deBarcelona.

LORENZO PERAZA- «Telescopios» (26/3). Paraalumnos del «I.E.S. La Laboral»,pertenecientes a los segundoscursos del ciclo formativosuperior de instalaciones electro-técnicas.

LUIS CUESTA- «Periodismo científico en el IAC»(19/05). Curso dentro delPrograma para Mayores de laUniversidad de La Laguna.- Participación en Mesa redondasobre la «Divulgación popular dela Ciencia», en el Ateneo de LaLaguna (09/06).

INÉS RODRÍGUEZ HIDALGO- «Una estrella de película». Paraniños de entre 7 y 11 años, dentrode las actividades de divulgaciónastronómica para escolaresorganizadas por «Diverciencia»en el Museo de la Ciencia y elCosmos (21/01). Museo de laCiencia y el Cosmos.- «Una estrella de película».Centro de Cultura delAyuntamiento de La Laguna.(10/03).- «Una estrella de película».Centro de Cultura de Taco.(03/04).

LUIS A. MARTÍNEZ SÁEZ- «La comunicación en un centrode investigación: el caso delInstituto de Astrofísica deCanarias» (24/06). En el«Máster de Comunicación de laCiencia» organizado por laUniversidad Pompeu Fabra, enBarcelona.

Conferencias



LA JERGA DE LAS ESTRELLAS

1967 fue el año de la llamada «guerra de los seis días»o «tercera guerra árabe-israelí», el año de la muerte enBolivia de Che Guevara, el año del Golpe de losCoroneles en Grecia y, en medicina, el año del primertrasplante de corazón humano. También se firmó elacuerdo internacional sobre la utilización del espaciopara fines pacíficos y se estrelló en los Urales la naveespacial rusa Soyuz-I, con el cosmonauta VladimirKamarov a bordo. Pero aquí nos interesa 1967 por ladetección de los púlsares, que los astrónomosconfundieron inicialmente con señales de seresextraterrestres o Little Green Men.

ESTRELLA DE NEUTRONESUn púlsar es una estrella de neutrones que rota a gran velocidadcon un intenso campo magnético. La radiación que liberanestas estrellas de neutrones procede de sus polos magnéticos,manifestándose como haces de ondas de radio. Debido a lainclinación del eje magnético con respecto al eje de rotación,los dos haces forman un cono que barre el cielo una vez por

cada rotación estelar, igual que las señales luminosas de un faro. Cada vezque uno de ellos se proyecta en dirección a la Tierra podemos registrar unpulso de radio. Esto quiere decir que sólo vemos los púlsares cuyos hacesse dirigen hacia nosotros y que hay muchos más que no vemos. Las señalesdel primer púlsar llegaban a la Tierra con un intervalo exacto de tiempo de1,337 segundos. El más rápido actualmente pulsa 642 veces por segundo ymarca el tiempo con la exactitud y fiabilidad de los mejores relojes atómicos.Pensar que una estrella pueda girar con tal rapidez escapa a la imaginaciónde cualquiera.Los púlsares tuvieron gran interés periodístico cuando se descubrieron afinales de los años sesenta, aunque no tanto por tratarse de un nuevo tipo deobjetos astronómicos, identificados con la metáfora de los faros cósmicos,como por el excitante supuesto inicial de que las señales recibidas en radioprocedían de seres extraterrestres.

SERENDIPIALa primera detección de los púlsares es un conocido caso de descubrimientocientífico accidental o serendipia. Jocelyn Bell (n. 1943) y Antony Hewish

Los púlsares

NUEVE MESES DE PARTOCronología desde el descubrimiento del primer púlsar hasta la acuñacióny, simultáneamente, la aparición del término en un medio de comunicación.· Julio 1967: entra en operación el radiotelescopio de Antony Hewish acargo de Jocelyn Bell.· 6 agosto 1967: fecha del descubrimiento, según el periódico británico TheDaily Telegraph.· 13 agosto 1967: se produce el primer registro de la fuente, según el artículode Nature.· 28 noviembre 1967: se confirma el descubrimiento obteniendo la primeraindicación de radiación pulsante y no de radiointerferencia, según laEnciclopedia Británica. Aún se referían a las nuevas fuentes con las siglasLGM, procedentes de Little Green Men.· 24 febrero 1968: el descubrimiento se publica en Nature utilizando laexpresión pulsating radio source.· 5 marzo 1968: el término púlsar, con la grafía inglesa, aparece publicado

por primera vez, en The Daily Telegraph, y así lo recoge el Diccionario de Oxford.

(n. 1924) no estaban buscandopúlsares cuando en 1967detectaron señales de radio decorta duración y de intervalos muyregulares. Trabajaban en elLaboratorio Cavendish de laUniversidad de Cambridge (ReinoUnido), con un radiotelescopio de3,2 m especialmente diseñadopara registrar las rápidasvariaciones de intensidad en lasfuentes de radio.Hewish, dispuesto a averiguar porqué las estrellas que emitían enradio centelleaban igual que lasque lo hacían en el visible, habíadescubierto en 1964 el efecto quellamó centelleo interplanetario:demostró que las ondas de radiode una fuente de pequeñodiámetro sufren difracción (ligeradistorsión de la luz en el borde deun objeto) cuando cruzan las nubesde polvo en el espacio interplanetario,y que las variaciones en intensidadtenían lugar cada segundo.En julio de 1967 entró enfuncionamiento un gran radio-telescopio de alta resolución (una redde antenas sobre un área de 18.000 m2

en Cambridge). Hewish lo habíaconstruido, con ayuda de jóvenescolaboradores, para el estudio de másde 1.000 radiogalaxias y caza decuásares.Un radiotelescopio capta señales deprocedencias muy distintas, delentorno industrial, de los auto-móviles, de cualquier aparatoeléctrico. Para los radioastrónomoses, por tanto, difícil distinguir lo quees una señal auténtica del exterior delo que lo es de origen humano.Hewish y sus colaboradoressabían que el objeto de dondeprocedían las señales era muypequeño, incluso menor que unplaneta, por la gran precisión delas pulsaciones que sólo durabanvarias milésimas de segundo, loque significaba que el objetoemisor debía ser muy pequeño.

HOMBRECILLOS VERDESBell y Hewish pensaron alprincipio que podrían haberestablecido contacto con unacivilización extraterrestre de la

Carmen delPuerto (IAC)



galaxia dada la regularidad de la emisión. Hewish describeeste período incial, en el que fueron conscientes de la naturalezaextraterrestre y estelar de las señales, como el más excitante desu vida. ¿Eran esas señales en realidad algún tipo de mensajede otra civilización»?Stephen Hawking recuerda en su Historia del Tiempo que en el seminarioen el que anunciaron el descubrimiento denominaron a las primeras cuatrofuentes encontradas LGM-1, LGM-2, LGM-3 y LGM-4. Las siglas LGMeran las iniciales de Little Green Men («pequeños hombres verdes»). Alfinal, sin embargo, llegaron a la conclusión menos romántica de que estosobjetos eran de hecho estrellas de neutrones en rotación, que emitían pulsosde ondas de radio debido a una complicada interacción entre sus camposmagnéticos y la materia de su alrededor. Si bien el hecho de descartar a loshombrecillos verdes fueron –según Hawking- «malas noticias para losescritores de westerns espaciales», también dieron esperanza a los quecomo él creían en agujeros negros: «fue la primera evidencia positiva deque las estrellas de neutrones existían».

TÉRMINO PERIODÍSTICOEl término púlsar procede de acortar estrella pulsante en inglés:pulsating star, es decir puls(ating st)ar -haciendo referencia a losrápidos pulsos o impulsos de radio que emitían estos objetos-, de formaanáloga a cómo se había hecho con cuásar, quas(i-stell)ar (radio sources).El hecho de que cuásar ya existiera hacía que púlsar resultara unaabreviatura natural. La primera referencia escrita explicativa que recogeel Diccionario de Oxford data de 1968 y corresponde a un artículo delperiódico inglés The Daily Telegraph del 5 de marzo. El término fue acuñadopor un periodista científico de este diario llamado Anthony Michaelis.Actualmente, púlsar no tiene competencia como término genérico de estetipo de objetos astronómicos (científicamente se identifican por las inicialesde grupo PSR, de Pulsating Source of Radio, seguidas de las coordenadas).

EL PÚLSAR DEL CANGREJO· En 1731, un físico inglés y astrónomoaficionado llamado John Bevis observó unanebulosa que ocupó la primera posición enel catálogo compilado por Charles Messieren 1758, donde apareció como la nebulosaM1.· El nombre de Nebulosa del Cangrejo se ledio unos cien años después, cuando lostelescopios ópticos cada vez mejoresrevelaron su estructura tentacular.· M1 alberga a PSR 0531+21, el púlsar másjoven conocido, pues la explosión supernovaque probablemente dio origen a la estrellade neutrones que emite el púlsar se produjoen 1054, hace sólo unos mil años.· Este púlsar emite 33 pulsos cada segundo yse retrasa lentamente a un ritmo de unamillonésima por día.· El ritmo lento y decreciente tanto de estepúlsar como el de Vela (PSR 0833-45), otropúlsar joven y ambos visibles con telescopiosópticos, es interrumpido de vez en cuandopor los llamados glitches (espectacularescambios temporales en el ritmo de rotación).

PREMIOS NOBELHewish –hoy sir Anthony Hewish-recibió en 1974 el Premio Nobelde Física por este descubrimientoy por el desarrollo de su modeloteórico (compartió el premio conMartin Ryle, otro pionero enRadioastronomía). En cambio, no lorecibió Jocelyn Bell -injustamente,según se dice-, en principio por sersólo una estudiante de doctorado,aunque fue ella quien advirtió laprimera señal-interferencia deradio, al mes de empezar losregistros regulares en julio de1967.En 1974 también se descubrieronlos púlsares binarios, hecho quemereció otro Premio Nobel en1993. Hoy en día interesan lasondas gravitatorias, cuyaexistencia, predicha por Einstein,parece haberse confirmado apartir del estudio de un púlsarbinario. Su detección desdeobservatorios terrestres especialespodría revolucionar la Astronomía.Y la prensa, como si intuyera estafutura revolución, dedica ampliosreportajes a los gigantescosdetectores de ondas gravitatoriasque actualmente se hallan enconstrucción.

Los Premios Nobel Antony Hewish yJoseph Taylor, galardonados en 1974y en 1993, respectivamente, por susdescubrimientos relacionados con lospúlsares, fueron profesores invitadosen la Escuela de Astrofísica«Cosmososmas, enanas marrones,exoplanetas, púlsares binarios y otrosdescubrimientos recientes»,organizada por el IAC y la UIMP enSantander, del 26 al 30 de agosto de1996. En la foto, acompañados delDirector del IAC, Francisco Sánchez, ydel astrofísico del IAC AntonioMampaso.

LA JERGA DE LAS ESTRELLAS

© IAC

© HST

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A finales de 2001, en el marco de un proyecto financiadopor la Unión Europea, la Oficina de Transferencia deResultados de Investigación (OTRI) del IAC desarrollóuna aplicación informática para la elaboración de Cartasde Servicios en unidades de interfaz, como es esta OTRI,entre el entorno científico, tecnológico y empresarial.

Esta aplicación informática, denominada CARONTE, fue premiada en elaño 2002 por el Ministerio de Administraciones Públicas en su SegundaConvocatoria de Premios a las Mejores Prácticas dentro de laAdministración General del Estado. Este Ministerio, asimismo, en su nueva«Guía para la implantación de Cartas de Servicios» publicada en el 2003 ydistribuida a toda la Administración del Estado, incluye CARONTE, enformato CD, y recomienda su uso para implantar estas Cartas de Servicios.

Ministerios análogos de otros países, preocupados también por la calidaden la prestación de servicios por parte de las instituciones públicas, hanmostrado ya su interés por CARONTE.

EDICIONES

El 23 de junio fue presentado en el Centrode la Cultura Popular Canaria, en LaLaguna, el libro «Impresiones yObservaciones de un viaje a Tenerife».Esta es una traducción al español realizadapor Clara Curell, Cristina G. de Uriarte yMaryse Privat del libro del astrónomofrancés Jean Mascart, «Impression etObservationes dans un voyage à Tenerife».Además de la introducción, traducción ynotas de las traductoras, que reflejanaspectos relativos a personas yacontecimientos citados en el texto, la obracuenta con un prólogo de Francisco Sánchez,Director del IAC, quien intervino en lapresentación del libro.El célebre astrónomo Jean Mascart del

Observatorio de París, vino a Tenerife en 1910 junto con otros científicospara llevar a cabo diversos estudios, entre ellos la observación del paso delcometa Halley. Con motivo de esta visita se hicieron también observacionesplanetarias y de la luz zodiacal. Mascart plasmó en este libro sus vivenciasy, en especial, su singular percepción de una isla que le asombró por suexcepcionalidad. Todo ello le llevó a organizar un observatorio en laMontaña Guajara, lo que habría sido el primer observatorio internacionalen Canarias, pero su intención se vio truncada por el inicio de la PrimeraGuerra Mundial.

OLIVER EXPÓSITO MOLINA (IAC)

CARONTE:aplicación informática desarrollada por la OTRI del IAC

“Impresiones y observaciones deun viaje a Tenerife”

“Lluvias de estrellas”

El IAC, juntocon la Funda-

ción Española para la Ciencia y laTecnología (FECYT), y el Ministeriode Ciencia y Tecnología (MCYT), haeditado en papel y en CD una unidaddidáctica, sobre las Lluvias deEstrellas, uno de los fenómenos másespectaculares que pueden serobservados a simple vista. El CD-Rom incluye, además, informacióncomplementaria sobre las Leónidasde los últimos años, más intensas quelas lluvias habituales. La unidad estádirigida a profesores de lasasignaturas de ciencias de la ESO ypretende introducir a los jóvenes enel campo de la investigacióncientífica a través de la observaciónde las lluvias de estrellas que seproducen a lo largo del año.



UUUUUn universobajo nuestros pies

La obtención del doctorado significa el comienzo de una carrera enbusca de puestos post-doctorales, algunas veces cerca de casa y

otras bastante lejos. Durante los dos últimos años, mi trabajo post-doctoral se ha desarrollado muy cerca de casa, no sólo porque la he

llevado a cabo en el Departamento de Edafología y Geología de laUniversidad de La Laguna, sino porque el objeto de estudio estáasombrosamente próximo, bajo nuestros pies.La astrofísica cambió de prefijo y se convirtió en geofísica; el objeto

de estudio pasó de ser el Sol a convertirse en la isla de Tenerife, másconcretamente el edificio volcánico de Tenerife. ¿Por qué? Muchosme han preguntado eso y la respuesta ha sido siempre la misma:ampliar la posibilidad de encontrar un trabajo estable y de estudiar elotro potencial que ofrece la isla aparte de su cielo, sus volcanes.Si bien me sigue apasionando el estudio del Sol, no es menos ciertoque me he prendado del trabajo que he llevado a cabo estos últimosaños sobre el volcanismo y la detección temprana de erupcionesvolcánicas. He descubierto que hay otras formas de hacer ciencia,que no necesitan telescopios, pero no dejan de precisar una grancapacidad de observación.Algo en lo que noto mucho los años transcurridos entre geólogos

es en mi nueva forma de ver el Observatorio del Teide, ya que nosólo es un emplazamiento ideal para

instalaciones telescópicas.

AntonioEff-Darwich

(IAC)



Además se encuentra enclavado en uno de los paisajes volcánicos más interesantesdel mundo. La belleza del entorno esconde un complejo proceso evolutivo de creacióny destrucción que empezó a gestarse hace varios millones de años y que continúa

en la actualidad. Permítanme que les muestre con ojos de geólogo novato loque el Observatorio esconde bajo nuestros pies.

Una primera vista desde la Residencia del Observatorio nos permite admirarla enorme variedad de colores en el paisaje, desde el negro al blanco,pasando por muchos tonos rojizos. Esto contrasta enormemente con lo quepasa en otros entornos volcánicos, como en la isla de Hawai, donde el colordominante es el negro. El cromatismo es el resultado del tipo de magma

asociado a las erupciones: el color negro se asocia por lo general a magmascompuestos de minerales pesados, que dan lugar a lavas oscuras pocoviscosas que fluyen rápidamente a distancias relativamente grandes. Por elcontrario, los magmas compuestos de minerales ligeros y gases comprimidos,

Foto aérea del volcánTeide-Pico Viejo, con lapared sur de la calderaal fondo. Obsérvese laincreíble amalgama de

colores, fruto de lasuperposición de

innumerableserupciones.

Foto: José AntonioRodríguez Losada

producen una lava viscosa de colores claros que recorre distancias pequeñas.A propósito, el término “magma” se refiere al material fundido bajo lasuperficie, mientras que “lava” es el término utilizado para el material fundidocuando fluye durante una erupción. En el entorno del Parque Nacionaldominan los colores rojizos y claros, fruto de erupciones de material viscoso,que pudieron llegar a ser tremendamente explosivas debido a los gasesque contenía el magma.El Observatorio del Teide debe su nombre al enorme volcán del Teide, elpunto más alto de España, con sus 3.718 m sobre el nivel del mar, y eltercer volcán más alto del planeta con más de 7.000 m de altura (hay querecordar que Tenerife se levanta 4.000 metros sobre el fondo oceánico).

El Teide no es un volcán aislado, sino que está asociado a otro, el PicoViejo, formando el denominado estratovolcán

Teide-Pico Viejo.

Imagen del Teide tomada desde delObservatorio. Se aprecian, deizquierda a derecha, la pared sur deLas Cañadas, el Teide con MontañaBlanca, Pico Cabras (margen derechodel Teide) y, finalmente, parte delMacizo de Tigaiga.



¿Deberíamos cambiar el nombre de Observatorio del Teide por el de Observatorio delTeide-Pico Viejo? Era una broma.El cráter del Teide es el único lugar en Tenerife donde existen fumarolas, que a veces

son visibles desde el Observatorio en días de lluvia intensa. Pese al intenso olor aazufre que desprenden, las fumarolas se componen principalmente de vapor de agua,originado por el calentamiento del agua subterránea almacenada en el Teide al entraren contacto con gases emanados desde la cámara magmática localizada bajo elvolcán, aproximadamente a nivel del mar.Algo que impresiona bastante al mirar al Teide son las pendientes tan acusadasque presenta, en especial en su cara Norte. Ésta es una característica común enmuchos volcanes: se produce una acumulación rápida e inestable de materiales

eruptivos, que pueden desmoronarse de forma catastrófica tras una nueva erupcióno un gran terremoto. La historia geológica de Tenerife está plagada de grandesdesmoronamientos, como los corrimientos de tierra que dieron lugar a la formaciónde los valles de Guímar y La Orotava, este último hace unos 500.000 años.La base del Teide está plagada de innumerables volcanes, como Pico Cabras,Montaña Rajada y Montaña Blanca. Todos ellos surgieron cuando el magma

ascendente no tenía suficiente presión para alcanzar el cráter del Teide, por loque salía por puntos a menor altura, en la base del volcán. Es posible que estos

Valle de Arriba en el términomunicipal de Santiago del

Teide. Se observa al fondo elvolcán Teide-Pico Viejo,mientras que el resto de

montañas corresponden aconos volcánicos de la zona de

máxima actividad de la isla,denominada «rift» del

noroeste. El volcán Chinyero(1909) pertenece a esta serie

de conos.Foto: Julio de la Nuez Pestana

volcanes jueguen un papel fundamental en la estabilidad del Teide, al actuarcomo contrafuertes que refuerzan la base del edificio volcánico.

Es cierto que la actividad volcánica del Teide debió deser intensa en el pasado geológico de la isla,

pero en la actualidad dicha actividad se hadesplazado hacia el noroeste,

con la erupción de1909 del volcán

Residencia delObservatorio, el volcánde Fasnia y, al fondo, elvolcán de Siete Fuentes.



“Chinyero” como expresión más cercana en el tiempo (he encontrado tambiénel nombre “Chinguero” en viejos mapas militares). La última erupción del Teidefue hace más de mil años y corresponde a las lavas negras que cubren la caradel Teide que da al Observatorio, aunque el frente mayor descendió por el

Valle de Icod hasta el mar.De mucha menor entidad que el Teide-Pico Viejo son los volcanes de SieteFuentes y Fasnia, montañitas negras que se ven desde el Observatorio y a lasque es fácil llegar a través de la pista de tierra que comienza en el cruce de lacarretera que lleva al Observatorio y al Meteorológico. Son volcanes negros,por lo que se trata de materiales producidos a gran profundidad y de pocaviscosidad. Las erupciones de estos dos volcanes están asociadas a unatercera erupción, la del volcán de Arafo, todas ellas ocurridas entre 1704 y

1706 y originadas por la salida de lava a través de una falla, hechoevidenciado por el alineamiento de los tres centros eruptivos.

El volcán de Arafo es el cono negro que se ve en la Caldera de Pedro Gil(mirador de La Crucita de camino al Observatorio); sus lavas llegaron hastael mar, a la altura del polígono industrial de Arafo. ¡Imagínense si esa erupción

ocurre ahora!; cortaría la autopista de Sur y la carretera general, conlas gravísimas consecuencias económicas que

acarrearía. El peligro de la actividadvolcánica en Tenerife no proviene tanto

de las erupciones en sím i s m a s ,

Hermoso paisajedesde el mirador deLa Crucita. Al fondo,el Valle de Güímar,mientras que aambos lados de laimagen se ven losrestos de las paredesque formaban partede un enorme volcán

desaparecido tras los corrimientos de tierraque dieron lugar a la formación del Valle deLa Orotava. El cono negro en el centro de laimagen corresponde a la misma erpción queformó los volcanes de Siete Fuentes y Fasnia.

Imagen tomadadesde «La Tarta»en donde seaprecian una grancantidad de conosvolcánicos,probablementeformados tras losdeslizamientos detierra queoriginaron el Vallede la Orotava.



sino del hecho de que casi 800.000 personas vivimos, conducimos y trabajamos en un áreageológicamente activa. Una curiosidad al respecto del volcán de Arafo, también denominado Las

Arenas, es que si se acercan al mirador de La Crucita, verán que el cono volcánico estáincrustado entre dos paredes muy escarpadas. Éstas son parte de las paredes occidental yoriental de un volcán más antiguo que se desmoronó al producirse el deslizamiento de tierraque formó el Valle de la Orotava. Es este otro ejemplo de la tónica evolutiva de Tenerife,con la formación de grandes estructuras y su posterior desmoronamiento.

Desde el Observatorio, podemos apreciar varios de los elementos asociados a unos delos hitos fundamentales en la evolución geológica de la isla, la formación de la Caldera deLas Cañadas. Por un lado, podemos ver la pared sur de Las Cañadas, con el pico deGuajara como punto de referencia y, por otro lado, a la derecha del Teide, el Macizo deTigaiga. Hace unos 200.000 años, la vista que se tiene desde el Observatorio eraradicalmente distinta. No existía el Teide, y lo que hoy es la pared sur de las Cañadas

y probablemente Tigaiga eran parte de las caras sur y norte de un gigantesco edificiovolcánico llamado Edificio Cañadas. Este edificio debía de parecerse morfológicamentea los actuales Mauna Kea o Mauna Loa en Hawai, un enorme volcán de suave pendienteque debía de alcanzar su máxima altitud donde hoy se encuentra el Teide, más o menos.Si dibujamos con la mente una suave curva que una la pared de Las Cañadas y Tigaiga,podemos hacernos una idea de cómo era este desaparecido volcán. Por causasdesconocidas, ese edificio se desmoronó tras una serie de corrimientos de tierra (una

teoría), o tras hundimientos verticales del edificio (otra teoría), o una combinaciónde ambos fenómenos (otra teoría más), dejando una enorme

depresión, La Caldera y el Valle de Icod, y ruinas delantiguo edificio, la pared sur y Tigaiga. El colapso

del Edficio Cañadas debió de dejaral aire la cámara

Imagen tomada desde elvolcán de Fasnia con elObservatorio al fondo.



Vista de la erupción de Chahorrao Narices del Teide, ocurrida en1798. Esta ha sido la últimaerupción dentro de la caldera delas Cañadas, en concreto en lasfaldas del Pico Viejo. Es unaerupción muy similar a lasocurridas en Siete Fuentes yFasnia.Foto: Julio de la Nuez Pestana

magmática que alimentaba el volcán, lo que posiblemente provocó una serie degigantescas explosiones. Tras este destructivo espectáculo, la Caldera y el Valle de

Icod debían de asemejarse a una profunda cubeta que se fue rellenando poco a pocoen sucesivas erupciones, las cuales dieron lugar a la construcción del volcán Teide-Pico Viejo.Mucha de la información utilizada para explicar la evolución geológica de Tenerifeproviene del examen de la vasta red de túneles usados para la extracción deagua, las galerías.Las galerías suelen tener varios kilómetros de longitud, dependiendo de ladistancia necesaria para alcanzar las reservas subterráneas de agua. Por lotanto, estos túneles atraviesan los distintos niveles estratigráficos queconstituyen el interior de la isla, dando una información excepcional de lageología insular, difícilmente alcanzable en otros lugares del mundo.¡Existen unas 1.000 galerías en Tenerife, totalizando más de 3.000 km detúneles!

Se podría ir caminando desde Tenerife a Madrid y volver si se pusiesenalineadas una tras otra. Las galerías supusieron una revolución en laagricultura tinerfeña, ya que se pasó de un sistema de secano dominante

hasta finales del siglo XIX, a una agricultura de regadío, centrada en el tomatey el plátano. Hasta entonces, el agua provenía principalmente de manantialesy fuentes, y no era difícil ver los barrancos de la isla con agua coriendo porellos, prácticamente todo el año. Nombres como Barranco del Río o Barrancode Madre del Agua reflejan el estado hidrológico ya perdido que existía enTenerife. No obstante, el desarrollo económico que se produjo con la agriculturade regadío no podría haberse dado sin las galerías. Durante mi post-doc,instalamos una red de detectores de gases y otros parámetros asociados ala actividad volcánica en un grupo de galerías, usando estas últimas comoobservatorio ideal del interior de la isla. De aquí nació mi interés por estetipo de infraestructuras, tanto desde el punto de vista geológico comohistórico, pero me estoy saliendo del tema de este artículo y las galerías semerecen más de un libro.En definitiva, la paz y tranquilidad que se respira desde el Observatorio

esconde un historia geológica dramática que es importantísimo conocerpara apreciar, aún con más interés, la belleza

de este paisaje único en el mundo.



LA REALIDAD DE LA FICCIÓN

Cambio de órbita

HéctorCastañeda(IAC)

No hay arte como el cinematográfico, capaz de crearnuevos mundos alternativos, sólo limitado por laimaginación de sus creadores. Pero, tal como dijo PabloPicasso, «el arte es la mentira que nos hace comprenderla verdad». La intención de esta sección es llamar laatención sobre aquellos momentos en que una buenarecreación de la realidad nos provee, de manerainadvertida, de un mayor conocimiento científico.

El 1 de febrero de 1954, Estados Unidos efectuó, en el atolón de las islasBikini, la llamada «Prueba Bravo», su mayor explosión nuclear en laatmósfera . Un error de cálculo provocó una detonación tres veces mayorque la originalmente calculada, llegando al orden de 15 megatones deTNT, mil veces mayor que la bomba atómica arrojada sobre Hiroshima.Aunque impresionante, su efecto quedó empequeñecido cuando la entoncesUnión Soviética diseñó el dispositivo llamado «Rey de las Bombas», unabomba capaz de liberar una energía de 100 megatones, aunque la versiónprobada en octubre de 1961 solo llegaría a liberar la mitad de esa energía.

Inspirada en ese clima político que no brindaba precisamente paz a losespíritus, la película inglesa El día que la Tierra se incendió (The Day theEarth Caught Fire, 1962) planteaba una intrigante premisa. En las primerasescenas, contra las imágenes de un Londres desierto como una versión infernaldel verano, el reportero de un periódico comenzaba a dictar su crónica:«Dentro de unas pocas horas, el mundo conocerá si este es el final, u otrocomienzo; el renacimiento del hombre, o su obituario final». Poco a poco,la película nos explicaba qué ocurría. Estados Unidos y la Unión Soviéticahabían detonado en ambos polos dispositivos nucleares en pruebas casisimultáneas. Los cambios climáticos observados sugerían que se habíacambiado la orientación del eje de rotación de la Tierra, pero pronto sedescubre algo mucho peor. La Tierra había alterado su órbita y estaba cayendohacia el Sol. La única esperanza era lograr que otra serie de detonacionescuidadosamente programadas retornara a la Tierra a suórbita natural.

¿Podría ocurrir esto en realidad? Para mover la Tierrahacia el Sol, se debería expulsar en la dirección opuestaal Sol a mayor velocidad que la de escape (11,2 km/s).Haciendo unos simples cálculos podemos ver que el efectosobre el movimiento de la Tierra sería casi imperceptible.Por ejemplo, si la explosión de la Reina de las Bombasexpulsara cien millones de toneladas de material a lavelocidad de escape terrestre, movería a la Tierra en ladirección opuesta a una velocidad de 6 mm/año, nada porlo cual ponerse nervioso a corto plazo. Ha habidoexplosiones de la misma naturaleza más energéticas sinefectos aparentes. Por ejemplo, la famosa erupción del Krakatoa el 26 deagosto de 1883 expulsó una energía de 150 megatones, sin ocasionar un cambioapreciable en la inclinación del eje de rotación o de la órbita terrestre,aunque sí grandes efectos climáticos debido al polvo esparcido sobre todo elglobo. Y el cuerpo que impactó contra la Tierra hace 65 millones de años,posible causa de la extinción de los dinosaurios, pudo provocar una explosiónde 50 millones de megatones, sin afectar prácticamente a nuestra órbita.

¿Pero qué pasaría si la distanciaentre la Tierra y el Sol realmentecambiara? A decir verdad, eso lohace todo el año. La órbita de laTierra es excéntrica (es decir, conforma de elipse en lugar decircular). La distancia promedioentre la Tierra y el Sol es de 150millones de kilómetros (la llamadaUnidad Astronómica), pero cambiadurante el año entre 152 y 147millones, sin afectar el desarrollode la vida en nuestro planeta. Elcambio en la distancia hace oscilarel valor de la radiación que caedel Sol en valores del orden del7%. Sin embargo, la distancia entrela Tierra y el Sol es posiblementeel factor menos crítico en relacióncon la temperatura promedio de laTierra (más importante sonconsecuencias como el efectoinvernadero, que mantiene laTierra a temperatura habitable, obien la actividad volcánica, queregula la cantidad de polvo en laatmósfera).

Aún más sorprendente esdescubrir que también hacambiado la distancia entre laTierra y el Sol durante la historiadel Sistema Solar. Al disminuir lavelocidad de rotación del Sol, porlas leyes de conservación demomento angular la Tierra semueve más rápidamente y se alejadel Sol con el tiempo. El períodode una rotación del Sol ha pasadode dos meses (cuando el Sol teníauna edad de mil millones de años)a un mes, pero la órbita terrestresólo ha cambiado en centímetros.

¿Pueden salvar a nuestro mundoesas explosiones provocadas?¿Habrá esperanza para lahumanidad? Dejo a los lectores quelo descubran por sí mismos cuandovean la película. Como buenosperiodistas, en las escenas finaleslos operarios de la imprenta delperiódico tienen dos posiblestitulares ya preparados paraimprimir. En uno de ellos leemos“La Tierra, salvada”, en el otro...“La Tierra, condenada”.



PRÓXIMAMENTE

...XV Canary Islands Winter School of AstrophysicsXV Canary Islands Winter School of AstrophysicsXV Canary Islands Winter School of AstrophysicsXV Canary Islands Winter School of AstrophysicsXV Canary Islands Winter School of Astrophysics

"P"P"P"P"PAAAAAYLOAD AND MISSION DEFINITION IN SPYLOAD AND MISSION DEFINITION IN SPYLOAD AND MISSION DEFINITION IN SPYLOAD AND MISSION DEFINITION IN SPYLOAD AND MISSION DEFINITION IN SPACE SCIENCES"ACE SCIENCES"ACE SCIENCES"ACE SCIENCES"ACE SCIENCES"Puerto de la Cruz, Tenerife (España). 17-28 noviembre, 2003.

http://www.iac.es/winschool2003/info.html

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS (La Laguna, TENERIFE)

C/ Vía Láctea, s/n E38200 - La Laguna (Tenerife)

Islas Canarias - EspañaTel: 34 / 922 605 200Fax: 34 / 922 605 210E-mail:

Web: http://[email protected]

OBSERVATORIO DEL TEIDE (TENERIFE) Tel: 34 / 922 329 100Fax: 34 / 922 329 117E-mail: Web: http://www.iac.es/ot

[email protected]

OBSERVATORIO DEL ROQUE DE LOS MUCHACHOS (LA PALMA) Apartado de Correos 303 E38700 Santa Cruz de la Palma Islas Canarias - EspañaTel: 34 / 922 405 500Fax: 34 / 922 405 501E-mail: Web: http://www.iac.es/gabinete/orm/orm.htm

[email protected]

Oficina de Transferencia de Resultados de Investigación (OTRI)

Tel: 34 / 922 605 186Fax: 34 / 922 605 192E-mail:

Web: http://www.iac.es/[email protected]

Oficina Técnica para la Protección de la Calidad del Cielo (OTPC)

Tel: 34 / 922 605 365Fax: 34 / 922 605 210E-mail:

Web: http://www.iac.es/proyect/[email protected]

Diseño: Ramón Castro (SMM/IAC).

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Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)€¦ · Semana de la Ciencia y la Tecnología 2003 (SCYT 2003) Este año, coincidiendo con el 250 aniversario de la creación del primer