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El sistema solar Las estrellas Galaxias La Vía Láctea Evolución interna Evolución externa Póster Astrofísica de altas energías Cosmología Instrumentación El IAA La astronomía en Granada «Del telescopio al papel» INDICE INDICE . . . 2 - 3 4 - 5 6 7 10 8 - 9 11 12 13 14 15 16 Una mirada al Cosmos Desde el inicio de los tiempos, el Cosmos ha despertado una ávida curiosidad en el ser humano. Una curiosidad que ha lleva- do al hombre a preguntarse la razón de nuestro Universo y su papel en el mismo, y a una búsqueda continua de respuestas. Desde la Antigüedad hasta nuestros días, la búsqueda de explicaciones, cada vez más elaboradas, ha dado lugar a una Cien- cia que, en su desarrollo ha ido, a veces, distanciándose de la sociedad. El Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) se ha planteado el reto de acortar esas distancias: la Ciencia forma parte del patrimonio cultural de los pueblos y el IAA, sin olvidar sus objetivos científicos, inten- ta mantener un contacto directo con la ciu- dadanía, satisfacer su curiosidad sobre el Universo, recoger las demandas sociales sobre la Ciencia y hacer partícipe a la socie- dad de la investigación realizada bajo su patrocinio. Éste es el principal motor que ha llevado al personal del IAA a trabajar en la producción del suplemento que aho- ra se presenta con motivo de la celebra- ción de la Semana Europea de la Ciencia y la Tecnología. Este suplemento propor- ciona una visión de nuestro Universo mediante un lenguaje sencillo y ameno, a la vez que riguroso, y con el indispensa- ble apoyo de imágenes. Esperamos que el lector disfrute con su contenido. Rafael Rodrigo, Director del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA- CSIC)

MIRADA AL COSMOS

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Desde el inicio de los tiempos, el Cosmos ha despertado una ávida curiosidad en el ser humano.

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Page 1: MIRADA AL COSMOS

El sistema solarLas estrellasGalaxias

La Vía LácteaEvolución internaEvolución externa

PósterAstrofísica de altas energíasCosmologíaInstrumentaciónEl IAALa astronomía en Granada«Del telescopio al papel»

INDICEINDICE

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108 - 9111213141516

Una mirada al Cosmos

Desde el inicio de los tiempos, el Cosmosha despertado una ávida curiosidad en elser humano. Una curiosidad que ha lleva-do al hombre a preguntarse la razón denuestro Universo y su papel en el mismo,y a una búsqueda continua de respuestas.Desde la Antigüedad hasta nuestros días,la búsqueda de explicaciones, cada vezmás elaboradas, ha dado lugar a una Cien-cia que, en su desarrollo ha ido, a veces,distanciándose de la sociedad.

El Instituto de Astrofísica de Andalucía(IAA) se ha planteado el reto de acortaresas distancias: la Ciencia forma parte delpatrimonio cultural de los pueblos y el IAA,sin olvidar sus objetivos científicos, inten-ta mantener un contacto directo con la ciu-dadanía, satisfacer su curiosidad sobre elUniverso, recoger las demandas socialessobre la Ciencia y hacer partícipe a la socie-dad de la investigación realizada bajo supatrocinio. Éste es el principal motor que

ha llevado al personal del IAA a trabajaren la producción del suplemento que aho-ra se presenta con motivo de la celebra-ción de la Semana Europea de la Cienciay la Tecnología. Este suplemento propor-ciona una visión de nuestro Universomediante un lenguaje sencillo y ameno, ala vez que riguroso, y con el indispensa-ble apoyo de imágenes.Esperamos que el lector disfrute con sucontenido.

Rafael Rodrigo, Director del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA- CSIC)

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Cuando los humanos mira-ron al cielo por primeravez, reconocieron grupos

fijos de estrellas que giraban alre-dedor de sus cabezas y que, dadasu estabilidad, recibieron nombresde objetos y animales conocidos.Se trata de las constelaciones. Jun-to a ellas, además del Sol y la Luna,se distinguían unos puntos bri-llantes que se movían cada nochey que más tarde se identificaríancomo los planetas de nuestro Sis-tema Solar. En términos numéri-cos, el Sistema Solar consta delSol, en el centro, nueve planetasmayores, 97 satélites (conocidos,aunque pueden existir más), cua-tro sistemas de anillos, millonesde asteroides (con radio superiora 1 km), trillones de cometas, elviento solar (flujo de partículascargadas procedentes del Sol queinvaden el espacio interplaneta-rio), y una gran nube de polvo.Estudiando estos cuerpos, tantocolectiva como individualmente,intentamos comprender el origen,formación y evolución del Siste-ma Solar; un proceso que comenzó,a partir de una nube de gas y pol-vo, hace 4600 millones de años.

El Sol, nuestra estrellaSe trata de una estrella bastante«común», que emite la mayor par-te de su radiación* en luz visibley cuya atmósfera se compone deun 95% de hidrógeno, un 3% dehelio y el 2% restante de elemen-tos pesados (como el hierro o mag-nesio). Produce energía mediantela fusión de átomos de hidrógenopara dar lugar a helio, de tal for-ma que esa energía se «abre» cami-no hasta la superficie de la estre-lla y se emite en forma de radia-ción visible. La temperatura centraldel Sol, donde la fusión tiene lugar,asciende a 15 millones de grados,

mientras que en la superficie es«tan solo» de 5600 grados. Unaestrella con las características delSol tiene una vida media de unos9000 a 10000 millones de años, demodo que nuestra estrella ha vivi-do ya la mitad de su existencia.

Los planetasSegún su composición, podemosclasificar los planetas en dos gran-des grupos: los terrestres (simila-res a la Tierra) y los gigantes gase-osos o jovianos (similares a Júpi-

ter). El primero abarca Mercurio,Venus, la Tierra y Marte, todosellos con superficie sólida y unnúcleo de hierro y rocas ricas ensilicio. Esta característica comúnparece consecuencia de que, a dis-tancias cortas al Sol, la tempera-tura era muy elevada para que losgases condensaran y formaran hie-los. Pero vayamos uno por uno:Mercurio cuenta con el mayornúmero de cráteres porque su cer-canía al Sol atrae a los meteoritosy su tenue atmósfera no protege la

superficie ni los desintegra. Encambio, Venus posee una densaenvoltura gaseosa de dióxido decarbono (CO2), una presión en lasuperficie 94 veces superior a laterrestre (equivalente a una pro-fundidad en el mar de 1000 metros)y una temperatura de 462º C (elplomo se fundiría fácilmente). Lasnubes de esta atmósfera, com-puestas por ácido sulfúrico y agua,forman un escudo gaseoso que haprotegido la superficie de losimpactos de meteoritos. Además,

la actividad tectónica, reflejada enun vulcanismo muy activo, concráteres de 100 km de diámetro oríos de lava de 80 km de largo, harejuvenecido la cara del planeta,que cuenta sólo con unos 600millones de años. Algo mucho más agradable ocu-rre en la Tierra. Ciertamente, exis-te una actividad tectónica que ori-gina cordilleras y volcanes, perono de las dimensiones vistas enVenus. Sin embargo, la «coinci-dencia» más agradable reside enque sólo en nuestro planeta se dala combinación justa de presiónatmosférica y temperatura para laexistencia de agua en estado líqui-do sobre la superficie. Ésto ha favo-recido que las cicatrices de losimpactos de meteoritos hayandesaparecido gracias a la erosiónclimática, y que se haya desarro-llado vida en la forma que actual-mente conocemos. La composi-ción atmosférica actual se debeprecisamente a la existencia devida, pues se cree que en sus orí-genes era mucho más densa y máscontaminada con dióxido de car-bono.Marte presenta una mezcla de lascaracterísticas mencionadas hastaahora. Tiene una atmósfera tenuede dióxido de carbono con una pre-sión en la superficie de seis mili-bares, equivalente a la terrestre a50 kilómetros de altura, y una tem-peratura de -63º C. La casi totali-dad de la superficie marciana seasemeja a nuestros más desolado-res desiertos, con tormentas de pol-vo que pueden cubrir al planetadurante meses, con cañones de 7km de profundidad (el Cañón delColorado tiene 2.7 km), montañasde 24 km de altura (tres veces elMonte Everest), y una «Antárti-da» y «Antártica» locales de hie-lo de CO2. En «días claros», las

2 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

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BABILONIAEl interés astronómicode este pueblo obedecíaa las necesidades queplantea el desarrollo dela agricultura. Como elcultivo de cerealesexigía un conocimien-to de la alternancia delas estaciones, estable-cieron el día de 24

horas y los meses de 30días como medida tem-poral. También cons-truyeron un calendariolunar y calcularon laperiodicidad de loseclipses.

4000 A.C.

Tabla babilónica con registro

de información astronómica.

Data del 550 aC aprox.

GRECIALos griegos fundaron la astronomía occi-dental al intentar explicar los fenóme-nos naturales sin atribuirlos a causassobrenaturales.AristótelesAristóteless (384-322 aC) probó el carác-ter esférico de la Tierra y elaboró unateoría geocéntrica que dominó el pensa-miento científico durante 1800 años: laTierra se encontraba en el centro del Uni-verso y el Sol, la Luna, los planetas y la

esfera de estrellas fijas se movían alre-dedor de ella. PtolomeoPtolomeoo (85-165 aC) compiló el saberastronómico de su época en el Almages-to. Estudió el movimiento de los plane-tas y elaboró un sistema donde la Tierra,situada cerca de un centro común, esta-ba rodeada por círculos que dibujaban latrayectoria de los seis astros conocidos. Universo Ptolomeo

Créditos: Peter Apian, Cosmographia.

S. IV- I A.C.

NUESTROS VECINOS MÁS CERCANOSEELL SSISTEMAISTEMA SSOLAROLAR ::

A simple vista podemos reconocer cinco planetas, pero el Sistema Solar consta de nueve y una miríada de objetos pequeños cuyorecuento aumenta constantemente: satélites, anillos, asteroides, cometas y polvo interplanetario.

El Sol posee una atmósfera de la que proviene la mayoría de la luz querecibimos. En las figuras podemos distinguir las capas atmosféricas: lamás baja (el disco entero) y la más alta (un detalle). Ésta última,denominada corona, presenta espectáculos inigualables de eyeccionesde materia que son detectadas en la Tierra.

LA NEBULOSA SOLAR, la nube de polvo y gas apartir de la que se formó el sistema de planetas,presentaba, casi con total certeza, una elevadavariación de temperatura y era más fría a mayordistancia del centro. La huella de este cambio detemperatura se puede ver en la composición delos planetas y de sus satélites. Incluso, parte deesta variación se ha conservado en el cinturónde asteroides, entre Marte y Júpiter. Izquierda: disco protoplanetario, embrión de unposible sistema solar. Créditos: ESO.Derecha: Marte, planeta de carácter sólido, yNeptuno, un gigante gaseoso. Créditos: NASA.

*Todas las palabras en verde se completan con su definición en el glosario de las páginas 14 y 15.

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imágenes que proporcionan lasmisiones espaciales muestran unplaneta cuya superficie se aseme-ja aún más a la terrestre, con torren-teras probablemente causadas porflujos masivos de agua de hacemillones de años. Si esto fue así,quizá Marte reunió las condicio-

nes idóneas para albergar algunaforma de vida en tiempos primiti-vos.Los Gigantes Gaseosos se carac-terizan por tener una densidadmedia baja y una atmósfera dehidrógeno-helio muy densa, pro-bablemente capturada de la nebu-

losa solar durante su formación.De hecho, la composición de Júpi-ter, Saturno, Urano y Neptuno separece a la del Sol, ligeramenteenriquecida en elementos pesados(nitrógeno, carbono, fósforo, azu-fre...). Estos planetas carecen deuna superficie sólida, aunque muyprobablemente contienen un núcleosólido de silicatos y hierro de unasdiez veces la masa terrestre. Susatmósferas presentan bandas dediferentes «colores», originadaspor las capas de nubes a diferen-tes alturas y de diferente compo-sición que reflejan la luz solar y seven afectadas por ciclones y anti-ciclones : algunas son tan establesque han permanecido durante dece-nas y centenares de años (la granmancha roja de Júpiter es una deellas), otras se desplazan de sur anorte sin perder su forma (la man-cha oscura de Neptuno), o se engu-llen unas a otras, desparecen yrenacen.Cada planeta joviano posee un sis-tema de anillos: Júpiter posee solouno; Saturno muestra un maravi-lloso cinturón compuesto por milesde anillos individuales; a Uranole rodean cinco finísimos anillos,mientras que el sistema de Neptu-

no destaca por su irregularidad,incluso con vacíos a lo largo de él. Plutón y su satélite Caronte, detamaños muy similares, constitu-yen un sistema binario, es decir,una pareja cuyos elementos nopodrían sobrevivir por separado.Ligados dinámicamente, se mues-tran siempre la misma cara, lo quelos mantiene estables en la fronte-ra del Sistema Solar. Son cuerposrocosos helados, con hielos deagua, nitrógeno, metano y monó-xido de carbono en sus superficies,que comparten las característicascomunes a los planetas terrestrespero en los confines del SistemaSolar externo.

La pregunta inevitable¿Constituye el Sistema Solar unasingularidad en el Universo obser-vable? Parece que no. Los gran-des avances telescópicos permitenel descubrimiento de planetas(todavía Gigantes Gaseosos) alre-dedor de otras estrellas a un ritmovertiginoso. Los 87 sistemas des-cubiertos, entre los que once sonmúltiples - estrella y más de unplaneta- albergan un total de 101planetas. Pero la similitud se extien-de más allá, ya que las observa-

ciones del Telescopio EspacialHubble han desvelado, alrededorde muchas estrellas (como BetaPictoris), un disco de material opa-co (¿polvo?, ¿planetesimales?,¿asteroides?) muy similar a lavisión que nos ofrecería nuestroSistema Solar visto desde Beta Pic-toris.

Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 3

Cuál es la estructura, com-posición y comportamiento quetienen los cuerpos menos evo-lucionados del Sistema Solar?

¿Qué procesos dan lugar a las

características de los GigantesGaseosos antes descritas?

¿

y en el IAA...Investigamos los campos magnéticos solares.

Investigamos de forma teórica y observacionallas atmósferas de los planetas -incluida la Tierra- ysatélites del Sistema Solar para desarrollar modelosque nos proporcionen datos sobre su composición,temperatura, presencia de nubes, etc., y que sirvande apoyo científico a misiones espaciales como Cas-sini-Huygens, en ruta hacia Saturno; TIMED (de laNASA) y ENVISAT (Agencia Espacial Europea, ESA)alrededor de la Tierra; y Mars Express, que empren-derá viaje a Marte en Junio del 2003.

Efectuamos observaciones telescópicas de los

Cuerpos Menores (asteroides, cometas,) cuyo estu-dio detallado nos está desvelando características pri-mitivas del Sistema Solar. Esta investigación es decrucial importancia para interpretar los datos sobreun cometa y dos asteroides que la Misión Rosetta nosproporcionará entre el 2006 y el 2013.

Se analizan las oscilaciones estelares, así comola detección del paso de planetas extrasolares fren-te al disco estelar. Todo ello como preparación parala Misión COROT, un satélite diseñado para medir laspulsaciones de las estrellas (astrosismología) y el pri-mero que puede encontrar planetas de tamaño pare-cido al de la Tierra girando alrededor otras estrellas.

. . .. . . L AL A AA N T I G Ü E D A DN T I G Ü E D A D HH I S T O R I AI S T O R I A D ED E L AL A AA S T R O N O M Í AS T R O N O M Í A :: E LE L RR E N A C I M I E N T OE N A C I M I E N T O

ASTRONOMÍA ÁRABEMientras Occidente sufría la fase deoscurantismo (S.X-XI), los árabesretomaron la investigación astronó-mica. Tradujeron y recopilaron tex-tos clásicos -entre ellos el Almages-to- y catalogaron muchas estrellas,algunas de las que aún conservan sunombre original. También desarro-llaron la instrumentación, coninventos como el astrolabio.

S. XI 1473-1543 TYCHO BRAHEEn 1572, Tycho Brahe observóuna nueva estrella en la conste-lación de Casiopea. Este descu-brimiento, que hoy sabemos setrataba de una supernova, oexplosión de una estrella mori-bunda, minó las teorías de Aristó-teles de un Universo sin cambios.

Universo Copérnico

1546-1601

Uraniborg, observatorio construido por

Brahe en la isla danesa de Hven.

NICOLÁS COPÉRNICOConvencido de la ine-xactitud del sistemageocéntrico, Copérnicocomenzó a desarrollaruna teoría donde el Solocupara el centro delUniverso y que quedaríaplasmada en su obra «Derevolutionibus orbiumcoelestium».

Astrolabio. 1000 dC.

Este escenario de Sol y planetas recibe a veces la visita de un cometa,que despliega una enorme belleza en el cielo nocturno. La estructurainterna de un cometa, es decir, su núcleo, no se conoce con absolutacerteza: puede tratarse de una mezcla de hielo y material rocoso(silicatos y olivinos) que se mantiene estable a grandes distancias delSol, pero que, a medida que se acerca a éste, se calienta, el hielo seevapora y arrastra parte de ese material sólido y, en algunos casos,produce la ruptura del núcleo. Así nace la maravillosa «estrella concabellera» (significado griego de cometa), aunque en realidad se tratade una nube de gas con dos o tres colas: la de polvo que se hace visibleal reflejar la luz del Sol, la de gas ionizado y arrastrado por la radiacióny el viento solar, y otra de sodio que procede de la evaporación parcialde los granos de polvo. Todas estas colas tienen una dirección antisolar.A diferencia del Sol, los planetas y asteroides, que compartenaproximadamente un mismo plano (el de la eclíptica), los cometasvienen «de todas direcciones». Sus órbitas indican que existen dosreservas de éstos: un disco plano -aproximadamente también en laeclíptica- llamado cinturón de Edgeworth-Kuiper, que se localiza másallá de la órbita de Neptuno -a una distancia de entre 30 y 100 UnidadesAstronómicas (UA)- y una burbuja que abarca todo el Sistema Solar(con una anchura de 10000 a 20000 UA) conocida como Nube de Oort.Los cometas y objetos del cinturón de Edgeworth-Kuiper, al encontrarsemuy lejos del Sol casi toda su vida, no han sufrido cambios, ni físicos niquímicos, y albergan pistas sobre nuestros orígenes.

Qué ocurre en el Sol a esca-las menores de 100 kilómetros?¿

Estrellas con cabellera

Aunque la Tierra cuenta con la Luna y Marte con susdos satélites, los planetas jovianos ostentan el récorden variedad de satélites. Júpiter tiene, «por ahora», 32satélites. Quizás el más atractivo, pero también el másterrorífico, es Io, donde las explosiones volcánicas de

azufre han conformado una superficie muy rica ensales con colores que van desde el verdoso hasta elrojo; o Europa que, bajo su rejuvenecida superficie,puede ocultar un océano de agua líquida con salesdisueltas. Se han encontrado 37 satélites alrededor deSaturno, entre los que destaca Titán, el único satélitedel Sistema Solar con una atmósfera densa denitrógeno, metano e hidrógeno, digna de ser llamadaasí. Urano cuenta con cinco cuerpos catalogablescomo satélites, cuya variedad sugiere que en algúnmomento de su historia se rompieron y posteriormenteacumularon masa para formar Miranda u otrosespecialmente amorfos. Neptuno también posee unelemento singular: Tritón, con géiseres de nitrógeno ymetano, una superficie en continuo procesamiento, ycon una órbita retrógrada que indica que fue capturadopor el planeta y que terminará por caer sobre él.

La casi macabra cara de Io. Créditos: NASA

Otras «lunas»Entre Marte y Júpiter nos encon-tramos con un embrión de planetaconocido como el Cinturón deAsteroides. Los cuerpos, o pla -netas menores, que contiene, sepueden considerar similares a losbloques (o planetesimales) quese unieron para formar los pla-netas terrestres, pero a los quela cercanía de un planeta gigan-te, Júpiter, les impidió unirse paraformar un planeta más. Son muydiversos en composición (olivino,silicatos anhídricos, arcillas, piro-xenos de magnesio, feldespatos,etc ), forma (elongada, deforma-da y accidentada por impactos,

generalmente) y tamaño (desdecentenares de metros hasta los960 km de diámetro de Ceres), yalgunos incluso poseen satélites(como Ida y su satélite Dactilo).

El planeta que no fue

Ida y Dactilo. Créditos: NASA

Cometa Hale-Bopp. Créditos: Jochen Rink, Canadá

Cometa Hyakutake. Créditos: Herman Mikuz, Eslovenia.

Cómo se forma un sistemaplanetario? Debemos establecerqué tipo de estrellas forman pla-netas y con qué características.

¿

lo que no sabemos...

Existe o ha existido agua enotros cuerpos del Sistema Solar?Se busca tanto agua como trazasbiológicas en Marte y Europa.

¿

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Supongamos que una moscaquiere estudiar la vida delos seres humanos. Una

mosca vive sólo unos pocos días,así que no podría concluir nadaobservando a una sola persona.Sin embargo, si la mosca visita-se una maternidad, un colegio,diferentes familias, un hospital,etc., le sería fácil deducir que enla vida de un ser humano existeun principio, un desarrollo y unfinal. El punto clave radica en laobservación de muchos grupos deseres humanos de diferentes eda-des. De forma similar actuamoslos astrónomos con respecto a lasestrellas. La ingente cantidad deellas existente nos permite obser-var todas sus edades y no sóloconcluir que las estrellas nacen,evolucionan y mueren, sino,además, estudiar y describir suvida. Hertzprung y Russell llega-ron a esta conclusión a principiosdel siglo pasado cuando repre-sentaron la relación entre el bri-llo y la temperatura de gran can-tidad de estrellas en un diagrama,que hoy conocemos por el nom-bre de ambos (ver friso página 7).La inmensa mayoría de estrellasse encontraba en una banda deldiagrama que correspondía a laetapa de madurez de las mismas.En dicha banda, la secuencia prin-cipal, se encuentra actualmentenuestro Sol.

Formación estelarLas estrellas se forman en nubes

de gas y moléculas que se con-centran por efecto de su propiagravedad. El proceso es violentoy lleva consigo la formación dediscos, que alimentan de materiaa la estrella naciente (o protoes-trella), y expulsiones de materiaa cientos de kilómetros por segun-do. La temperatura y densidad enel centro de la protoestrellaaumentan conforme se acumulala materia hasta permitir que losátomos de hidrógeno, el elemen-to más abundante del Universo,se fusionen para formar átomosde helio en un proceso que libe-

ra grandes cantidades de energía.Cuando comienza este proceso,que constituye el motor de unaestrella durante su vida, decimosque se ha formado una nuevaestrella: una enorme esfera gase-osa cuya parte más externa, laatmósfera, podemos ver de for-ma directa. Poco queda ya alre-dedor de la estrella de la materiaque la formó. Sin embargo, lamateria en el disco puede con-densarse y formar planetas, come-tas o asteroides, es decir, un sis-tema planetario. Las estrellas tienden a formarseen cúmulos. Todas las estrellasde un cúmulo se forman al mis-mo tiempo y, aunque coincidenen edad, no todas evolucionan almismo ritmo: los procesos inter-nos son lentos en las estrellas conpoca masa -que pueden vivir milesde millones de años- y más rápi-dos en las estrellas de mayormasa, que completan su ciclo vitalen pocos millones de años. La formación de una estrella soli-taria, como el Sol, no es lo máscomún. Además de formarse encúmulos, dos tercios de las estre-llas forman parte de sistemas este-lares dobles ligados gravitacio-nalmente. El estudio de las órbi-tas de las estrellas dobles permitededucir las masas de las compo-nentes. Estos valores, combina-dos con otras propiedades y mode-

los teóricos, hacen posible obte-ner calibraciones para estimar lamasa de otras muchas estrellas.

Estrellas adultasLa vida de una estrella ya forma-da, como el Sol, no resulta pláci-da. Sus procesos físicos internosdan como resultado fenómenosobservables en su atmósfera: vien-tos estelares, llamaradas, man-chas frías y campos magnéticos.En algunas estrellas, las inesta-bilidades internas se traducen enpulsaciones y convulsiones, simi-lares a un terremoto, cuyo estu-dio proporciona valiosa informa-ción sobre sus procesos internos.

Muerte de la estrellaEl agotamiento del hidrógeno enel centro marca el principio delfin en la vida de una estrella. Paramantener su equilibrio, la estre-lla crece desmesuradamente y seconvierte en una gigante roja, conun tamaño similar a la distancia

desde la Tierra -o incluso desdeJúpiter- al Sol. En esta etapa, laestrella expulsa lentamente laatmósfera, que forma una envol-tura gaseosa alrededor del núcleo. La masa inicial de la estrelladesempeña un papel crucial en sufinal. Los modelos teóricos y lasobservaciones indican que si lamasa estelar no alcanza unas sie-te veces la masa del Sol, la estre-lla expulsará toda su atmósfera ydejará al descubierto un núcleocaliente que ilumina la envoltu-ra. Se forma entonces una nebu-losa planetaria cuyo núcleo, unaenana blanca con temperaturas dedecenas de miles grados y tamañosimilar al de la Tierra, es incapazde producir energía y se enfríalentamente hasta perderse de vis-ta.Las estrellas que superan en unassiete veces la masa del Sol explo-tan como supernovas, uno de losfenómenos más violentos del Uni-verso: lanza la materia estelar al

EL CICLO DE VIDA DE LAS ESTRELLASLa longevidad de las estrellas oscila entre millones y miles de millones de años. Aunque este tiempo excede con mucho al de nuestra

vida, el ser humano ha aprendido que las estrellas nacen, evolucionan y mueren, y puede estudiar todas las etapas de su vida.

EEVOLUCIÓNVOLUCIÓN ESTELARESTELAR::

. . . E. . . E LL RR E N A C I M I E N T OE N A C I M I E N T O LL AA AA S T R O N O M Í AS T R O N O M Í A MM O D E R N AO D E R N A

ISAAC NEWTONAntes de los 25 años yahabía desarrollado avan-ces revolucionarios enmatemáticas, óptica, físi-ca y astronomía, pero laLey de Gravitación Uni-versal constituyó su granlogro. Newton introdu-jo una aproximaciónmatemática a los movimientos

de los astros y postulóque la gravedad es lafuerza que mantiene alos planetas en órbitay que disminuye con ladistancia. Expuso susleyes en su obra «Phi-losophiae naturalisprincipia mathemati-ca». También creó los

telescopios reflectores.

1643-1727GALILEO GALILEIEn 1609 comenzó autilizar el telescopiopara observacionesastronómicas, graciasal que descubrió lasmanchas solares y loscráteres lunares.Observó las lunas deJúpiter y las fases deVenus, ambas incom-

patibles con el modelogeocéntrico que la Igle-sia defendía. Conside-rado el padre de lasciencias modernas porbasar sus ideas en expe-rimentos, fue juzgado ycondenado de por vidabajo arresto domicilia-rio por disentir de laopinión eclesiástica.

1564-1642JOHANNES KEPLEREmpleando las observaciones de Bra-he, Kepler publicó «AstronomíaNova» (1609), donde proponía larotación de losplanetas siguien-do órbitas elíp-ticas. Sus leyespermitieron pre-decir la posiciónde los planetas.

1571-1630

Órbitas elípticas, con el Solen un foco.

ESTRELLAS JÓVENES. Las Pléyades, visibles asimple vista en la constelación de Tauro, constituyen uncúmulo joven con unos treinta millones de años deedad. Aún se pueden ver, en forma de neblina, losrestos de la materia de la que se formó. Créditos: D.Malin & Anglo-Australian Observatory.

ESTRELLAS ANCIANAS. Los cúmulos globulares son lasagrupaciones de estrellas más viejas de la Galaxia.Éste, M80, contiene cientos de miles de estrellasunidas debido a la atracción gravitatoria. Todas lasestrellas de M80 se formaron hace quince mil millonesde años. Créditos: Hubble Heritage Team

ESTRELLAS EN FORMACIÓN.La nebulosa de Orión. Enla constelación de Oriónse puede ver una de lasregiones donde se estánformando estrellas detodo tipo a partir de unainmensa nube de gas,moléculas y polvo interestelar. Crédito: C.R.O'Dell & S.K. Wong &NASA.

4 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

Page 5: MIRADA AL COSMOS

Cómo se forman las estrellas? Muchos aspectos de la formación estelar sonaún desconocidos, como los procesos de formación de estrellas masivas,

cuántas estrellas se forman a partir de una nube y en qué rango de masas. ¿

Cuál es el origen de la vida? Buena parte de la investigación futura estarácentrada en la detección y estudio de planetas de tipo terrestre y de posi-

bles indicios de actividad biológica en los mismos.

Cómo se generan los intensos campos magnéticos al final de la evoluciónestelar? Técnicas de muy alta resolución nos permitirán estudiar los cam-

pos magnéticos y su geometría para entender su origen y la influencia que tie-nen en la formación de las nebulosas planetarias y restos de supernova.

¿

lo que no sabemos...

Se estudian las etapas inciales de la forma-ción de estrellas masivas y no masivas con obser-vaciones del gas y moléculas por medio de téc-nicas de interferometría en radio.

Investigamos los procesos de formación deestrellas por medio del estudio de cúmulos muyjóvenes usando espectroscopía y fotometría ópti-ca e infrarroja.

Estudio de los procesos de acrecimiento yeyección de materia en las protoestrellas a tra -ves de observaciones fotométricas y espec -troscópicas en el óptico, infrarrojo y rayos X.

Se estudian sistemas binarios que contienen

estrellas de neutrones o agujeros negros paradeducir el rango de masas de estos objetos.

Se crean modelos teóricos de la evoluciónestelar para estrellas de diferente masa.

Se investiga la estructura interna de las estre-llas por medio de su variabilidad y sus oscilacio-nes con técnicas fotométricas de alta precisióndesde tierra y con satélites.

Se investiga la formación y evolución de lasnebulosas planetarias a través de observacionesde las envolturas y su dinámica.

Estudio de la expansión angular de super-novas por medio de técnicas interferométricas.

CEMENTERIOS ESTELARES:Arriba y derecha: nebulosas planetarias. Lasnebulosas planetarias, el final de la vida de unaestrella similar al Sol, presentan una enormevariedad de formas cuyo origen es, en buenaparte, desconocido. En el sentido de las agujasdel reloj: NGC2392 (Nebulosa del Esquimal),IC418, NGC6543 (Nebulosa del Ojo de Gato),Mz3 (Nebulosa de la Hormiga).Créditos: Hubble Heritage Team/NASA/ESA/A,Fruchter & ERO Team (STScI)/R. Sahai, J.Trauger and the WFPC2 Science Team.

Izquierda: la Nebulosa del Cangrejo. LaNebulosa del Cangrejo es el resultado de laexplosión de una supernova observada ydocumentada por los astronómos chinos en elaño 1054. El brillo en el momento de ladetonación la hacía visible en pleno día. En elcentro de la nebulosa se encuentra una estrellade neutrones, un púlsar, que gira a unavelocidad de treinta vueltas por segundo.Créditos: FORS Team, VLT, ESO.

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FRAUNHOFERIntrodujo el uso del espectrógrafo.Este instrumento des-compone la luz encolores de forma tanfina que se observaentrelazado con cen-tenares de líneasnegras, correspon-dientes a los elementos químicos queforman el objeto. Estas líneas -deno-

minadas líneas de Fraunhofer-, seven afectadas por la temperatura, el

magnetismo y otraspropiedades de lamateria, y permitie-ron el estudio a largadistancia de la com-posición y caracterís-ticas de los objetos

celestes, lo que a su vez dio lugar alnacimiento de la Astrofísica.

WILLIAM HERSCHEL Constructor de gran-des telescopios reflec-tores, descubrió el pla-neta Urano en 1782.Incrementó el catálo-go de nebulosas de 100a 2500 y descubrió lasestrellas binarias que,enlazadas por su fuerza de gravedad, rotanalrededor de un centro común.

1738-1822

Planeta Urano.

1787-1826EDMOND HALLEYEEEstudió las órbitas de los come-tas y predijo, utilizando lasleyes de Newton, que el come-ta visto en 1531, 1607 y 1682reaparecería en 1758. Al con-firmarse la predicción, el come-ta fue nombrado en su honor.

También comparó la posición de las estrellas con elcatálogo de Ptolomeo y concluyó que debían tenermovimiento propio, lo que detectó en tres de ellas.

1656-1743

Espectro del Sol.

espacio a velocidades de miles dekilómetros por segundo y sóloqueda el núcleo central, de pocoskilómetros de diámetro, en el quese concentra una masa mayor que1,4 veces la solar. Este núcleopuede desarrollarse como unaestrella de neutrones que girarápidamente -un púlsar- o, si sumasa es mayor que 3,2 veces ladel Sol, como un agujero negro -una concentración de materia talque ni la luz puede escapar de laacción de su gravedad.La materia que expulsan las estre-llas, principalmente al final de su

vida, retorna al medio intereste-lar donde, tras largos procesosdinámicos, se agrupará y desen-cadenará la formación de unasiguiente generación de estrellas.Dicha materia se encuentra enri-quecida por nuevos elementosquímicos que se fabricaron en losinteriores de la primera genera-ción de estrellas o, incluso, en supropia muerte explosiva en for-ma de supernova. Tales elemen-tos químicos son los que encon-tramos en la Tierra y que confor-man el material de que estamoshechos los seres vivos.

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Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 5

y en el IAA...

PULSACIONES DE UNA ESTRELLA.Las simulaciones por ordenadorproporcionan información sobrelos procesos en el interior de lasestrellas como, por ejemplo, susmodos de pulsación. Aunque laamplitud de la pulsación estáexagerada en la figura, lasimulación nos muestra quealgunas estrellas pueden pulsarde forma bastante exótica.Creditos: B. Guenther (U. of St.Mary's).

Page 6: MIRADA AL COSMOS

La primera aproximación ala Vía Láctea tuvo que espe-rar hasta principios del siglo

XVII. La introducción del teles-copio en la observación astronó-mica aportó la primera prueba deque «...la naturaleza de la Vía Lác-tea no es más que un ingente con-glomerado de estrellas». Galileofue el encargado de darnos la res-puesta e indicarnos el camino aseguir: instrumentación, observa-ción y una mente abierta y osadacapaz de generar nuevas teorías yenfrentarse al paradigma vigen-te forman la receta que todavíafunciona. Desde entonces, la his-toria de la Astronomía ha ido para-lela al desarrollo de nuestro cono-cimiento de la Galaxia: toda revo-lución científica lleva aneja unanueva visión de la Vía Láctea.A principio de los 60, se creíatener un conocimiento bastanteaproximado de la estructura denuestra galaxia: se trata de unagalaxia espiral, formada por dosgrandes sub-sistemas, el halo y eldisco, que muestran propiedadesde movimiento, químicas y mor-fológicas bien diferenciadas. Elhalo, con un bajo contenido enelementos químicos pesados, unmovimiento desordenado ysimetría esferoidal, constituye lacomponente más vieja de la gala-xia. Por el contrario, el disco galác-tico -donde se sitúa el Sol- pre-senta una estructura en la que lasestrellas giran ordenadamente alre-dedor del centro como en un grantiovivo, una química más evolu-cionada y estrellas muy jóvenes,incluso en formación, que dibu-jan los brazos espirales.

El «modelo tranquilo»El halo, la componente más pri-mitiva, contiene los objetos másviejos de nuestra galaxia cuyoestudio, a modo de fósiles, per-mite la reconstrucción del naci-miento y evolución de la Vía Lác-tea. Los astrónomos Eggen, Lyn-den-Bell y Sandage se encargaron,en 1962, de realizar esta tarea: des-cubrieron una aparente correla-ción entre el contenido de ele-mentos pesados de las estrellas yla excentricidad de sus órbitas,que les llevó a proponer lo quepodríamos llamar el "modelo tran-quilo".En este modelo, una nube de gasprotogaláctica de gran radio y enrotación sufre un colapso mien-tras va formando estrellas. La pri-mera generación de estrellas nocontiene elementos pesados y susórbitas (hacia el centro del colap-so) son muy elípticas. La segun-da generación se forma a partirdel gas residual enriquecido conlos elementos expulsados por lasprimeras supernovas y, las órbi-tas, al disminuir el radio de lanube, se tornan más circulares; yasí sucesivamente hasta alcanzar

un equilibrio dinámico. El gasque no ha sido capaz de formarestrellas en este rápido colapso seasienta y forma un disco con unavelocidad de rotación alta. Eure-ka, lo fundamental ya está expli-cado pero, ¿es realmente así?

Ruptura de esquemasSi tenemos que estudiar la evolu-ción de la arquitectura granadinapero sólo podemos analizar unbarrio y, dentro de ese barrio, lascasas pintadas de blanco, seguroque presentaremos conclusionespoco fiables. Algo así sucedía conel conocimiento de la Vía Lácteaa finales de los 60: la exploraciónabarcaba sólo una pequeña región

de la vecindad solar y, además, enluz visible. El resto del espectroelectromagnético no alcanzaba lasuperficie terrestre o no existíandetectores para fijar y medir laradiación no visible. Al igual queen 1609, la tecnología ayudó aresolver el atasco: los telescopiosde entre tres y cinco metros de diá-metro se convirtieron en una herra-mienta más accesible, se desarro-llaron nuevos detectores capacesde medir la energía en diferenteslongitudes de onda y nació laastronomía espacial, que permitíaobviar el filtro de nuestra atmós-fera. La radiación más energéticadesveló mucho acerca de los dife-rentes procesos físicos que tienen

lugar en nuestro Universo. UnCosmos más turbulento y violen-to hizo aparición. Los grandescolectores permitieron fotografiarlos primeros instantes del Uni-verso material y el "modelo tran-quilo" de formación de la gala-xia empezó a resquebrajarse. A la par, los nuevos modelos cos-mológicos propugnaban la cons -trucción de un Universo depequeño a grande. Los primerosgrumos de materia, las galaxiasenanas, chocarían para formargalaxias de mayor tamaño, comonuestra Vía Láctea. Las observa-ciones de galaxias externas mos -traron imágenes espectaculares deestos choques (ver página 10),

pero aún no existía evidencia deque nuestra galaxia se hubiera for-mado por la fusión de varias gala-xias enanas. La fortuna sonrió y,en 1994, las medidas rutinarias develocidad radial en un campo delhalo galáctico pusieron de mani-fiesto la existencia de una galaxiaenana en interacción con la VíaLáctea.Se rompieron los esquemas. Laparte más externa del halo galác-tico parece haber tenido una ges-tación más violenta que la previstaen el "modelo tranquilo", y pue-de estar formado por los escom-bros de galaxias enanas que fue-ron capturadas y destruidas por elcampo gravitatorio de la Vía Lác-tea. Así pues, no sólo la Galaxia,sino también la manera de estu-diar la Galaxia requieren una revi-sión: no se trata ya de un objetoque se formó al principio de lostiempos y ha evolucionado de for-ma tranquila, sino de un rompe-cabezas que todavía está armán-dose y cuyas piezas ni siquieraconocemos.

y en el IAA...El plano galáctico ha sido

siempre considerado como tal:un plano. Sin embargo, éste tie-ne una estructura tridimensio-nal cuyo conocimiento puedeofrecer mucha información acer-ca de los procesos de formaciónde estrellas en el disco galácti-co, así como de la interacciónentre el disco y el halo.

Mediante la búsqueda deescombros en el halo se inten-ta dilucidar qué cúmulos y estre-llas se generaron en el colapsode la nube de gas primigenia ycuáles son los residuos de unagalaxia capturada.

Estudiamos la estructura dela fuente compacta situada enel Centro Galáctico, fuente pro-bablemente asociada a un agu-jero negro supermasivo.

Cuántas galaxias enanashan sido capturadas por

el campo gravitatorio de laVía Láctea? Además de cono-cer mejor el halo, esta infor-mación impondría severasrestricciones a los modeloscosmológicos en discusión.

Cuándo se formó y cuá-les son las propiedades

dinámicas del bulbo de lagalaxia? Se trata de uno de loscomponentes menos conoci-do de la galaxia, situado en lavecindad del centro galácti-co con forma, al menos eninfrarrojo, de cacahuete.

¿

lo que no sabemos...

HISTORIA DE UN ENCUENTROFFORMACIÓNORMACIÓN DEDE LALA VVÍAÍA LLÁCTEAÁCTEA::

Algunos objetos celestes gozan de unasignificación que sobrepasa la pura-mente astronómica. Entre ellos desta-ca nuestra galaxia, la Vía Láctea: unaisla de materia en el Cosmos, una vas-ta colección de estrellas, gas y polvo...una galaxia más, en definitiva. El hom-

bre ha intentado explicarla, aprehen-derla y humanizarla utilizando todos lossaberes a su alcance: magia, religión,filosofía, arte y ciencia han elaboradomodelos que intentaban dar respuestasa dos preguntas fundamentales: ¿quées la Vía Láctea? Y, ¿cómo se formó?

La galaxia enana de Sagitario eninteracción con el centro de la Galaxia.Sagitario se observa en la parte infe-rior central de la imagen; la distribucióndel polvo genera la estructura oscuraque divide verticalmente en dos a lafigura. Créditos: R. Ibata, R. Wyse, R.Sword.

Panorama de la Vía Láctea vistade perfil en infrarrojo y visible obtenidaa partir de observaciones del satéliteCOBE. La estructura esferoidal centrales la mejor imagen del bulbo que tene-mos. Créditos: NASA.

Distribución del monóxido de car-bono en la Vía Láctea. Este com-puesto nos indica la distribución delas nubes moleculares a partir de lascuales se forman las estrellas.Créditos: CfA-Harvard.

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6 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) / IDEAL Una mirada al Cosmos

HH I STOR I AI S TOR I A DEDE LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA MMODERNAODERNA

LORD ROSSELord Rosse (Charles Parsons)dedicó gran parte de susobservaciones al estudio deenigmáticas nebulosas queparecían contener estrellas.Gracias a Leviatán, el teles-copio más grande de la épocacon 1,8 m, descubrió que algu-nas de ellas tenían forma espi-ral.

Dibujo de Messier 51 por Lord Rosse, com-

parado con una imagen moderna.

Créditos: SEDS

1800-1867EL EFECTO DOPPLERChristian Doppler establece quela frecuencia del sonido depen -de de la velocidad relativa entreel emisor y el receptor. Al igualque una sirena de policía nosllega con un tono más agudo alacercarse y un tono más graveal alejarse, la luz se torna decolor azul cuando la fuente seacerca y de color rojo cuando

se aleja. Esto permite a los astró-nomos determinar la velocidady la dirección del movimientode un objeto con respecto a laTierra.

1842

La imagen muestra cómo las ondas de

luz aumentan su frecuencia cuando la

fuente se acerca a nosotros y la reducen

si se aleja.

Créditos: Universidad de California.

Page 7: MIRADA AL COSMOS

Ya a mediados del sigloXIX, algunas de las nebu-losas observadas en el fir-

mamento por los astrónomos (yentonces aún no consideradascomo sistemas externos a nuestrapropia galaxia) fueron clasifica-das como espirales y elípticas. Aprincipios del siglo XX dichasnebulosas se identificaron comogalaxias y Hubble y Lundmark lasclasificaron en tres tipos funda-mentales: elípticas, espirales e irre-gulares, lo que resultó en el esque-ma básico que aún se utiliza hoydía (imagen superior). Las gala-xias espirales, como nuestra VíaLáctea, están formadas por unnúcleo, envuelto en una esfera cen-tral llamada bulbo, y un disco conbrazos espirales. Se ven en el cie-lo en una variedad de inclinacio-nes, con bulbos mayores o meno-res, y con diferentes tipos de bra-zos espirales (mejor o peortrazados, más o menos enrolla-dos); en ellas se aprecian otrascomponentes, como anillos obarras (estructuras aproximada-mente rectas que se extienden aambos lados del núcleo de la gala-xia). Las galaxias irregulares,por el contrario, no tienen núcle-os dominantes y tienen formasasimétricas; un claro ejemplo sonlas nubes de Magallanes, las dosgalaxias más próximas a la nues-tra, visibles a simple vista desdeel Hemisferio Sur (imagen dere-cha). Las galaxias elípticas, entres dimensiones, son sistemassemejantes, grosso modo, a unbalón de rugby. No presentan deta-lles estructurales, aparte de unnúcleo concentrado alrededor delcual se observa una nebulosidadcuyo brillo decrece suavementehacia el exterior. Las galaxias elíp-ticas constituyen la poblacióndominante de las partes centralesde los cúmulos de galaxias y, almenos algunas de ellas, podríanformarse por la fusión de dos omás galaxias espirales tras unacolisión violenta.

Efectos de las barrasEl esquema de clasificación deHubble presenta dos secuenciasparalelas, una para galaxias sin

barra y otra para galaxias barra-das. De hecho, los astrónomos handemostrado que la proporción degalaxias barradas es superior a lade galaxias no barradas. Esto hacede las barras una propiedad muyimportante en las galaxias espira-les. Las simulaciones numéricaspor ordenador han reconstruidosu evolución bajo la fuerza de lagravedad comprimiendo miles demillones de años en unos pocossegundos. Estas simulacionesmuestran que la aparición y evo-lución de la barra produce efec-tos fundamentales en la vida deuna galaxia espiral, ya que actúacomo un transportador de mate-rial desde las partes exteriores del

disco hacia el centro y engrosa elbulbo. Curiosamente, esto puedellevar a la autodestrucción de labarra y a un cambio en la clasifi-cación morfológica de la galaxia.Se cree que las barras podrían,además, producir la formación deestrellas de manera violenta en laspartes próximas al núcleo galác-tico, a partir del material acumu-lado por la barra en el centro dela galaxia; o incluso dar lugar a lallamada actividad nuclear, en laque las partes centrales de las gala-xias emiten una cantidad deenergía mucho mayor de la quese podría atribuir a procesos nor-males de las estrellas o el mate-rial interestelar.

Otras galaxiasExisten galaxias que nose ajustan al esquema deHubble, como las gala-xias perturbadas por lainteracción con otras(ver página 10). Perotambién quedan fuera de

la clasificación aquellas cuya apa-riencia no está conectada con lainteracción de forma evidente,como son las conocidas comogalaxias enanas por su tamaño físi -co (menos de la mitad de una gala-xia normal), junto con otras que,con tamaños similares a los degalaxias espirales, muestran lumi-nosidades muy inferiores (cono-cidas por ello como galaxias debajo brillo superficial). En la actua-lidad, los astrónomos no consi-deran las galaxias como sistemasinmutables en el tiempo, sino enpermanente cambio; en conse-cuencia, su lugar en la secuenciade Hubble cambiará a lo largo desus vidas.

GGALAXIASALAXIAS:: EVOLUCIÓNEVOLUCIÓN INTERNAINTERNA

Además de galaxias espirales, como la nuestra,existen otros tipos de galaxias que se clasificanpor su apariencia o morfología, y cuya estructuraresponde a procesos físicos diferentes.

Cuándo se formaron lasgalaxias que vemos? Las

imágenes de galaxias muy leja-nas muestran gran proporciónde galaxias con formas peculia-res, lo que indica que las espi-rales y elípticas se formaron másrecientemente. Los procesos deformación para unas y otrasestán aún por dilucidar.

¿

Cuál es el origen y la evo-lución de las galaxias de bajobrillo? ¿Cómo tiene lugar la for-mación estelar? ¿Son compara-bles las propiedades de las gala-xias irregulares actuales y lasde las más antiguas?

¿

Existe en las galaxias espi-rales una conexión entre la acti-vidad nuclear y la presencia deuna barra? Galaxias activas yno activas parecen tener pro-porciones similares de barras.Si bien la barra facilitaría eltransporte de material cerca delcentro, para alcanzar el núcleola clave parece estar en lasbarras nucleares o espirales cen-trales, con tamaños menoresque las barras normales.

¿

Se estudia la física de lasgalaxias enanas, utilizando datosde grandes telescopios, como elVLT, para determinar la cinemá-tica del gas y las estrellas.

Se trabaja en las conexio-nes de la actividad nuclear conla presencia de barras y la for-mación estelar violenta en elcaso de galaxias cercanas.

Se estudian las propieda-des de galaxias espirales aisla-das, como punto de referenciapara entender los mecanismosfísicos que ocurren en situacio-nes de interacción, más com-plejas.

lo que no sabemos... Izquierda: galaxia espiral barra-da junto a pequeña galaxiaelíptica. Créditos: Anglo Aus-tralian Observatory.

Arriba: la Nube de Magallanes,galaxia irregular. Créditos:ESO.

Versión expandida del diagrama deHubble que presenta los posibles pasosen la evolución de las galaxias barra-das. La formación de barras (naranja),su disolución(azul), canibalismo galácti-co (negro) y fusión de galaxias (verde).

Todas tienden a correr la poblacióngaláctica a tipos más «tempranos». Créditos: Sky & Telescope.

y en el IAA...

HH I S TOR I AI S TOR I A DEDE LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: E LEL SS IG LOIGLO XXXXEVOLUCIÓN ESTELAR

Ejnar Hertzsprung y Henry Russell esta-blecen, de forma independiente, la rela-ción empírica entre el color (temperatu-ra) y luminosidad (masa) de las estrellas,expresada en el digrama H-R. Más adelante (1920-40), Arthur Edding-ton y Subrahmayan Chandrasekhar fijanlos principios teóricos de la evolución este-lar que permite explicar la distribución deestrellas a lo largo del diagrama H-R.

1911 Diagrama H-R : la mayoría de estre-llas se ubican en la secuencia prin-cipal, extendiéndose desde el extre-

mo superior izquierdo hasta el infe-rior derecho con númeroscrecientes hacia el extremo rojo

pálido. Por encima de la secuenciaprincipal hay muchas gigantescomo Aldebarán y escasas super-

gigantes. Minúsculas enanas blan-cas se extienden a lo largo de labase.

NUEVA FÍSICAMax Planck y AlbertEinstein establecen elcuerpo teórico de la"Nueva Física". La teoríacuántica de Planck y larelatividad general deEinstein permiten abor-dar el estudio del micro-cosmo y macrocosmo.

1900-1916

Albert Einstein Max Planck

Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 7

EL ZOO DE LAS GALAXIAS

Page 8: MIRADA AL COSMOS
Page 9: MIRADA AL COSMOS

Se estudia la formación de galaxias enanas como residuo de coli-siones violentas, mediante el estudio del gas molecular.

Se estudia el gas atómico de grupos compactos de galaxias conel interferómetro VLA, gracias al que se ha descubierto una pobla-ción de grupos pobres en gas atómico.

Se utiliza la distribución de la luz de las galaxias de los cúmu-los para calcular la distancia que nos separa de ellos.

Se compara la formación de estrellas en los cúmulos de galaxiaspara comprender la influencia de la vida en comunidad sobre las gala-xias.

LA VIDA EN SOCIEDAD DE LAS GALAXIASLa mayor parte de las galaxias vive en comunidades,lo que provoca colisiones entre ellas que dan lugar aformas espectaculares. Los tres tipos principales deagrupaciones en que habitan son los pares, grupos ycúmulos de galaxias.

Apesar de que las galaxiasson sistemas cambiantes,la contemplación del cie-

lo nocturno nos produce la sen-sación de que los objetos celestesson inalterables. Ésto sólo es debi-do a la cortedad de nuestras vidascon respecto a los cientos de millo-nes de años que separan los foto-gramas de las películas galácti-cas. Además, estosfenómenos tienenlugar a distanciasincreíbles de noso-tros: viajando a lavelocidad de la luzemplearíamos200.000 años enllegar a las galaxiasmás cercanas anosotros, las Nubesde Magallanes,visibles como unamancha lechosa enel cielo del hemisferio sur; en 60millones de años llegaríamos al«cercano» cúmulo de Virgo, soloobservable con un instrumentoastronómico. Para los humanos,que rara vez llegamos a centena-rios, la distante danza de las gala-xias pasa desapercibida.

Cristales rotos enchoques galácticos

Los choques entre estrellas sonprácticamente inexistentes, debi-do a las grandes separaciones este-

lares. Por el contrario, la mayorparte de las galaxias vive encomunidades y a distancias cor-tas, en forma de pares, grupos ocúmulos, y sufre al menos unacolisión en sus vidas. En estos cho-ques se encuentran 1039 toneladas(¡un uno seguido de 39 ceros!) deestrellas y gas, a velocidades de¡700.000 kilómetros por hora! y

con tamaños de80.000 años luz.Las colisiones quesuceden en lascarreteras galácti-cas, como las denuestras autopistas,dejan huellas incon-fundibles. Las par-tes más débiles yexpuestas de unautomóvil, cristalesy parachoques, danpistas reveladoras

del accidente. En las galaxias espi-rales la componente más frágil esel gas de hidrógeno atómico, lige-ro y especialmente concentradoen las partes externas, aunque tam-bién las estrellas se ven afectadas.Por ello en la interacción de dosgalaxias espirales el gas atómicoes expulsado hacia el exterior yse producen estructuras general-mente alargadas, que semejan lar -gos colas o plumas, o constituyenun puente de materia entre lasgalaxias.

Viajando a lavelocidad de la luz

emplearíamos200.000 años en

llegar a las galaxiasmás cercanas a

nosotros, las Nubesde Magallanes

Se forman las galaxias elípticas a partir de lafusión de galaxias espirales en colisión? Eso

muestran las simulaciones, pero no existen pruebas.Desconocemos también si las galaxias elípticas sondiferentes en los cúmulos de galaxias y fuera de ellos.

Cómo se destruye el gas atómico en los gru-pos compactos? Los datos muestran una coin-

cidencia marginal entre grupos pobres en gas y laemisión de gas muy caliente. Es necesario dispo-ner de mejores medidas para confirmarlo.

¿

Proceden los cúmulos ricos de la unión decúmulos pobres o incluso grupos de galaxias?

Para responder a esta pregunta es necesario obser-var un gran número de cúmulos antiguos y portanto más distantes.

¿lo que no sabemos...

Pares de galaxiasCuando dos galaxias se cruzan pueden tener un solo encuentro o comenzar una seriede giros una en torno a la otra, arrancándose material que da lugar a colas y puentesde marea. El material eyectado puede volver de nuevo a las galaxias, dispersarse en elmedio intergaláctico o, según se ha encontrado recientemente, colapsar para formarpequeñas galaxias, llamadas enanas de marea, en las que coexisten estrellas proce-dentes de las galaxias que han colisionado y nuevas estrellas nacidas por la contrac-ción del gas acumulado.

Las nubes de gas,representadas en azul claro,

envuelven y unen la luzestelar de las seis galaxias

del grupo denominadoHickson 16.

Cúmulos de galaxias

Los cúmulos están formadospor cientos y hasta miles degalaxias: son los sistemas másgrandes unidos por la grave-dad que se conocen en el Uni-verso. Curiosamente la mayorparte de su materia luminosano está en las galaxias, sinoentre ellas, en forma de un gasa temperaturas de millones degrados atrapado por la fuerzagravitatoria del conjunto. Ensu mayor parte es materialresidual de su formación, enri-quecido por explosiones desupernova y por el materialmás exterior de las galaxias,barrido en su desplazamientopor el cúmulo.

Grupos de galaxiasLa Vía Láctea se encuentra en el Grupo Local, formado por unas treinta galaxias con una extensión de unos 10millones de años luz. Existen sin embargo grupos de densidades enormes, los grupos compactos de galaxias,que constituyen los sistemas aislados de galaxias más densos del Universo. En ellos se ha observado la formaciónde un complejo entramado de colas y puentes de gas atómico, como el que muestra la imagen.

El par de galaxias eninteracción Arp 105. Delas dos galaxias, queocupan la mitad inferior,emerge una estrecha ylarga cola que apuntahacia una posible galaxiaenana en formación.Créditos: P.A.Duc (CFHT)

El cúmulo de galaxias de Coma. Créditos: O. López-Cruz (INAOEP).

Percibe el fenómeno de formación de estrellasel entorno "social" en que tiene lugar?

Estudiando grupos y cúmulos ya formados se puedecomprender si estos procesos sienten la estructuraen que están transcurriendo.

Galaxias caníbales: las más grandes del Universo En el centro de los cúmulos de galaxias se encuentran las gala-xias más grandes del Universo. Han conseguido este récord gra-

cias a su apetito gravitatorio, que leshace atraer hacia sí las galaxias quepasan cerca de ellas. En esta ima-gen, el tamaño monstruoso de lagalaxia caníbal del cúmulo Abell 3827hace parecer enanas a una decenade galaxias cercanas, que en reali-dad tienen el mismo tamaño quenuestra Vía Láctea. En su interior sepueden apreciar algunas reciente-mente ingeridas.

¿

Créditos:M. J. West (St. Mary's U.).

HH I STOR I AI S TOR I A DEDE L AL A AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: E LE L SS IG LOIGLO XXXXRADIOASTRONOMÍAKarl Jansky, empleado delos laboratorios de la "BellTelephone", descubre unapersistente emisión enondas de radio provenien-te del centro de la Galaxia.Da lugar al nacimiento dela astronomía en radio, unanueva puerta al conoci-meinto del Universo.

1931LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSOEdwin Hubble descubre que nuestra galaxia noes la única en el Universo: hay infinidad deellas y, lo más importante, se alejan las unas delas otras, lo que sólo se explica si el propio Uni-verso se está expandiendo en todas direcciones.Esto implica que el Universo es dinámico, y queen un pasado teníaunas dimensionesmás pequeñas queel radio de unprotón.

1929HARLOW SHAPLEY

Shapley determina la dis-tancia a los cúmulos glo-bulares (agrupacionesestelares esféricas), mideel tamaño de la Vía Lác-tea y la distancia del Solal centro galáctico.

1918

Diagrama de la Vía Láctea,

con el Sol en uno de sus brazos.

Detectores de ondas de

radio.

Hubble en el telescopio de Monte

Palomar, desde donde realizaba

observaciones. (California Institu-

te of Technology)

10 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

GGALAXIASALAXIAS: E: EVOLUCIÓNVOLUCIÓN EXTERNAEXTERNA

y en el IAA...

¿

Page 10: MIRADA AL COSMOS

Qué es lo que provocaque en el núcleo de una gala-xia aparezca un cuásar?

¿

Cuál es la verdadera natu-raleza de los GRB?¿

Cómo se generan los cho-rros que surgen del núcleo dealgunas galaxias?

¿

Ciertamente el Universo noescatima en vatios: unaestrella como el Sol emite

en un solo segundo energía sufi-ciente como para cubrir la deman-da actual de energía eléctrica deEspaña durante 240 millones deaños. Pero, a pesar de lo especta-cular de esta cifra, la energía pro-ducida por el Sol resulta despre-ciable si la comparamos con laque producen otros procesos dealtas energías que ocurren en elUniverso. Cuando en Astrofísicase habla de altas energías, no nosreferimos a procesos relacionadoscon las reacciones termonuclea-res que ocurren en el interior delas estrellas que, aunque magní-ficas desde un punto de vistahumano, no pasan de procesoscorrientes si los consideramos des-de una perspectiva cósmica. Enel Universo existe otra suerte defenómenos muchísimo másenergéticos, y que están asocia-dos a dos de los objetos celestesmás llamativos descubiertos enlas últimas décadas: los cuásaresy las explosiones de rayos gam-ma. Un cuásar tiene una poten-cia equivalente a 25 billones desoles y es capaz de mantener esteritmo de producción de energíadurante millones de años. Un esta-llido de rayos gamma tiene unapotencia aún mayor, aunque porlo general no sobrepasa los variosminutos de duración.

CuásaresUn cuásar es el núcleo de unagalaxia lejana que se caracterizaporque el brillo de su zona cen-tral supera con diferencia al delresto de la galaxia; tanto que lasestrellas que la forman son difí-cilmente detectables, incluso contelescopios de gran tamaño, y sólose consigue ver la intensa radia-ción del núcleo, que al ser muycompacto presenta el aspecto deuna estrella. Los cuásares se des-cubrieron en 1963 y, durantevarios años, constituyeron un ver-dadero enigma: si se hallaban tanlejos, la fuente de energía que losrevelaba debía de ser algo desco-munal. Tan sólo la existencia degrandes cantidades de materiacayendo hacia un objeto muymasivo y compacto parecía expli-car la energía observada. Esa caí-da liberaría energía, de manerasimilar a la que se libera cuandoun vaso cae al suelo y salta enpedazos. Pero, ¿qué tipo de obje-to se encuentra en el núcleo de lasgalaxias? Los físicos habían con-siderado en los años treinta la posi-ble existencia de concentracionesde materia tales que su campo gra-

Chorros de partículas relativistas sur-giendo del núcleo de la galaxia NGC383. Esta imagen en radio estátomada con el VLA, un conjunto de27 radiotelescopios situados en elestado de Nuevo México (EE.UU.)que actúan de manera conjunta paraproducir imágenes de muy alta reso-lución angular (NRAO/AUI/NSF).

Se investiga la naturaleza yevolución de los chorros en cuá-sares mediante observacionesde radiointerferometría y simu-laciones numéricas.

Se estudia la conexión delos cuásares con la morfologíade las galaxias que los albergany con la presencia de otras gala-xias cercanas, con imágenes pro-fundas de gran detalle propor-cionadas por telescopios de grantamaño (VLT).

Con el fin de detectar entiempo real los GRBs en coordi-nación con satélites científicosde altas energías, investigado-res del IAA disponen de tiempoen distintos observatorios y saté-lites científicos. Con el mismofin han desarrollado el primerobservatorio robotizado del país.

Existe un agujero negroen el núcleo de todas las gala-xias?

¿

lo que no sabemos...

vitatorio fuese, hasta una ciertadistancia, lo suficientemente inten-so como para no dejar escapar nisiquiera la luz. Se les llamó agu-jeros negros, puesto que nuncapodrían observarse directamente,aunque sí los efectos en su entor-no. Precisamente, la observaciónde esos efectos ofreció certezaexperimental sobre la existenciaen el núcleo de algunas galaxiasde agujeros negros con masasequivalentes a la de varios millo-nes de soles. Los agujeros negrosatraen hacia sí el gas de la zonacentral de la galaxia que, en sucaída, forma un gigantesco remo-lino con velocidades de hasta diez

mil kilómetros por segundo y tem-peraturas de varios millones degrados y produce grandes canti-dades de energía. En algunos deestos cuásares se forman unos cho-rros que sirven de escapatoria parauna fracción del gas que cae haciael agujero negro. Los chorros pue-den alcanzar tamaños de variosmillones de años luz y están for-mados por partículas, fundamen-talmente electrones, que viajan avelocidades próximas a la de laluz.

Los más energéticosPero si de alta potencia hablamos,el record actual lo ostentan las

explosiones de rayos gamma(GRB, del inglés Gamma Ray-Burst). Estas explosiones, a modode destellos muy intensos y conduración de varios segundos, sevienen registrando por términomedio un par de veces al día. Des-de su descubrimiento de manerafortuita en 1969, su origen es unode los misterios aún no resueltosde la Astrofísica. El mayor incon-veniente en su estudio radica enque hasta hace muy poco no hasido posible localizar el origen dela explosión con la suficiente pre-cisión en el cielo como para iden-tificarla con algún objeto conoci-do. Pero hoy día ya sabemos queocurren en galaxias muy lejanas,prácticamente en los confines delUniverso. Se piensa que estasexplosiones están asociadas alcolapso de estrellas muy masivasen las últimas etapas de sus vidas,pero todavía quedan muchasincógnitas que resolver. Lo cier-to es que con una potencia equi-valente a la de unos 400 cuásares,constituyen hoy por hoy los even-tos conocidos más energéticos delUniverso.

GRB, ANTES Y DESPUÉS. El remanente ópti -co de la explosión de rayos gamma del 23 deenero de 1999 observado por el telescopio espa-cial Hubble a los 16 días de la explosión (izquier-da). Se trata del objeto puntual en el centro dela imagen. Un año después, el remanente deGRB 990123 ha desaparecido (derecha), y dejaentrever el complejo subyacente de dos o tresgalaxias interaccionando entre sí a 9.000 millo-nes de años-luz de nosotros. (HST GRB Colla-boration/NASA).

HH I STOR I AI S TOR I A DEDE LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: E LEL SS IG LOIGLO XXXXEL PRIMER CUÁSARSe descubre una importante emi-sión en radio asociada a una fuen-te de luz puntual: un cuásar (cua-si-estrella) . En 1963, Maarten Schmidt descu-brió, analizando los espectros, queestos objetos se encontraban a masde 14000 millones de años-luz dedistancia, y emitían ¡100 veces másenergía que toda la Vía Láctea!.

1960EL MAPA DE HIDRÓGENOVan der Hulst demuestra que el hidró-geno existente en el espacio debería emi-tir en un tipo de frecuencia muy carac-terística y concreta, situada en la parte deradio del espectro. Esta predicción, com-probada años después, dotó a los astró-nomos de una herramienta única paradetectar hidrógeno, el elemento más abun-dante y la materia prima del Universo.Permitió realizar un mapa de las nubes

de hidrógeno de nuestra galaxia, y des-cubrir su estructura espiral, su centro ysus movimientos. También se utiliza paraidentificar tales nubes en otras galaxiasy determinar su movimiento y veloci-dad, y cómo interactúan con otras gala-xias.

1944

Mapa de hidrógeno de la galaxia M-101, con una

escala del rojo al azul para reflejar la intensidad de

la emisión.Créditos: Telescopio Espacial Hubble.

Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 11

La galaxia Centauro-A vista con el satélite de rayos X Chandra. Se observa un chorro de partículas que emerge desde el núcleode la galaxia. Las fuentes puntuales de rayos X son, en su mayoría, estrellas binarias en las que una estrella de neutrones está"engullendo" el gas de la estrella compañera. Créditos: NASA/SAO/R. Kraft et al.

y en el IAA...

CUANDO LAS ESFERASTOCAN HEAVY METALLos antiguos griegos concebían el Uni-verso formado por una serie de esfe-ras concéntricas que giraban armonio-samente con la Tierra como centro, yen ese girar perpetuo producían unamúsica suave, sólo audible en condi-ciones espirituales muy especiales. Esta

idea dio lugar a la expresión «la músi-ca de las esferas». Hoy día conocemosalgo más del Universo, de la dinámicade los astros, de su «música». Y pare-ce que hay lugares en los que se tocarealmente fuerte, algo parecido alHeavy Metal.

AASTROFÍSICASTROFÍSICA DEDE ALTASALTAS ENERGÍASENERGÍAS::

Page 11: MIRADA AL COSMOS

El proceso de interpretaciónfísica de cualquier fenóme-no natural está siempre ame-

nazado por el riesgo de caer en uncírculo vicioso: para plasmar unconjunto de datos experimentalesen leyes físicas, capaces de pre-decir los resultados de nuevos pro-cesos, se precisa de un modelo(matemático) concreto, lo que con-diciona el alcance o significado detales datos. Y si esto es así paraexperimentos realizados en unlaboratorio convencional (terres-tre, digamos), qué cuidado nohabría que tener cuando los datosexperimentales conciernen al pro-pio Universo, el laboratorio es elEspacio-Tiempo y los instrumen-tos se rigen por leyes físicas quehan sido establecidas en su seno ycomprobadas a escalas relativa-mente insignificantes.Por Espacio-Tiempo entendemosla trayectoria del Universo a lo lar-go del tiempo, y es la evolucióndel Universo a partir de un instantedado lo que constituye el objetode estudio de la Cosmología. Enconcreto, cabe preguntarse por cier-tos parámetros característicos comoson la forma del Universo en uninstante determinado (como el ins-tante actual, un supuesto instanteinicial o un posible final), sutamaño, el tipo de materia de quese compone, densidad, etc. y, loque es muy importante, la regla demedida de distancias que ha deusarse. Quizá la geometría quetodos conocemos no sea la apro-piada para medir todos los casos,y he aquí un ejemplo: tenemos unasábana elástica en donde se hadepositado una bola: la superficiesigue siendo plana a grandes ras-gos, pero con una pequeña curva-tura local que exige otra regla demedida. Algo similar ocurre en elUniverso, cuya medida exige dostipos de reglas según la escala que,aunque diferentes, no son por elloincompatibles.

El modelo actualEl modelo que se usa en la actua-lidad para interpretar los datos cos-mológicos consiste esencialmen-te en un conjunto de simplifica-ciones impuestas a las ecuacionesde Einstein que describen la diná-mica de los campos gravitatorios.Estas suposiciones se justifican

por las observaciones sobre homo-geneidad a grandes rasgos en todaslas direcciones y desde todos lospuntos del espacio, y constituyenlo que se conoce como PrincipioCosmológico. A esto hay que aña-dir una modelización, a su vez,de la estructura de las leyes físi-cas a pequeñas escalas de distan-cia, o Física de Partículas Ele-mentales, que establece el tipo demateria que puede servir de fuen-te para la creación del campo gra-vitatorio en las ecuaciones de Eins-tein. Existen tres tipos de materia:la materia normal, constituyentede estrellas y polvo estelar, estoes, la luz y los componentes de losnúcleos atómicos; la materia oscu-ra, que no vemos pero cuya exis-tencia se encuentra asociada a lasondas gravitatorias y a los neutri-nos, partículas sin carga y con unamasa pequeñísima, pero que sonrelevantes por la gran cantidad queexiste; y la denominada materiaexótica, asociada a campos y fenó-menos físicos a los que sólo se lespuede atribuir sentido real dentrode un esquema más preciso y gene-ral que incorpora la Teoría Cuán-tica en los modelos de cosmología.Los efectos indirectos de estosobjetos exóticos se conocen moder-namente bajo el nombre, tambiénexótico, de quintaesencia.

Interrogantes futurosEl reto de la Cosmología actual esdeterminar la curvatura del Uni-verso a la luz de los datos experi-mentales sobre la distancia de los

objetos astronómicos más lejanos,medida experimentalmente a travésde las supernovas, sobre la distri-bución de densidades de masa ysobre la composición o tipo demateria. La curvatura espacialdetermina la evolución en el tiem-po y, por tanto, si el Universo sevuelve a cerrar (Big-Crunch) o no.Para responder a estos interro-gantes no se deben menospreciarlos riesgos de interpretación de losdatos experimentales, antes comen-tados, como consecuencia delempleo de un modelo específicode evolución del Universo y de lasinteracciones locales o no gravi-tatorias entre las partículas quecomponen la materia.

Es la energía oscura elingrediente dominante en elUniverso?

Cuál es la influencia delmodelo cosmológico utili-

zado en la interpretación demedidas Cosmológicas a granescala, como las de Boomerang?

¿

lo que no sabemos...

EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

CCOSMOLOGÍAOSMOLOGÍA::

Los últimos resultados obtenidos enel marco del proyecto Boomerang(siglas en inglés de Observacionesen Globo de la Radiación Milimétri-ca Extragaláctica y Geofísica), queestudia la distribución de pequeñasvariaciones de intensidad en el fon-do cósmico de microondas (ver frisoinferior), concluyen que el Universoes plano, es decir, que respeta lageometría euclidiana a gran escala.Se trata de la misma geometría queaprendemos en la escuela, en la quela línea más corta entre dos puntoses la recta, los ángulos de un trián-gulo siempre suman 180 grados ylas líneas paralelas nunca se sepa-ran ni se cortan. No ocurriría lo mis-mo en una superficie curva, que con-templa dos posibilidades: la curva-tura positiva, representada por unaesfera, en la que los ángulos de untriángulo suman siempre más de 180grados, y la curvatura negativa, simi-

lar a la forma de una silla de montar,en la que la suma siempre es infe-rior a 18o; en ambos casos la sumadependerá del tamaño del triángulo. Hemos de recalcar que las curvatu-ras de las que hablamos en estosexperimentos cosmológicos hacenmención a la estructura a gran esca-la del Espacio-Tiempo o del Univer-so, como si la materia estuviese uni-formemente distribuida, y que nadatiene que ver con las curvaturas loca-les generadas como consecuenciade la presencia de cuerpos celestesmasivos, y que pueden llegar a serextremadamente grandes. Dichascurvaturas locales dan lugar a ver-daderas distorsiones del Espacio-Tiempo que se ponen de manifiestoincluso ópticamente por la aberra-ción de las imágenes de estrellas quellegan hasta nosotros después deatravesar campos gravitatorios inten-sos.

¿Se estudia la influencia delos fenómenos cuánticosmacroscópicos sobre las ecua-ciones clásicas de la Cosmo-logía: Quintaesencia.

Se profundiza en la teoríacuántica de la gravitación y uni-ficación con el resto de las inte-racciones. Implicaciones en elModelo Estándar.

Se analiza la distribución demateria a gran escala. Evolucióncósmica.

y en el IAA...

Qué es realmente la gra-vedad cuántica y qué sería lacosmología cuántica?

¿

TRES POSIBLES HISTORIAS DEL UNIVERSO. La evolución del Universo puede esquematizarse en tres tipos de Espacio-Tiempo, dependiendo de la cantidad y tipo de materia que contiene. Según las leyes de la física, si el Universo contu-viera mucha materia, su fuerza gravitatoria frenaría la expansión y provocaría un colapso final (fig.1); si contuviera muypoca se expandiría para siempre de modo acelerado (fig.3). Existe, no obstante, una densidad crítica, que se sitúa enla línea divisoria entre las dos y predice la expansión indefinida a velocidad constante; en este caso, el Universo es pla-no, es decir, tiene curvatura nula (fig. 2).

HH I STOR I AI S TOR I A DEDE LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: E LEL SS IG LOIGLO XXXX

Arno Penzias y Robert Wilson,ingenieros de la Bell Telephone,descubren por casualidad unaradiación de microondas, de muybaja temperatura, que inunda elUniverso por igual y en todasdirecciones. Se trata de la radia-ción cósmica de fondo, un vesti-gio de los primeros instantes devida del Universo, que aporta

información sobre cómo eranuestro Universo cuando nacióy sobre cómo se formaron lasgalaxias que hoy lo pueblan.Fue el espaldarazo definitivo almodelo del Big-Bang, y recibie-ron por su descubrimiento el pre-mio Nobel en 1978.

Fondo cósmico de microondas.

Créditos: IAC

ASTROFÍSICA ESPACIALSe inicia la Astrofísica espacial con ellanzamiento de la sonda Mariner 2 ylas primeras imágenes de Venus fue-ra de la atmósfera terrestre. La pos-terior puesta en órbita de telescopioscon detectores en longitudes de ondamuy cortas da lugar al nacimiento dela Astrofísica de Altas Energías.

1962

Mariner 2

1964 FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS

LAS IMÁGENES DEL BOOMERANG DETERMINAN LA GEOMETRÍA DEL UNIVERSO.Las simulaciones cosmológicas predecían que, si la geometría era plana, las imágenesdel Boomerang debían estar constituidas por puntos fríos y calientes distribuidos comoen la imagen superior, ya que una geometría curva hubiera desviado los rayos de luz ydistorsionado las imágenes. La comparación con la imagen del Boomerang indica queel Universo es casi totalmente plano.

EL FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS Y LA GEOMETRÍA DEL UNIVERSO

BIG BANG

Este Universo creceráindefinidamente desde el Big-Bang de modo acelerado.

Este Universo crecerá con eltiempo a velocidad constante.

BIG CRUNCH

1. Espacio-Tiempo cerrado: Universo

con curvatura positiva.

3. Espacio-Tiempo abierto:

Universo con curvatura negativa.2. Espacio-Tiempo abierto:

Universo con curvatura nula.

Créditos: M. Begelman y M. Rees.

Los resultados de los últimos experimentos sobre la radiación defondo de microondas parecen indicar que el Universo a gran escalatiene estructura plana, es decir, para triángulos suficientementegrandes el teorema de Pitágoras es válido. En este caso, el

Universo se encuentra en expansión lineal. Esto no contradice laexistencia de fuertes distorsiones locales alrededor de los cuerposcelestes masivos. Y todo ello en perfecto acuerdo con la teoríade A. Einstein.

12 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

Page 12: MIRADA AL COSMOS

SgrA*, EL CENTRO GALÁCTICOObservación de una estrella orbitando el agujero negrosupermasivo (SgrA*) en elcentro de nuestra galaxia auna distancia de tan solo 17horas-luz con una velocidadsuperior a los 5000 km/s. Superíodo orbital es de 15 años.Modelos teóricos estiman lamasa de SgrA* en 2.6 millo-nes de masas solares.

La instrumentación en Astro-nomía centra su desarrolloen cuatro aspectos funda-

mentales: sensibilidad, resoluciónespacial, rango espectral y reso-lución espectral. De este modo, elmejor instrumento es aquel capazde captar una mayor porción dela luz proveniente de los objetoscelestes en menos tiempo, de sepa-rar mejor la localización de estaluz, de observar los astros en cual-quier longitud de onda y de dis-tinguir la luz emitida en dos lon-gitudes de onda muy próximas.La atmósfera terrestre limita elrango de longitudes de onda obser-vable desde tierra a la luz visible,absorbe una parte importante dela intensidad luminosa y difumi-na la luz de los astros, lo que con-lleva una disminución de la sen-sibilidad. Pero sobre todo, laatmósfera degrada la nitidez de laimagen. La turbulencia atmosfé-rica genera pequeñas lentes quese forman y deshacen en un cor-to período de tiempo y disminu-yen la resolución espacial de nues-tras observaciones. Los astróno-mos han abordado la solución deestos problemas desde tres ángu-los diferentes: la astrofísica espa-cial, la óptica adaptativa y la inter-ferometría.

Astrofísica espacialLa solución directa: ponemos losinstrumentos por encima de laatmósfera y evitamos sus proble-mas. Esta solución ha permitidoponer en órbita detectores en cual-quier longitud de onda y aumen-tar la sensibilidad y calidad deimagen, pero está constreñida porsu alto coste y por el tamaño delcolector. Satélites como IUE (enultravioleta), el telescopio espa-cial Hubble (en visible e infra-rrojo), Chandra o XMM (en rayosX) nos han proporcionado unavisión del Universo inexploradahasta hace 20 años. La misionesespaciales Mariner, Voyager,Viking y, recientemente, Cassini-Huygens, están cambiando conti-nuamente nuestra visión del Sis-tema Solar y esperamos propor-cionen las claves de su formación.

Óptica adaptativaSe trata de la solución óptima paraaumentar la calidad de imagendesde tierra. Utilizando una estre-lla vecina (a veces artificial) comopatrón, se miden las deformacio-nes producidas por la atmósfera,se modifica la estructura superfi-cial del espejo del telescopio y secorrigen las deformaciones. Elprincipal inconveniente de esta

técnica estriba en que sólo puedeaplicarse a un área del cielopequeña, muy lejos del campo devisión que alcanzan los telesco-pios actuales. Los grandes colec-tores (diámetros de 8-10 metros)como Keck, Gemini, VLT y elfuturo GTC (telescopio españolde 10 m) disponen de esta tec-nología, que ya ha producido imá-genes impactantes.

InterferometríaLa interferometría permite mejo-rar la resolución espacial de for-ma considerable. La enorme dis-tancia que nos separa de los obje-tos celestes provoca que veamosconfundidos en el cielo objetosque en realidad se hallan separa-dos. El diámetro del aparato querecoge la radiación determinarásu capacidad a la hora de separarlos objetos, aunque aumentar eltamaño de los telescopios pareceno ser la opción adecuada. Losradioastrónomos nos dieron la res-puesta hace ya cuarenta años:

construyeron una red de telesco-pios cuyo diámetro equivalentefuera igual a la distancia entre lostelescopios individuales. Cadatelescopio debía recibir el mismoplano de luz en el mismo instan-te y, dado que los telescopios sesitúan en distinto lugar geográfi-co, era imposible. La solución con-siste en jugar con los relojes has-ta obtener el mismo frente deondas emitido por el objeto en uninstante dado. Esta técnica fuediseñada para las longitudes deonda en radio (sirvan de ejemplolos instrumentos VLA, EVN,VLBA y ALMA, este último enfase de construcción), aunque suaplicación al rango visible ya hadado sus primeros frutos con lostelescopios del VLT del Obser-vatorio Europeo del Sur (Chile).También se encuentra en procesode diseño un interferómetro infra-rrojo espacial (DARWIN) lidera-do por la ESA, que se espera nosdé las primeras imágenes de unplaneta extrasolar hacia el 2020.

IINSTRUMENTACIÓNNSTRUMENTACIÓN::

En Astrofísica, el instrumento idealestá limitado por los tres componen-tes que atraviesa la luz antes de con-vertirse en información astronómica:la atmósfera, el telescopio y el

detector. De ellos, el único que nopodemos modificar a nuestro antojoes la atmósfera terrestre aunque,quizás, podamos obviar o atemperarsus efectos.

HH ISTOR IAI STOR IA DEDE LALA AA STRONOM ÍASTRONOM ÍA :: E LEL SS IG LOIGLO XXXX E LE L SS IG LOIGLO XX IXX IPRIMER PLANETA EXTRASOLAR

Michel Mayor y Didier Queloz(Observatorio de Ginebra) anuncianel descubrimiento de un planetaextrasolar que gira alrededor de laestrella 51 Pegasi. Aunque ya se haencontrado un centenar de plane-tas extrasolares, aún no se disponede ningunaimagen de estetipo de objetos.

Interpretación artística del

planeta de 51 Pegasi.

Créditos: Lynette Cook.

1995EL PRIMER PÚLSARJocelyn Bell-Burnell y AnthonyHewish descubren el primer radio-púlsar. Se trata de una estrella de neu-trones en rotación, cuya existenciahabía predicho la teoría de evoluciónestelar. Antes de alcanzar su totalcomprensión, este fenómeno fuedenominado "hombrecito verde", sugi-riendo que pudiera tratarse de una señal radio de otra civi-lización. Sólo Hewish fue honrado con el premio Nobel en1978 por este descubrimiento.

1967

Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 13

Arriba : imagen de las cuatro cúpu-las que albergan el primer interferó-metro de gran diámetro en luz visi-ble e infrarroja. El VLT (en español,Telescopio Muy Grande) está situa-do en Cerro Paranal (Chile) y es unproyecto del Observatorio Europeodel Sur. (ESO).

Izquierda: estas dos imágenesmuestran el principio de la ópticaadaptativa, en la imagen superior elfrente de onda es deformado a supaso por la atmósfera. En la imageninferior vemos cómo perturbacionesinducidas en el espejo del telesco-pio pueden corregir estas deforma-ciones.Créditos: (ESO).

El centro galáctico.(VLA)

TECNOLOGÍA FUERA DE ESTE MUNDO

La Astrofísica precisa de instrumen-tos, tanto para observatorios terres-tres como espaciales, para progresarcon nuevos descubrimientos. La Uni-dad de Desarrollo Instrumental y Tec-nológico, UDIT, se encarga de procu-rar esta instrumentación: tomandocomo base los avances tecnológicosmás novedosos, diseña y construyeinstrumentos que satisfagan las difí-ciles especificaciones impuestas porla óptica, la mecánica y la electrónica.Dicha Unidad estuvo centrada, en suscomienzos, en la puesta en marchadel recién creado Observatorio de Sie-rra Nevada (OSN), tanto en la dota-ción de la instrumentación científicaadecuada como en la construcción defotómetros multiespectrales para elestudio de la atmósfera terrestre des-de cohetes de sondeo. En una etapamás reciente se renovó toda la ins-trumentación del OSN, lo que incluyóel diseño electrónico y electro-mecá-nico de los nuevos telescopios, laconstrucción de dos consolas para sucontrol automático y de un espectró-grafo multi-objetos (ALBIREO). También comenzaron nuevas colabo-raciones internacionales para diseñarinstrumentación espacial, como lasrealizadas en las misiones Mars-94 yCassini-Huygens.Gracias a estas cooperaciones, estaUnidad fue reconocida entre los Insti-tutos de Investigación y empezó acolaborar en nuevas misiones de laAgencia Europea del Espacio, ESA,como Mars-Express o Rosetta, queserán lanzadas al espacio en enerode 2003. En la primera se diseñó laUnidad Central de Proceso de Datosde un Espectrómetro de Fourier y enla segunda se ha construido parte dedos instrumentos: OSIRIS, compues-to por dos cámaras de alta resolución

que tomarán imágenes del núcleo delcometa Wirtanen, y donde el IAA par-ticipa con la tarjeta controladora demecanismos; y GIADA, analizador yacumulador de impactos de grano yde polvo que estudiará la evolución deflujo del polvo de los cometas y laspropiedades dinámicas del grano. Seha planteado como un instrumentomulti-sensor y el Instituto contribuyecon la electrónica de control del ins-trumento.Para mejorar las observaciones terres-tres desde el OSN se está finalizandoun radiómetro infrarrojo que permitiráanalizar la idoneidad del cielo de Sie-rra Nevada para trabajar en este ran-go del espectro y cuyo objetivo finalserá la instalación de una cámara infra-rroja en el OSN.También se ha proyectado un labora-torio de scattering donde, midiendo lamatriz de dispersión de la luz para dis-tintas muestras minerales, se reali -zarán importantes estudios que apor-ten nueva información sobre atmós -feras de planetas, cometas, materiainterplanetaria y polvo interestelar.El estudio del origen, evolución y des-tino final del campo magnético solarha implicado al IAA en un proyectomuy ambicioso, el diseño del mag-netógrafo ImaX (Imaging Magneto-graph eXperiment) que albergará laplataforma SUNRISE, un globo estra-tosférico con lanzamiento en la Antár-tida en el verano austral del 2007. LaUDIT interviene con el diseño de laelectrónica de control.Por último, el IAA forma parte del equi-po que estudia la viabilidad de lamisión espacial Eddington, destinadaa la búsqueda de exoplanetas y alestudio de las pulsaciones en estre-llas para determinar su estructura inter-na.

Y EN EL IAA... ACTIVIDADES DE LA UNIDAD DEDESARROLLO INSTRUMENTAL Y TECNOLÓGICO (UDIT)

2002

Page 13: MIRADA AL COSMOS

EL IAAINSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA

1975: se crea, por acuerdo dela Junta de Gobierno del CSIC, el IAA,con dos líneas básicas de investiga-ción: Aeronomía y Física Estelar. Sufundador, José María Quintana, esnombrado director. El Convenio sus -crito entre la Universidad de Granaday el CSIC permite el uso de las insta-laciones de observación del Observa-torio de Mojón del Trigo.

1978: traslado del Instituto des-de los locales del Palacio de La Madra-za a las nuevas instalaciones dentrode la Estación Experimental del Zaidín.

1980: finaliza la construcción delnuevo Observatorio de la Loma deDílar en Sierra Nevada (OSN) y se ins-talan dos telescopios (Cassegrain de60 cm y Nashmyth de 75 cm) propie-dad del Observatoire de Nice y delRoyal Greenwich Observatory res-pectivamente.

1981: lanzamiento, desde labase del Arenosillo, del primer cohe-te de sondeo atmosférico.

1983: creación del Grupo deExtragaláctico (hoy Departamento deAstronomía Extragaláctica).

1985: comienza en el IAA la acti-vidad en Radioastronomía.

1986: inauguración de la sedeactual del IAA. Se inicia un procesopara dotar al Instituto de telescopiosmás potentes.

1988: Jose María Quintana esrelevado en la Dirección por MarianoMoles.

1989: mediante un Conveniocon el Instituto Geográfico Nacional,el IAA se responsabiliza de la opera-ción del telescopio español de 1,5metros del Centro Astronómico His-pano Alemán de Calar Alto.

1990: Rafael Rodrigo asume laDirección del IAA.

1991: Creación de la UnidadEstructural de Investigación de Radio-astronomía (hoy Departamento deRadioastronomía y Estructura Galác -tica). El Ayuntamiento de Granadaotorga el permiso para la construcciónde una nave-taller en unos terrenoscolindantes al IAA.

1993: inauguración de dos teles-copios - de 90 y 150 cm- del OSN, fru-to del convenio con la Nanjing Astro-nomical Instrument Factory (NAIF) dela República Popular China.

1994: construcción del edificioque albergará la Unidad de Desarro-llo Instrumental y Tecnológico y loscorrespondientes laboratorios deElectrónica, Óptica y Mecánica.

1995: el IAA dona al Parque delas Ciencias el antiguo telescopio de75 cm, que se mantiene operativo parala divulgación de la Astronomía através de visitas y observaciones.

1996: lanzamiento del instru-mento PFS (Espectrómetro Planeta-rio Fourier) a bordo de la nave espa-cial Mars 96. España, a través del IAA,participa por primera vez en una misióninterplanetaria.

1997: convenio de cooperacióncon el NOT (Nordic Optical Telesco-pe, situado en el Observatorio de LaPalma) y la Universidad de Copenha-gue para la instalación en el NOT delespectrógrafo ALFOSC, propiedad delIAA. Lanzamiento de la misión espa-cial Cassini-Huygens (NASA-ESA) des-de Cabo Cañaveral hacia Saturno ysu mayor satélite, Titán. El IAA parti-cipa en un instrumento que llegará aTitán en el 2004.

1998 : comienza la instalaciónen el OSN del espectrógrafo Albireo,fruto de la colaboración entre el IAA yel Observatorio de París-Meudon.

1999: se inicia la participacióndel IAA en la misión COROT, del Cen-tre Nationale d´Etudes Spatiales (Fran-cia), para astrosismología y búsque-da de planetas extrasolares.

2000 : nace la revista del IAA"IAA: Información y Actualidad Astronó-mica".

2001: la NASA lanza la misiónTIMED, la primera dentro de su pro-grama espacial "Conexión Tierra-Sol".Dentro de la misión va el radiómetrode banda ancha SABER, en el queparticipa el Departamento de SistemaSolar del IAA. Se finaliza la entrega a la ESA de losmodelos de vuelo de los instrumentosOSIRIS y GIADA, de la misiónROSETTA, para la exploración decuerpos menores del Sistema Solar.

2002 : la Agencia Europea delEspacio (ESA) lanza la misión ENVI-SAT, el primer gran satélite europeode observación de los recursos terres-tres. Dentro de esta misión opera elinterferómetro de gran resoluciónespectral MIPAS, en el que partici -pa el IAA, que también forma partedel Comité Científico Asesor.

Durante los últimos años, el IAA ha incorpora-do como una de sus activida-des prioritarias la divulgaciónde las investigaciones cientí-ficas que se realizan en nues-tro centro, tanto a nuestroscolegas científicos como a lasociedad. Con esta intenciónse ha desarrollado una serie deactividades encaminadas asatisfacer la curiosidad de nues-tros conciudadanos sobre elUniverso, entre las que pode-mos destacar la organizaciónde conferencias instituciona-les tanto en la sede del insti-tuto como fuera de ella, la visi-ta de colegios y grupos a lasede del instituto y al Obser-vatorio de Sierra Nevada, lascolaboraciones con IDEAL,con la revista de divulgaciónen Astronomía «Tribuna deAstronomía y Universo» y con

el «Parque de las Ciencias» de Granada. Estasacciones se relanzaron duran-te el año 2000, año en el queel IAA celebró su vigésimoquinto aniversario. En ese añose lanzó la revista “IAA, Infor-mación y Actualidad Astronó-mica”, que acaba de publicarsu octavo número y que, conuna periodicidad cuatrimes-tral, nació con la vocación deinteresar e informar al públi-co sobre todas las disciplinasde la Astrofísica.Invitamos a los lectores a quelean nuestra revista (http://www.iaa.csic.es/revista.html)y asistan a las charlas divulga-tivas mensuales que se impar-ten en el IAA y que se anun-cian regularmente en las pági-nas de IDEAL y en lapágina web del Instituto(http://www.iaa.csic.es).

HISTORIA DEL INSTITUTO

El IAA,Instituto perteneciente al Consejo Supe-rior de Investigaciones Científicas (CSIC), haestablecido como objetivo científico genérico

contribuir al aumento del bagaje de conocimientossobre nuestro Universo: desde lo más inmediato,nuestro Sistema Solar,hasta una escala globaldel Universo en su con-junto. Dada la naturale-za del objeto de estudio,esta meta debe abor-darse desde un punto devista multidisciplinar,con el concurso deteoría, observación ytecnología. Aunque elIAA es un centro degeneración de cienciabásica, tiene en cuentael papel que la Astrofí-sica juega como usua-rio y generador de nue-vas tecnologías. Paraconseguir nuestro obje-tivo global se llevan acabo diferentes progra-mas científicos, queabarcan cuatro grandesáreas de la Astrofísica:Sistema Solar; Forma-ción, estructura y evolución estelar; Estructura y evo-lución de las galaxias; y Cosmología.

El Observatorio de Sierra NevadaLa historia del IAA habla claramente de la voca-ción observacional del centro, manifiesta en la ins-

talación de los telescopios del Observatorio de Sie-rra Nevada (OSN). La atmósfera cerca de las cum-bres de Sierra Nevada goza de unas característicasextraordinarias para la Astronomía. La pureza y esta-bilidad de los cielos permiten obtener medidas fotomé-

tricas de una calidad excep-cional y de una altísimaresolución. Por otro lado,el contenido de vapor deagua atmosférico en SierraNevada es tan bajo quepermite el paso de granparte de las radiacionesinfrarrojas y milimétricasque normalmente quedanatrapadas en la atmósfera.Si a eso unimos la grancantidad de noches despe-jadas, queda claro que elenclave de Sierra Nevadapresenta condicionesexcepcionales para laobservación astronómica.El Observatorio, pertene-ciente al Instituto deAstrofísica de Andalucía,cuenta con un telescopiode 1.5 metros de diámetro,otro de 0.9 y otros de diá-metro inferior, que repre-

sentan el mayor complejo de observación astronó-mica enteramente español y constituyen la instala-ción permanente más alta de Europa. En el OSN sellevan a cabo investigaciones lideradas por científi-cos del IAA y por científicos de otras institucionesnacionales e internacionales.

LA DIVULGACIÓN DE LA CIENCIA EN EL IAA

Último número de la revista, disponible en Inter-

net en http://www.iaa.csic.es/revista.html

Izquierda: sede del IAA.

Abajo: Cúpula de uno delos telescopios del Obser-vatorio de Sierra Nevada.

14 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

Vista Panorámica del Obsevatorio de Sierra Nevada (OSN).

Año Luz: distancia que recorre la luz en un año. Tiene un valor de9,45 billones de Km. (9.450.000.000.000 Km.).Elementos químicos pesados : se denomina elementos pesados ometales a todos los elementos químicos, salvo hidrógeno y helio.Constituyen una fracción mínima de la composición del Universo,frente al 80% de hidrógeno y el 20% de helio. Se originan a partir deprocesos de fusión en el interior de las estrellas. Su presencia y abun-dancia es un indicador de la edad de éstas y del medio interestelar.Excentricidad de una órbita : Es un número, entre 0 y 1, que indi-ca la forma de la órbita, cuanto más "alargada" es la elipse que dibu-

ja mayor es su excentricidad. El valor nulo corresponde a una órbitacircular.Velocidad de la luz: según uno de los postulados de la teoría de larelatividad especial de Einstein, nada puede superar la velocidad dela luz en el vacío. Ésta es de 299.792 Km/s.Espectro electromagnético: llamamos espectro electromagnéticode un objeto a la representación de la intensidad de la radiación queemite, en función de su longitud de onda.Las condiciones físicas delobjeto implican que emita ondas electromagnéticas de distinta inten-sidad en cada longitud de onda; por ello, la observación en un deter-

minado rango del espectro (radio, visible, etc.) determina la naturale-za del fenómeno físico estudiado y el tipo de detector empleado.Radiación: la energía emitida por los objetos celestes llega a noso-tros tras recorrer, a la velocidad de la luz, enormes distancias en elvacío. La manera en que se transmite es lo que denominamos radia-ción electromagnética, y tiene la misma naturaleza, por ejemplo, quela que inunda una habitación iluminada por una bombilla. Consiste enun infinito conjunto de ondas electromagnéticas, que agrupamos demenor a mayor longitud de onda en: rayos gamma, rayos X, ultravio-leta, luz visible, infrarrojo, microondas y ondas de radio.

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MIL Y UN AÑOS DE ASTRONOMÍA EN GRANADA

Durante la dominación ára-be vivieron muchos astró-nomos granadinos o liga-

dos a Granada dignos de mención:entre ellos Uach-Nafih, nacido en1096, célebre matemático, oBenalbana el Granati, de origengranadino y nacido en Marruecos,que publicó obras matemáticashasta hace poco estudiadas en Fez.En Baza nació Alcalsadi, viajeroinveterado que destacó en aritmé-tica y acabó sus días en Túnez. Denotable capacidad creativa y crí-tica, Benasamh el Muhandis (sigloX) se dedicó a la investigación yenseñanza. Escribió dos obrassobre el astrolabio, un comenta-rio sobre Euclides, obras de geo-metría y, sorprendentemente parala época, se dedicó también a lahistoria de la Física. Un caso curioso es el del astró-nomo granadino Benlhachach,que llegó a ser cadí en Almería.Otros, como el lojeño Beneljatib,también se involucraron en polí-tica, aunque éste tuvo un fin mástrágico: se le encontró estrangu-lado en una prisión. Algunos astrónomos se dedicarona trabajos más pragmáticos: Benel-catib (siglo XII-XIII) fue el arqui-tecto de la Sala del Tribunal y deun puente sobre el río Genil. Final-mente, el astrónomo granadinoSukur, que trabajó en Siria, posi-blemente participó en lo que seconsidera como las primeras obser-vaciones coordinadas, fruto de unacolaboración entre el Observato-rio de Toledo y el de Maraga, enMongolia.Entre los constructores de instru-mentos astronómicos destacan losIbn Baso, padre e hijo, cuyos tra-bajos destacaron por su calidadimpecable (foto 1). El padre, astró-nomo responsable del horario de

las plegarias en la mezquita gra-nadina, introdujo una innovaciónen el astrolabio que posibilitaba"su utilización en todos los hori-zontes". También merece menciónIbn al-Raqqam, autor de unastablas astronómicas y de un trata-do de Gnomónica (foto 2).Ibn Tufayl, nacido en Guadix enel siglo XII, es probablemente elcientífico granadino que más hainfluido en el pensamiento deOccidente. Pionero de la revolu-

ción anti-ptolomeica enraizada enlas enseñanzas de Aristóteles,negaba los epiciclos y excéntricaspor su imposibilidad física, deta-lle de suma importancia dado quelos modelos vigentes en aquellaépoca se basaban en la geometría.Su importancia se puede medirtambién a través de su influenciasobre su protegido, Averroes, osu otro discípulo, Alpetragio, quienescribe: "Ibn Tufayl había encon-trado una teoría nueva sobre el

movimiento de los planetas.Deducía sus movimientos median-te principios distintos a los de Pto-lomeo y rechazaba las excéntricasy epiciclos. Con este sistema, todoslos movimientos celestes podíanser verificados. Había prometidoescribir sobre el asunto". Esta obra,si ha existido, todavía no ha sidorecuperada. La influencia de esteastrónomo incluso ha llegado a laliteratura europea: tanto el «Robin-son Crusoe» de D. Dafoe como

el «Emilio» de J. J. Rousseau pare-cen tener claros tintes de la obrade Ibn Tufayl, «El Filósofo Auto-didacta», que narra la evolucióncientífica, filosófica y mística deun niño que crece solitario en unaisla.

Pérdida y recuperaciónAunque bajo el influjo de las nave-gaciones el interés por la investi-gación astronómica perduró entrelos siglos XVI y XVII, la expul-sión de los árabes y judíos rom-pió la tradición de estudios enAstronomía y creó un vacío oca-sionado por las dificultades socio-económicas, las guerras internasy el desprecio de las autoridadespor las ciencias en general. Tras una ardua recuperación y lossiglos de licencia mencionados alprincipio, la Astronomía renaceen Granada: en 1902 se funda elObservatorio de la Cartuja, quepermanece activo hasta el año1971. En 1975, un grupo de inves-tigadores funda el Instituto deAstrofísica de Andalucía, del Con-sejo Superior de InvestigacionesCientíficas que opera el Observa-torio de Sierra Nevada y tiene susede provisional en la Madrasa.Algunos años después, la Facul-tad de Ciencias de la Universidadde Granada comienza sus activi-dades en Astrofísica y el centrohispano-franco-alemán IRAM(Instituto de RadioastronomíaMilimétrica) empieza la opera-ción del Radiotelescopio de PicoVeleta en el año 1979. Todos estoscentros realizan investigacionesde alto nivel en los diversos ámbi-tos de la Astrofísica y, aún hoydía, representan un vínculo deunión con aquella Astronomía ára-be y con la misma historia de laciudad.

Arriba eizquierda: cara ydorso delastrolabioconstruido en1265 por IbnBaso.Créditos: RealAcademia de laHistoria, Madrid.

Busquemos algo que destaque en relación albinomio Granada-Astronomía a lo largo de lahistoria. La astronomía granadina, aunquerelevante, no fue tan fulgurante como la tole-dana o la cordobesa; tiene, sin embargo, la par-ticularidad de la continuidad. Una continuidad

peculiar y con licencias de siglos, pero que vemoshoy reflejada en la existencia de tres centrosde Astrofísica en Granada (el Instituto de Astrofí-sica de Andalucía, el Instituto de Radioastro-nomía Milimétrica y la actividad docente den-tro de la Facultad de Ciencias de la Universi-

dad de Granada) que convierten a la ciudad enla única del antiguo Al-Andalus que mantienela tradición en estudios de Astronomía. Perovayamos atrás, muy atrás en el tiempo paraintentar juntar las piezas, y no sólo a Granada,sino también a Baza, Guadix y Loja.

Una mirada al Cosmos Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) 15

Arriba yderecha: cara y

dorso delastrolabio

construido poral-Raqqam

(Guadix).Créditos: Real

Academia de laHistoria, Madrid.

Longitud de onda: distancia entre dos crestas sucesivas de una onda.Cuanto mas pequeña es, mayor energía comunica la onda. En la radia-ción electromagnética, las longitudes de onda de la radiación gamma sonlas más pequeñas y las de la radiación radio las más grandes.Cámara CCD: CCD son las siglas en inglés de Dispositivos de CargaAcoplada (Charge-Coupled Device). Estos detectores, que han revolu-cionado el mundo de la astrofísica observacional, consisten en un dispo-sitivo altamente sensible a la luz, capaz de registrar electrónicamente suintensidad y punto de llegada. Permiten obtener imágenes digitales quepueden posteriormente tratarse con programas informáticos.Planetas Extrasolares: planetas situados fuera del Sistema Solar. Aun-que aún no existen imágenes directas de un planeta extrasolar, las téc-nicas actuales han permitido detectar por métodos indirectos más de uncentenar de planetas de distintos tamaños y masas orbitando en tornoestrellas que no son nuestro Sol.Unidad Astronómica (UA): es la distancia media entre la Tierra y el Sol.Una UA corresponde a unos 150 millones de Km. y a 0.000015 años luz.Es la unidad de distancia utilizada en el estudio del Sistema Solar.Reacciones Termonucleares: una reacción termonuclear consiste enla fusión de varios núcleos de elementos ligeros para formar otros más

pesados. Este tipo de reacciones, que necesitan de una temperatura devarios millones de grados, desprenden una ingente cantidad de energíay son la base de las bombas de hidrógeno, pero también la fuente deenergía de las estrellas.En el interior del Sol, la fusión de hidrógeno enhelio convierte, en un segundo, mas de cuatro millones de toneladas demateria en energía, de la cual, una ínfima cantidad es captada por la Tie-rra.Secuencia Principal: tras un nacimiento violento, las estrellas entran enuna fase estable, caracterizada por la fusión del hidrógeno en helio. Esta"tranquila" etapa se denomina Secuencia Principal, y en ella pasa la estre-lla el 90% de su existencia. El Sol lleva aproximadamente unos 5000 millo-nes de años en dicha etapa.Gigantes Rojas: etapa en la vida de una estrella posterior a la secuen-cia principal. Durante esta fase, la estrella se caracteriza tener por unnúcleo de helio que se fusiona en carbono, y una envoltura que se dilatatremendamente, hasta un diámetro entre 10 y 100 veces mayor que eldel Sol.Enanas Blancas: en las etapas finales de una estrella con masa sieteveces menor que la del Sol, toda la envoltura se expulsa. Lo que quedaes un objeto enormemente compacto formado principalmente por carbo-no y oxígeno que va enfriándose lentamente y se denomina enana blan-ca. Su densidad es tal, que una cucharada de enana blanca pesaría unas100 toneladas.Estrella de neutrones o púlsar: el resto estelar de una explosión desupernova es, para estrellas de entre 7 y 15 masas solares, un objeto quecolapsa por su propio peso. La presión se hace tal que toda la materia sedescompone en neutrones. Estos objetos rotan muy rápidamente y emi-

ten una radiación muy focalizada en un eje, que sólo es detectable cuan-do éste corta con el eje de nuestra visual, por lo que parecen pulsar.Agujero Negro: tras la explosión de supernova, el núcleo de una estre-lla muy masiva (más de 15 veces la masa solar) colapsa indefinidamen-te hasta alcanzar una densidad de materia infinita. Su poderosa atraccióngravitatoria impide que incluso la luz pueda escapar de su radio de acción.Se ha convertido en un agujero negro.Big-Bang: término que define, según el modelo cosmológico aceptado,el instante inicial del Universo a partir de un punto de infinita densidad deenergía, y donde las leyes físicas pierden su validez.Fue acuñado por el físico Fred Hoyle en los años 40, con el fin de ridicu-lizar dicha teoría.VLA (interferómetro): siglas de Very Large Array. Se trata de un conjun-to de 27 radioantenas de 25 metros de diámetro situadas en Socorro,Nuevo Méjico (EEUU). Los datos tomados por las distintas antenas soncombinados electrónicamente para obtener la resolución que tendría unaúnica antena de 36Km de diámetro.Ley de Hubble: Edwin Hubble descubrió que las galaxias se alejan todasunas de otras, y que cuanto más lejanas están, a mayor velocidad lohacen. Esta sencilla ley, que refleja la expansión del Universo, es cono-cida como Ley de Hubble. En ella la constante que relaciona velocidadcon distancia es inversamente proporcional a la edad del Universo, queactualmente se estima en 14.000 millones de años.Corrimiento al rojo cosmológico: es el desplazamiento del espectroelectromagnético de un objeto hacia longitudes de onda mayores (haciael «rojo» del espectro), debido al movimiento relativo entre el observadory el objeto emisor.

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Actualmente son innumera-bles las técnicas emplea-das en la obtención y tra-

tamiento de datos astrofísicos. Laelección de la adecuada depen-derá del objeto (estrellas, gala-xias,…), el tipo de radiación (ópti-co, radio, rayos X,….) y el fenó-meno concreto que estemosestudiando (formación estelar,supernovas,...). En cualquier caso,el proceso siempre consta de tresetapas: observación, procesa-miento de datos y análisis.

ObservaciónA diferencia de otras disciplinascientíficas, la Astrofísica no pue-de introducir su objeto de estudioen un laboratorio para experi-mentar con él. La radiación (luz)que emiten o reflejan los objetosdel Universo constituye nuestraprincipal fuente de información;

para recogerla se utilizan los ele-mentos colectores (telescopios,radioantenas…) que dirigen la luzhacia los detectores, que son losencargados de registrarla.

Procesamiento de datosEn su camino hacia nosotros, laradiación registrada por los detec-tores se ve afectada por distintoselementos que desvirtúan las imá-genes. Para poder trabajar con ellasse hace preciso un proceso de lim-pieza cuyo objetivo consiste enlograr que la imagen final separezca lo más posible al objetoreal. En este procesamiento, losastrofísicos se benefician de ladigitalización de los datos: unaimagen digital es un conjunto denúmeros que se puede manipularcon programas informáticos; así,tareas que se antojaban casi impo-sibles con las antiguas placas

fotográficas (como cambiar el con-traste, el color, o incluso combi-nar varias imágenes) se empleana menudo y de forma sencilla. Como los detectores no registranla radiación en unidades astrofí-sicas, se impone un proceso decalibración de los datos. Del mis-mo modo que en nuestra vida uti-lizamos a diario las llamadas mag-nitudes físicas (en la frutería pedi-mos tres kilos de manzanas y enla autopista ponemos nuestrocoche a 120 kilómetros por hora),hemos de dotar a los números denuestras imágenes de un sentidofísico. El proceso de calibraciónconsiste en comparar las medidasque obtenemos en nuestro detec-tor con otras medidas de valorconocido (estrellas estándar, medi-das en laboratorio, etc.), lo quenos permite transformar nuestrosdatos en unidades reconocibles eindependientes del detector conel que se tomaron.

AnálisisTras la calibración y reduccióncomienza la etapa más exigente,pero, sin duda, también la más cre-ativa e interesante de la labor deun astrofísico: el análisis de losresultados. El análisis concretodependerá del fenómeno en cues-tión (estrellas variables, forma-ción estelar en galaxias, cometas,canibalismo galáctico) pero, engeneral, consistirá inicialmente enextraer toda la información quesea posible, y por supuesto, útilpara nuestro estudio (formas,tamaños, temperaturas, velocida-des, composición química, etc.).Los resultados deben pasar un pri-mer examen de sentido físico, estoes, no deben violar los principiosbásicos de la Física. En muchasocasiones son estos principios fun-damentales los que nos indicanque nuestro conocimiento es aúninsuficiente y nos estimulan paraulteriores investigaciones.Después contrastaremos nuestrosresultados con los ya publicadospor otros investigadores y, por últi-mo, comprobaremos si las hipó-tesis iniciales y los modelos teó-ricos se ven corroborados pornuestras observaciones o, por elcontrario, deben ser modificados.Finalmente, los resultados han deser publicados en revistas cientí-ficas en forma de artículos queson verificados y censurados porotros científicos bajo encargo delos editores para, de esta forma,aumentar su fiabilidad.

exclusivas del cielo próximo al objeto, queposteriormente se restan de la imagen deéste. El efecto de la extinción atmosféricase elimina realizando observaciones delas «estrellas estándar»: estrellas de bri -llo conocido que permiten estimar la extin-ción de la noche y contrarrestarla de lasimágenes del objeto.

DEL TELESCOPIO AL PAPEL

Este suplemento ha sido sufragado con la ayuda de la Acción Especial DIF 2001-4284-E del Programa Nacionalde Difusión de la Ciencia y la Tecnología, del Ministerio de Ciencia y Tecnología.

Dirección, coordinación y maquetación: Silbia López de Lacalle.Agradecimientos: a todo el personal del IAA, en especial a Antxon Alberdi, Víctor Aldaya, Emilio Alfaro, José MaríaCastro, Antonio Claret, Emilio José García, Lucas Lara, Luisa Lara, Isabel Márquez, Luis Miranda, José Luis Ortiz,Rafael Rodrigo, José Carlos del Toro y Lourdes Verdes-Montenegro. Agradecemos también la colaboración de Ideal, en especial a Carlos Valdemoros y Gabriel Pozo.

Copyright: Instituto de Astrofísica de Andalucía.

16 Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) Una mirada al Cosmos

A lo largo de este suplemento hemos vistoalgunas de las imágenes más espectacula-res que poseemos de nuestro Universo, don-de los objetos celestes se nos muestran lle-nos de colores y belleza. Pero, ya sea porpuro placer estético o para la realizaciónde un estudio científico, la creación de estasimágenes conlleva un laborioso proceso yun complejo instrumental, que han ido

variando a lo largo de la historia: desde losdibujos a mano de los satélites de Júpiter,que Galileo veía a través de su rudimenta-rio telescopio (1609), hasta las modernascámaras CCD y las imágenes digitales, sinolvidar el tedioso análisis de las placasfotográficas del Observatorio Monte Palo-mar, en las que Hubble, en 1919, descubrióque el Universo se expande.

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Figura 3: Imagen corregida. Paraeliminar los rayos cósmicos se com-binan imágenes del objeto tomadasdurante distintos momentos de lanoche. Al ser eventos muy rápidos,aquellos puntos que no permanez-can idénticos en todas ellas sonrayos cósmicos y pueden eliminar-se.Las variaciones de sensibilidad deldetector son compensadas divi-diendo la imagen del objeto en lasllamadas «imágenes planas». Éstas,que se obtienen apuntando el teles-copio a una superficie iluminada uni-formemente, reflejan el patrón desensibilidad del detector.Para la corrección de fondo de cie-lo (problemas derivados de la con-taminación lumínica y del reflejo dela luz solar en la Luna y el polvointerplanetario) se toman imágenes

Figuras 3 y 4: Imágenes en falso color.Los detectores ópticos registran las imágenesde los objetos astronómicos en una ampliagama de grises. En el tratamiento posterior sepuede asignar a cada nivel de gris un determi-nado color. El resultado es una imagen en «fal-so color», que no tiene porqué coincidir con elcolor real del objeto, pero es tremendamenteútil para realzar estructuras, indicar zonas dedistinta temperatura, o «visualizar» lo invisible,como la imagen de un objeto en infrarrojo.

Figura 1 y 2: telescopio e imagenCCD, sin tratamiento, de dos galaxiasen interacción. Vemos cómo los rayoscósmicos, partículas subatómicas inte-restelares que se desplazan a unavelocidad próxima a la de la luz,degradan la imagen en forma de pun-tos luminosos.

Créditos imágenes:1: CAHA.2 y 3:Takahashi FS102 ST7 (F/8).4 : National Optical Astronomy Observatories (NOAO).5: Hubble Space Telescope.