INFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www-revista.iaa.es/

OCTUBRE DE 2014, NÚMERO 44

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

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La misión RosettaGeorge Gamow El universo molecular

El cometa 67P, objetivo de la misión Rosetta(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team

MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA)

Directora: Silbia López de Lacalle. Comité de redacción: Antxon Alberdi, Carlos Barceló, René Duffard, Emilio J. García,Pedro J. Gutiérrez, Susana Martín-Ruiz, Enrique Pérez-Montero, Pablo Santos y Montserrat Villar. Edición, diseño ymaquetación: Silbia López de Lacalle. Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

Instituto de Astrofísica de Andalucíac/ Camino Bajo de Huétor 50 , 18008 Granada. Tlf: 958121311 Fax: 958814530. e-mail: revista@iaa.es

Depósito legal: GR-605/2000ISSN: 1576-5598

REPORTAJESLa importancia de los cometas...3Gamow, Alpher y el ylem ...10DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. El universo molecular ...12EL “MOBY DICK” DE... Alberto Molino (IAG)...14

CIENCIA EN HISTORIAS...Tras la estela de Plateau... 15ACTUALIDAD ...16SALA LIMPIA ...22 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Explosiones de rayos gamma ...23

Montaje de cuatro imágenes tomadas el 26 deseptiembre por la cámara de navegación de RosettaNAVCAM a una distancia de 26.3 kilómetros delcometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La imagen muestra una región de actividad en el“cuello” del cometa, producto de la sublimación delhielo y del escape de gases, que arrastra polvo delnúcleo. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM

LA COMPRENSIÓN DE LA FORMA-CIÓN DE NUESTRO SISTEMASOLAR SE DILUYE EN UN MARAS-MO DE HIPÓTESIS para describir cómose pudieron originar los planetas, sus satéli-tes, los asteroides y cometas e incluso elpropio Sol. Inestabilidades gravitacionales,turbulencias, fuerzas electromagnéticas,protosol, protoplanetas, planetesimales yexplosiones de supernovas son algunos delos conceptos que se invocan para intentardescribir cómo llegamos hasta nuestros días.Como decimos, todo son hipótesis, tentado-ras, pero hipótesis.A mediados de los años 50 del pasado siglo,Fred Whipple planteó una idea para descri-bir la naturaleza de los cometas. Según suplanteamiento, estos objetos eran esencial-mente un cuerpo sólido, con un tamaño delorden de los kilómetros y estaban constitui-dos por una mezcla de hielos, principalmen-te de agua, y polvo. Esta hipótesis, que fuecontrastada en 1986, cuando se obtuvieronlas imágenes del núcleo del cometa Halleypor la nave Giotto (ESA), ponía en valorestos objetos del Sistema Solar. Si teníanhielo, debían haber estado a temperaturasmuy bajas, y si eran relativamente peque-ños, no debían haber sufrido procesos geo-

lógicos importantes. Estas circunstanciasdefinen a los cometas como los objetosmenos evolucionados de nuestro entorno y,por tanto, su estudio nos podría proporcio-nar información sobre cómo se originó yformó nuestro Sistema Solar. Hoy sabemosque una parte de los cometas se debió for-mar en la región entre Júpiter y Saturno, dedonde fueron dispersados a los confines delSistema Solar, formando la conocida comonube de Oort. Esta nube es una envolturaesférica que rodea nuestro sistema planeta-rio y en la que residen millones de cometas,esperando que alguna perturbación los envíehacia la parte más interna. Otra parte de loscometas se formó en la región más allá deNeptuno, donde residen hasta que, de nuevopor alguna perturbación, cambian sus órbi-tas y se acercan al Sol. Tanto si proceden dela nube de Oort como de la región transnep-tuniana, los cometas han permanecidodurante la mayor parte de sus vidas alejadosde la principal fuente de energía de nuestroentorno. Ese hecho apoya la idea de que loscometas son los objetos menos evoluciona-dos del Sistema Solar.Pero la importancia de los cometas puede irmás allá de la de ser portadores de informa-ción sobre el origen de nuestro SistemaSolar. Actualmente no disponemos de unaexplicación definitiva para la presencia deagua y vida en nuestro planeta. Es razonablepensar que, dada la cercanía de la Tierra alSol y los intensos procesos que pudo sufrirdurante su formación, el agua que hoy tene-mos pueda proceder del exterior. ¿Fueronlos cometas, cuyo principal elemento volátiles el hielo de agua, los que trajeron el aguaa la Tierra? Una duda similar se plantea conel origen de la propia vida. Por un lado, sepiensa que nuestra atmósfera primitiva esta-ba constituida principalmente por nitrógeno,

agua y dióxido de carbono, compuestos apartir de los cuales es difícil que se formenmoléculas orgánicas complejas. Por otro,sabemos que entre los constituyentes come-tarios hay compuestos orgánicos complejos.Por ejemplo, se ha podido detectar la pre-sencia de benceno, naftaleno o fenantreno y,recientemente, se ha podido encontrar elaminoácido glicina en las muestras de polvocometario que trajo la nave Stardust(NASA) del entorno del cometa Wild 2.Estos compuestos hablan en favor de lahipótesis que planteó el español Juan Oró enlos años sesenta del pasado siglo: es razona-ble pensar que las moléculas orgánicas, o lasprecursoras de la vida, fueron transportadasdesde la parte más externa del Sistema Solarhasta la interna.Como vemos, los cometas pueden ayudar-nos a responder a las tres preguntas que nosplanteábamos al comienzo. De esas tres pre-guntas, quizás pronto podamos responder ala primera pero, antes, debemos saber cómose formaron los cometas.

La formación cometariaHay tres aspectos de la naturaleza cometariaque debemos conocer para estar endisposición de construir un modelo para laformación de los cometas. Estos aspectos sepueden resumir en tres preguntas: ¿Cuál esla composición cometaria, incluyendo losconstituyentes minoritarios? ¿Cómo sedesarrolla la actividad? y ¿cuál es laestructura interna de los núcleoscometarios?Actualmente sabemos que los cometas sonun conglomerado de hielos (material que lla-maremos volátil) y polvo (material que,genéricamente, llamaremos refractario).Con respecto a los hielos, el agua es el com-ponente mayoritario seguido por el monóxi-

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¿CÓMO SE FORMÓ ELSISTEMA SOLAR? ¿CUÁLES EL ORIGEN DELAGUA TERRESTRE? ¿Y ELDE LA VIDA EN LATIERRA? Por Pedro J. Gutiérrez y Luisa María Lara (IAA-CSIC)

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La importancia delos cometas

Imagen del cometa 67P tomada el 24 de septiembrepor la misión Rosetta. Fuente: ESA/Rosetta/NAVCAM

do y el dióxido de carbono. Con respecto almaterial refractario, está constituido princi-palmente por silicatos y materiales orgáni-cos. Junto a estos constituyentes mayorita-rios hay todo un enjambre de constituyentesminoritarios, como metanol, ácido fórmicoo azufre, que son los auténticos trazadoresde la historia química cometaria. Se sospe-cha que puede haber entre cien y doscientosde esos compuestos minoritarios y su impor-tancia reside en el hecho de que nos puedenofrecer una información muy valiosa sobrela formación cometaria. Un típico ejemplolo constituye la molécula de azufre, com-puesto muy volátil que se ha detectado soloen unos pocos cometas. Al ser tan volátil, ladetección de azufre sugiere que los núcleoscometarios se han formado a temperaturasmuy bajas, inferiores a los -200º C, y que,al menos partes de su interior, todavía per-manecen a esas temperaturas. Este hecho seapoya también en la detección y análisis deotras moléculas minoritarias volátiles comoel metano o el amoniaco. El principal pro-blema que encontramos para confirmar estaidea es que, al tratarse de compuestos mino-ritarios, solo son detectables desde Tierra encometas muy brillantes, como el Hale-Bopp, o si pasan relativamente cerca denuestro planeta. Por ello, todavía son pocoslos cometas que nos ofrecen esos indicios.Además, ocurre que si bien el material volá-

til cometario, a falta de más datos, parecesugerir una temperatura de formación muybaja, el análisis del material refractariosugiere lo contrario. Los silicatos encontra-dos en cometas son cristalinos, lo querequiere una temperatura de formación muyelevada. Estas ideas sugieren que el polvocometario ha tenido cierto grado de procesa-miento durante la formación del SistemaSolar mientras que, por el contrario, los hie-los se han preservado. Todos estos indiciosse basan, principalmente, en observacionesdesde Tierra y, por tanto, de las comas ycolas cometarias. ¿Cuál es la relación entreel material que vemos en las colas y el pre-sente en los núcleos cometarios? Para res-ponder tenemos que visitar un núcleo y ana-lizar in situ su material.Mientras ese conglomerado de hielos ypolvo permanece alejado del Sol se dice queel cometa está inactivo. La energía que lellega del Sol no es suficiente para provocarque los hielos sublimen. Sin embargo, cuan-do un cometa se acerca al Sol, los núcleos secalientan y se empieza a desarrollar la acti-vidad: los hielos se transforman en gas yeste arrastra consigo las partículas de polvocometario. Se desarrollan entonces la coma,que envuelve al núcleo, y las espectacularescolas, formándose la imagen que todos tene-mos de los cometas. Si estudiamos la evolu-ción de la actividad cometaria encontramos

un hecho sorprendente. La sublimación decomponentes volátiles en cometas pareceocurrir de manera casi simultánea, cuandoempieza a sublimar el agua. Este hecho essorprendente porque sabemos que, porejemplo, el monóxido de carbono es muchomás volátil que el agua. En el espacio, elprimero debería sublimar cuando el núcleoalcanza una temperatura alrededor de los -200º C mientras que el agua lo hace, apro-ximadamente, cuando el núcleo se encuentraa unos -120º C. ¿Por qué ocurre esto?¿Están los componentes más volátiles que elagua encerrados de alguna manera dentro deella? En definitiva, ¿cómo se desarrolla laactividad? Para responder a esta preguntanecesitaríamos conocer, por ejemplo, cuáles la temperatura del núcleo cuando estáactivo. El problema con las observacionesdesde tierra reside en que cuando el cometaempieza a desarrollar la actividad y pode-mos tener información de los compuestosque subliman, el núcleo deja de ser accesi-ble al ocultarse tras la coma. Para conocercómo se desarrolla la actividad sería nece-sario observar el núcleo mientras los hielossubliman. De nuevo, habría que ir allí.Con respecto a su estructura, sabemos quedeben ser frágiles, y se ha visto que un grannúmero de cometas sufren fracturas sincausa aparente. Una magnitud que es nece-sario conocer para dilucidar la estructurainterna cometaria es la densidad.Actualmente solo disponemos de estimacio-nes indirectas de esta magnitud, que indicanque la densidad de los núcleos cometariosdebe ser inferior a la del hielo de agua. Alser menor que la del hielo de agua (y portanto menor que la del polvo), los cometasdeben ser muy porosos. La cuestión a resol-ver es si los cometas son porosos a escalamicrométrica o si, por el contrario, se tratade macroporosidad. El primer caso sugeri-

El cometa Hale Bopp. Fuente: Nicolas Biver.

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Izquierda: fragmentación del núcleo del cometaC/1999 S4 (Linear)(ESO). Derecha: imagen delnúcleo del cometaTempel 1 fotografiado por la

sonda Deep Impact (NASA)

ría un escenario de formación en el que gra-nos helados de polvo colisionan a velocida-des muy bajas, creciendo hasta formar uncuerpo del tamaño del núcleo cometario.Esta hipótesis de trabajo consideraría a loscometas como unos cuerpos muy longevos,de primera generación en la vida delSistema Solar. El segundo caso, el de lamacroporosidad, definiría a los núcleoscomo un aglomerado de trozos, con tama-ños del orden de los cien metros o mayores,que dejarían grandes vacíos en su interior.Esta estructura sugeriría que los cometas sehan formado por reacumulación de trozosde cuerpos helados padre que se fracturarontras colisionar. En este escenario, los come-tas pertenecerían a una segunda generaciónde cuerpos en la evolución del SistemaSolar. Desgraciadamente, no es posibleobtener desde la Tierra una estimacióndirecta de la densidad de los núcleos come-tarios o estudiar su estructura interna. Unavez más, teníamos que ir allí.

La misión RosettaDada la importancia de las preguntas que loscometas pueden ayudar a responder, estoscuerpos han sido, en las últimas décadas,objetivo preferente de la exploración conmisiones espaciales. Como hemos sugerido,desde el punto de vista científico, esasmisiones espaciales se justifican, esencial-mente, con dos objetivos. Por un lado, lacalidad de los datos tomados in situ nos per-mite contrastar hipótesis y verificar modeloscon los que interpretar los datos que setoman desde Tierra. Por otro, las misionesnos permiten acceder a información que nopodríamos obtener de otro modo. Hasta la fecha son nueve las naves espacia-les que han sido construidas para explorarcometas (ICE (NASA/ESRO), Giotto(ESA), Vega 1 (URSS), Vega 2 (URSS),

Suikei (Japón), Sakigake (Japón), DeepSpace 1 (NASA), Stardust (NASA) y DeepImpact (NASA), sin contar con la fallidaContour (NASA), y seis los cometas estu-diados (Giacobini-Zinner, Halley, Borrelly,Wild 2, Tempel 1 y Hartley 2). Es mucha lainformación que hemos obtenido de estasmisiones, desde la confirmación de la natu-raleza cometaria hasta mapas de temperatu-ra de la superficie. Sin embargo, las pregun-tas que antes nos planteábamos -¿cuál es larelación entre la composición del núcleo y lapresente en las comas y colas? ¿cómo sedesarrolla la actividad cometaria? ¿cómo es

la estructura cometaria?- son cuestiones quelas pasadas misiones espaciales no podíanresponder. Todas estaban pensadas para rea-lizar un sobrevuelo, más o menos cercano,del núcleo cometario. Dicho de otro modo,estaban diseñadas para proporcionarnos unainstantánea del fenómeno cometario. Pararesponder a esas preguntas necesitábamosuna misión diferente: esa es la misiónRosetta.En la década de los ochenta del siglo pasa-do, la Agencia Espacial Americana (NASA)y la Europea (ESA) desarrollaron conjunta-mente dos proyectos para la exploracióncometaria. Por una parte, el instituto deinvestigación tecnológica y científica JetPropulsion Laboratory había planeado unamisión cuyo objetivo científico consistía en

tener un encuentro con un asteroide, y una“cita” con un cometa y volar con él, esdecir, convertirse en su satélite, durante casitres años a medida que el núcleo cometariose acercara al Sol, se hiciera activo, se ale-jara de él y dejara de ser activo. Esta misiónse llamaba CRAF, Comet Rendezvous andAsteroid Fly-by. Por otra parte, la ESA des-arrolló un concepto de misión más atrevido,que buscaba traer a la Tierra material come-tario para analizarlo en los laboratoriosterrestres, a la que llamó Comet NucleusSample Return (CNSR). Ambas misiones sehabrían lanzado conjuntamente a bordo delMariner Mark II para minimizar costes.Desafortunadamente, en 1992 NASA cance-ló la misión CRAF cuando la estimación decoste final sobrepasaba el presupuesto que elcongreso de los Estados Unidos había reser-vado para la exploración espacial, mante-niéndose solo la misión Cassini/Huygens(NASA-ESA), cuyo desarrollo iba paraleloa CRAF.A pesar del varapalo que esto significó parala ciencia cometaria, no se abandonó la ideade explorar de cerca un cometa durante lasfases de mayor interés científico y de mayordificultad tecnológica. De esta forma, ennoviembre del 1993 la ESA optó por desa-rrollar una misión similar a CRAF, eso sí,sin traer material cometario a la Tierra, peroaterrizando en el núcleo y analizando sumaterial allí. La misión fue bautizada con elnombre de Rosetta, en espera de que, aligual que la piedra Rosetta (descubierta en1799) permitió descifrar la escritura jeroglí-fica del antiguo Egipto, esta misión nos per-mita resolver muchas de las incógnitas aúnexistentes sobre el origen, formación y evo-lución del Sistema Solar. Durante once años, los que transcurrierondesde la aprobación de la misión Rosetta en1993 hasta su lanzamiento en el 2004, insti-

LA IMPORTANCIA DE LOS COMETAS

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Cuando un cometa se acerca alSol, los núcleos empiezan acalentarse y se empieza adesarrollar la actividad: los

hielos se transforman en gas yeste arrastra consigo las

partículas de polvo cometario

Misión Rosetta (ESA)

tuciones científicas y técnicas, universidadesy empresas aunaron sus esfuerzos en dise-ñar, verificar y construir todos los instru-mentos que permitirán estudiar el núcleo yla coma de un cometa con un nivel de deta-lle sin precedentes en la historia de la explo-ración espacial. La misión Rosetta consta deun módulo orbitador de 2.8 x 2.1 x 2.0metros y tres mil kilogramos de peso totalque aloja once instrumentos científicos y unexperimento que hace uso de la antena detransmisión de datos del orbital a tierra. Lacarga útil (o de pago) suma solo cientosesenta y cinco kilos. Además, Rosetta llevaun módulo de aterrizaje, Philae, de cienkilos en un volumen de un metro cúbicoaproximadamente, que a su vez tiene nueveinstrumentos especialmente diseñados paracaracterizar la superficie e interior delnúcleo cometario, así como para estudiar losprocesos físicoquímicos que ocurren en losprimeros metros de la atmósfera cometaria. Cuatro de los once instrumentos a bordo delmódulo orbitador observarán el núcleocometario y las comas de gas y polvo enlongitudes de onda que comprenden desde elultravioleta hasta las microondas pasandopor el infrarrojo y el visible. Cada intervaloespectral proporciona información sobrediferentes características físicoquímicas delcometa como un todo. Por ejemplo, losdatos en el ultravioleta del instrumentoALICE permitirán conocer las tasas de pro-ducción de gases como agua, monóxido de

carbono y dióxido de carbono, además deproporcionar información sobre la composi-ción de la superficie del núcleo. La visión enel infrarrojo de VIRTIS permitirá conocer,por ejemplo, la temperatura superficial delnúcleo, de crucial importancia para determi-nar cómo se desarrolla la actividad. A lon-gitudes de onda entre 0.5 y 1.6 mm, el ins-trumento MIRO permitirá conocer la abun-dancia isotópica de determinados compues-tos, lo que indica en qué condiciones seformó el núcleo cometario y podrá medir latemperatura de la superficie y subsuperficie.La cámara OSIRIS, el “ojo científico” de lanave Rosetta, obtendrá imágenes del núcleoy las comas (gas y polvo) cometarias en luzvisible, ultravioleta e infrarrojo cercano.OSIRIS es resultado de un importanteesfuerzo de cinco países europeos: Francia,Italia, Alemania, Suecia y España. OSIRISconsta de dos cámaras, una llamada NAC(Narrow Angle Camera) con un campo devisión de 2 x 2 grados (aproximadamente),lo que en el argot fotográfico se puede con-siderar como un supermacro (el núcleo sepodrá ver con una resolución espacial delorden del centímetro por píxel a una distan-cia de un kilómetro entre Rosetta y el núcleocometario); y otra llamada WAC (WideAngle Camera) con un campo de visión unascinco veces superior al de NAC (y por tantomenor resolución espacial), que podemosasemejar a un gran angular. Ambas cámarasestán dotadas de filtros para estudiar el

cometa en su totalidad, pero se puede consi-derar que NAC está más orientada a escu-driñar el núcleo cometario y la evolución delmismo a medida que el cometa desarrolla suactividad, mientras que WAC se focalizamás en estudiar la componente gaseosa(CN, C3, C2, NH2, NH, OI,) de la comacometaria que resulta de la fotodisociación yde los procesos químicos de moléculas pro-ducidas originalmente desde la superficie osubsuperficie del núcleo cometario. ElInstituto de Astrofísica de Andalucía ha sidoresponsable del diseño y fabricación de latarjeta que controla los mecanismos de OSI-RIS, es decir, de las ruedas de filtros y delas tapas frontales de los “objetivos” de lascámaras NAC y WAC. Otra instituciónespañola, el Instituto Nacional de TécnicaAerospacial (INTA), se responsabilizó deldiseño y fabricación de las ruedas de filtrostanto de NAC como de WAC, y de la fuen-te de alimentación de OSIRIS, mientras queel Instituto de Microgravedad Ignacio daRiva (IDR) de la Universidad Politécnicade Madrid (UPM) realizó el estudio térmicode OSIRIS. La distribución en número, masa, momentoy velocidad de las partículas de polvo en la

coma y cola cometaria la determinará otroinstrumento con contribución española:GIADA. En este caso, el IAA ha diseñadoy desarrollado toda la electrónica principaldel instrumento así como el software de con-trol del mismo. Este instrumento tiene unfuncionamiento muy complejo a la vez queingenioso e innovador ya que intervienenunas cortinas de luz láser y un conjunto demicrobalanzas para determinar las caracte-rísticas del polvo cometario anteriormentemencionadas. Para completar el estudio del

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Izda: misión Rosetta (ESA). Sobre estas líneas, las doscámaras del instrumento OSIRIS.

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La cámara OSIRIS, el “ojocientífico” de Rosetta, obtendrá

imágenes del núcleo y lascomas cometarias en luz

visible, ultravioleta e infrarrojocercano

polvo cometario, el instrumento MIDASaportará datos para conocer el tamaño, volu-men y forma de los granos de polvo, mien-tras que COSIMA analizará la composiciónorgánica o inorgánica de los mismos. Los tres instrumentos restantes a bordo delorbital -CONSERT, ROSINA y RPC- apor-tarán información sobre el interior delnúcleo, la composición de la atmósfera (i.e.,la coma de gas) e ionosfera cometaria ysobre la interacción del viento solar con elcometa (tanto de la superficie como de lascomas de gas y polvo y de la cola). Para medir la masa y el campo gravitatoriodel núcleo cometario (y por lo tanto paraextraer información sobre su estructurainterna) se hace uso de la propia antena detransmisión de datos de Rosetta. La frecuen-cia a la cual transmiten esos datos se vemodificada (efecto doppler) por la presenciade cierta masa (la del núcleo cometario) quegenera un campo gravitatorio. El movimien-to de la nave Rosetta que causa ese efectodoppler es la respuesta a las variaciones enla distribución de masa del núcleo cometa-rio. Este tipo de experimento produce losmejores resultados cuando el cambio develocidad de Rosetta ocurre en la línea queuniría la estación de seguimiento en tierracon la nave espacial, y por lo tanto permitemedir el efecto doppler de la señal inducidopor el campo gravitatorio del cometa.

Primer aterrizaje sobre un cometaEl módulo de aterrizaje Philae y los instru-mentos que porta son el resultado de un con-sorcio europeo (Austria, Finlandia, Francia,Hungría, Irlanda, Italia y el Reino Unido)liderado por la Agencia Espacial Alemana(DLR). El módulo se encuentra ubicado enun lateral del módulo orbitador. En la fechapredefinida (actualmente el 12 de noviembredel 2014), cuando la nave Rosetta seencuentre a una distancia aproximada de lasuperficie del núcleo de entre doce y veinti-dós kilómetros, Philae se liberará medianteun sistema de husillo a una velocidad de 0.5metros por segundo con respecto al orbita-dor. En caso de emergencia, también llevaun muelle precargado para la eyección delmódulo de aterrizaje. La dirección de laliberación juega también un papel importan-te y será en contra de la dirección de movi-miento de Rosetta. En la planificación actualde todas las maniobras de navegación, ysegún el conocimiento del núcleo del come-ta y del lugar elegido para el aterrizaje,Philae puede tardar de cuatro a siete horasen llegar a la superficie del cometa. La velo-cidad de la toma de contacto será de aproxi-madamente un metro por segundo y ladirección debe ser perpendicular a la super-

ficie local. El módulo de aterrizaje tiene untren de aterrizaje al que se une lo que seconoce como burbuja. Esta última es esen-cialmente un motor eléctrico que se utilizacomo un generador de energía. En la tomade contacto del módulo con la superficie delnúcleo, la burbuja accionará el motor ogenerador; este transformará la energía demovimiento en energía eléctrica, que seliberará y se transformará en calor.Además, poco después de la toma de con-tacto, dos arpones saldrán despedidos paraanclar el módulo de aterrizaje al suelo (laprofundidad máxima del anclaje es de tresmetros). Por otra parte, las patas de Philaetienen unos tornillos que, en el momento detocar la superficie, comenzarán a enroscar-se a la misma. En este proceso de “amarre”al núcleo cometario, un propulsor en elpanel superior del módulo de aterrizaje sedisparará durante unos segundos al tocar lasuperficie cometaria para empujar el módu-lo de aterrizaje contra el suelo y facilitartoda la maniobra. La masa de la sonda dealrededor de cien kilos se traduce en un pesoefectivo del módulo de aterrizaje en la

superficie del cometa de tan solo unos pocosgramos en la Tierra. Estos anclajes de arpóny tornillo son también necesarios durante lasactividades de perforación de la superficieque harán los instrumentos alojados en elmódulo de aterrizaje. Philae se liberará enun momento de baja actividad del núcleocometario pero, a medida que este se acer-que al Sol, la sublimación de gases y la pro-ducción de polvo determinarán la vida efec-tiva del módulo de aterrizaje.Conversaciones con diferentes investigado-res principales de los instrumentos de Philaeindican que, en condiciones óptimas, peroreales, la supervivencia puede ser de hastacuatro meses. Sin embargo, las actividadespropias de los instrumentos junto con elacercamiento al Sol pueden elevar la tempe-ratura hasta unos valores en los que la elec-trónica deja de funcionar. Esta “muerte porabrasamiento” puede ocurrir aproximada-mente cuando el cometa, con Philae sobreél, se halle a unos trescientos millones dekilómetros del Sol (dos UnidadesAstronómicas -UA-). Rosetta se lanzó al espacio el 2 de marzo del2004 a bordo del cohete Ariane 5 G+ y haviajado a más de ochocientos ochenta millo-nes de kilómetros, para lo que hizo uso detres asistencias gravitatorias por la Tierra yuna por Marte, ha sobrevolado dos asteroi-des (Steins y Lutecia) y obtenido resultadoscientíficos sobre los mismos, y ha pasadotreinta y un meses en hibernación en el espa-cio a distancias superiores a la órbita deJúpiter. El día 20 de enero 2014, desdeESOC se lanzó a Rosetta la orden de desper-tar de su largo letargo, lo que ocurrió conéxito pero no sin momentos de nervios ypreocupación, y para finales de marzo del2014 ya se había comprobado que todos losinstrumentos a bordo del orbital y del módu-lo de aterrizaje estaban en perfectas condi-ciones. El mensaje no podía ser más alenta-dor: Rosetta estaba lista para comenzar susoperaciones científicas hasta, como mínimo,diciembre 2015.La planificación científico técnica de lamisión -desde el inicio del desarrollo de los

De arriba abajo: concepción artística del móduloPhilae (ESA), y los asteroides Lutecia y Steins(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS TeamMPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA).

LA IMPORTANCIA DE LOS COMETAS

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"67P está empezando a parecer un cometa de verdad", comentaba Holger Sierks(MPS), investigador principal de la cámara OSIRIS, ante esta imagen tomada afinales de abril que mostraba claramente un cambio en el aspecto del cometa: elnúcleo se encontraba ya rodeado por una envoltura de polvo, la coma, que seextiendía unos mil trescientos kilómetros en el espacio.El cometa 67P se hallaba aún a más de seiscientos millones de kilómetros del Sol,más de cuatro veces la distancia entre la Tierra y el Sol. “Las múltiples campañasde observación del cometa realizadas desde tierra no habían permitido detectaractividad a distancias tan grandes del Sol. Este resultado es ya per se de unaimportancia crucial, y el primero de los muchos que OSIRIS y Rosetta nos regala-rán en los próximos dos años”, apuntaba Luisa M. Lara, investigadora del IAA eintegrante del equipo OSIRIS.El equipo OSIRIS pudo establecer la rotación de 67P en 12.4 horas, veinte minu-tos menos que las estimaciones realizadas a partir de datos desde tierra.

instrumentos hasta el momento final enque el centro de operaciones de la ESA(ESOC) “abandone a su suerte” a la naveRosetta- ha descansado en el conocimientode los cometas adquirido mediantes observa-ciones desde tierra y con telescopios espacia-les como el Hubble. El lanzamiento deRosetta estaba originalmente previsto paraenero del 2003 a bordo del cohete Ariane 5ECA (Evolution Cryotechnique type A). Enaquella planificación, el objetivo de lamisión era el cometa 46P/Wirtanen, con elque se encontraría en 2011. Múltiples cam-pañas de observación desde tierra y desde elespacio habían permitido obtener un cono-cimiento relevante del mismo. Sin embar-go, en diciembre de 2002 la configuraciónECA del cohete Ariane 5 falló, y la ESA yArianespace tomaron conjuntamente ladecisión de no lanzar la misión Rosetta enenero 2003, ventana de lanzamiento quehubiera permitido a la nave Rosetta encon-trarse con 46P en el 2011. Esto, escrito enfrases coloquiales, significó tener “unamisión compuesta y sin novio”; es decir, lanave y los instrumentos estaban listos parair al espacio interplanetario en busca de un

cometa, pero no había cometa candidato. De entre los cometas con órbitas conocidas ycon observaciones en varios pasos por elSistema Solar interior, los científicos come-tarios, junto con los ingenieros de navega-ción de ESOC, determinaron que el cometa67P/Churyumov-Gerasimenko cumplíatodas las características y que permitiría a lamisión Rosetta alcanzar el mismo éxito quesi hubiese sido lanzada en el 2003 hacia elcometa 46P. Con la única salvedad de que lanave tardaría diez años en encontrarse con elnúcleo del 67P en lugar de los ocho años quehubiera tardado en citarse con 46P. Los datos disponibles hasta la primavera deeste año indicaban que el cometa 67P girabaen torno a sí mismo con un período de rota-ción de 12.46 horas y que presentaba unaforma parecida a un balón de rugby de apro-ximadamente cinco por tres kilómetros (versección siguiente). El análisis de estructurasen su coma de polvo parecía indicar la exis-tencia de zonas activas en el ecuador y a –45y +60 grados de latitud. El 30 abril 2014,OSIRIS adquirió imágenes del cometa 67Pcuando estaba aproximadamente a cuatroUA del Sol y detectó una coma de polvo de

unos mil trescientos kilómetros envolviendoal núcleo. Análisis de datos previos y poste-riores a esa fecha nos permiten concluir que67P ha sufrido un estallido repentino de acti-vidad, algo habitual y observado en muchoscometas pero que no se había detectado enlas múltiples campañas de observación a lasque este cometa ha sido sometido desde suelección como objetivo de la misión Rosetta.Esto nos indica que no existe mejor métodocientífico que observar lo que ocurre a nues-tro alrededor, y ahora, sin lugar a dudas,“estamos en el lugar adecuado en el momen-to adecuado” para conocer más sobre el ori-gen, formación y evolución del SistemaSolar como un todo, y sobre aspectos crucia-les en el planeta que habitamos.

Coinvestigadores españoles en Rosetta son: en elIAA-CSIC Pedro J. Gutiérrez, Luisa M. Lara, JoséJuán López-Moreno, Fernando Moreno, JulioRodríguez; en el Centro de Astrobiología (CSIC-INTA) Rafael Rodrigo; en el INTA Maria DoloresSabau; y en el IDR de la UPM Ángel Sanz.

[Artículo publicado originalmente en la revista AstronomíA]

Rosetta alcanza su objetivo

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EL ACERCAMIENTO DE LA MISIÓN ROSETTA AL COMETA 67P HAPROPORCIONADO IMPRESIONANTES Y SORPRENDENTES IMÁGENES

67P despierta

8(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA)

(ESA/Rosetta/NAVCAM)

Si bien a una distancia de treinta y siete mil kilómetros el cometa ya mostraba unaforma irregular -algo esperable en un cometa-, las capturas a unos catorce milkilómetros supusieron una sorpresa mayúscula: 67P mostraba una forma nuncavista en un cometa, con dos regiones diferenciadas. “Es distinto a cualquier otrocometa que hayamos visto -apuntaba Carsten Güttler (MPS), miembro del equipoOSIRIS -. Las imágenes me recuerdan vagamente a un patito de goma”, añadía.

El patito de goma

El pasado 6 de agosto, los profesionales y aficionados a la astro-nomía vivimos un momento histórico: tras recorrer casi seis milcuatrocientos millones de kilómetros a través del Sistema Solar, lasonda Rosetta completó con éxito una de sus maniobras clave yentró en órbita en torno a su objetivo, el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Una operación que permitirá, por primera vez,observar in situ cómo un núcleo cometario despliega su actividad ydesarrolla la coma y las colas que aportan a los cometas su aspec-to característico.“Pensar que uno estuvo trabajando con algo, que lo tuvo entre susmanos, y que ha llegado a la órbita de Júpiter, ha despertado trasmás de treinta meses de la hibernación y está acompañando a uncometa en su órbita hacia el Sol es verdaderamente gratificante”,señalaba Luisa María Lara, investigadora del IAA que participa enla misión y trabajó en la calibración de la cámara OSIRIS a bordode Rosetta.La proximidad al cometa permitió obtener imágenes de altísimaresolución del núcleo del cometa, un objeto complejo y bellísimo.

La entrada en órbita

Preparando el aterrizaje

LA MISIÓN ROSETTA

Antes de la llegada de Rosetta no se disponía de información sobre la superficie delcometa 67P, por lo que el equipo de la misión empezó a buscar un lugar apropiadopara el aterrizaje del módulo Philae, un hito en la historia de la exploración espacialque tendrá lugar cuando el cometa todavía se encuentre a unos 450 millones de kiló-metros del Sol (antes de que la actividad del cometa alcance un nivel que pudieraponer en peligro la maniobra o alterar la composición de la superficie).El proceso de selección del lugar idóneo para el aterrizaje de Philae resultó muy com-plejo. La zona de aterrizaje debía satisfacer las necesidades técnicas del satélite y lasdel módulo de aterrizaje durante las fases de separación, descenso y aterrizaje, yademás ser relevante para las operaciones en superficie de los diez instrumentoscientíficos que transporta Philae.Tras el análisis, el equipo de la misión determinó que Philae se dirigirá al lugar J, unaregión del cometa que ofrece un potencial científico único, con indicios de zonas acti-vas muy próximas y un riesgo mínimo para el módulo en comparación con los otroslugares candidatos. La decisión de escoger J como punto de aterrizaje principal fueunánime. La segunda opción elegida, la zona C, está situada en el cuerpo del come-ta (la decisión definitiva tendrá lugar a mediados de octubre). El módulo de aterrizajellegará a la superficie el 12 de noviembre. Su misión consiste en tomar medidas insitu para caracterizar a fondo el núcleo del cometa, en un estudio sin precedentes.

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(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA)

(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA)

(ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA)

GEORGE GAMOW, RUSO, NACIDOEN ODESSA (AHORA UCRANIA) EN1904 Y FALLECIDO EN COLORADO(EE.UU.) EN 1968, tuvo un matrimoniotempestuoso y fue un bebedor empeder-nido, además de un redomado cotilla y unbromista de leyenda. Sin embargo, estavida agitada no fue óbice para que Gamowrealizara contribuciones sustanciales atemas que abarcaron desde la cosmologíay la física atómica hasta la genética y elADN. Gamow fue también un excelentedivulgador de la física, y sus libros“Biografía de la Física” así como la serie“Mr. Tompkins” son, a pesar del paso deltiempo, una estupenda lectura para todoaquel que guste de la ciencia en general yde la física en particular. Gamow estudió entre 1923 y 1929 en laUniversidad de Leningrado (actual SanPetersburgo). Trabajó un tiempo bajo ladirección del cosmólogo AlexanderFriedmann, con quien quiso haber hechosu tesis doctoral. Desgraciadamente, elproyecto se truncó debido a la tempranamuerte de Friedmann en 1925. En Leningrado hizo amistad con otros tresestudiantes famosos, Lev Landau, DmitriIvanenko y Matveiy Bronshtein, con quie-nes se reunía regularmente para discutirlos artículos de física cuántica de la época.Haciendo honor a su fama de bromista yocurrente sin igual, llamó a este grupo“Los Tres Mosqueteros”. Gamow era un erudito sin par que vivíapor y para la ciencia y, como es normal,también se equivocaba. En palabras deEdward Teller, en tiempos colaborador deGamow, “el 90 por ciento de las teoríasde Gamow eran, o se demostraron ser,equivocadas, pero eso no le importaba.

Podía desechar la última de sus ideas yluego considerarla como una broma”.Vera Rubin, astrónoma que estudió conGamow, recuerda que “podía plantearcuestiones que se adelantaban a su tiempo.Además, no sentía ningún interés por losdetalles; en muchos aspectos puede que nofuera competente como para verificarmuchos de los detalles… Era como unniño”. Aunque esto parece ser cierto,Gamow tenía una intuición y un conoci-miento de la física impresionantes y,como se verá, fueron cruciales para darun impulso definitivo a la teoría del BigBang.

El decaimiento de las partículas alfaEn 1928, con apenas veinticuatro años,Gamow resolvió un problema que traía decabeza a los físicos atómicos: el problemadel decaimiento de las partículas alfa (untipo de decaimiento radiactivo por el queun núcleo atómico se transforma en otrode número másico menor en cuatro ynúmero atómico menor en dos). Paraello, Gamow propugnó como explicaciónel efecto de túnel cuántico, aplicando asílos aspectos más innovadores de la físicade la época (recordemos que la teoríacuántica se estaba desarrollando y eramuy novedosa entonces). A la edad deveintiocho años fue elegido miembro deAcademia de Ciencias de la URSS,siendo uno de los miembros más jóvenesde todos los tiempos. Gamow continuó trabajando en varias insti-tuciones de la URSS, pero la opresión lehizo pensar en abandonar el país junto a sumujer. Tras varios intentos fallidos, en1933 se presentó la ocasión, con motivo dela Séptima Conferencia Solvay, donde laayuda de Marie Curie y otros físicos fueesencial. Después de dejar la URSS,Gamow trabajó en varias universidades deEuropa hasta que se trasladó de modo defi-nitivo a los EE.UU. en 1934.Durante su larga estancia como profesor enla Universidad George Washington fuedonde se gestaron, con la ayuda fundamen-tal de Ralph Alpher, los trabajos crucialesque derivarían en soporte básico para unBig Bang “caliente”, así como la predicciónde una radiación residual, ahora conocidacomo fondo cósmico de microondas, y porcuyo descubrimiento recibieron el premioNobel… Penzias y Wilson, de quienes

hablaremos en otra ocasión. Gamow aceptóa Alpher, hebreo de origen bielorruso,como doctorando, e inmediatamente lopuso a trabajar en un tema muy relevante enla época y que sería su tesis doctoral: el ori-gen de los elementos químicos en el uni-verso. La preparación en física atómica deAlpher, así como su profundo conocimientode la matemática aplicada, fueron esencia-les para que él y Gamow resolvieran, juntocon Robert Herman, el problema básico de

EL ASTRÓNOMOGEORGE GAMOWDESTACÓ POR SUPERSONALIDADSOCARRONA Y PORSUS SUSTANCIALESAPORTACIONES A LAASTROFÍSICAPor Miguel Ángel Pérez-Torres (IAA-CSIC)

Gamow, Alpher y el ylem R

“Gamow podía plantear cuestionesque se adelantaban a su tiempo.Además, no sentía ningún interés

por los detalles; en muchos aspectospuede que no fuera competente

como para verificar muchos de losdetalles… Era como un niño”

George Gamow

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la abundancia de elementos en el universo.

El universo primordial y el origen de los elementosGamow había sido el primero en sugerir

que el universo primordial estaba com-puesto de un ylem (es decir, “material pri-mordial” en griego, otra más de las ocu-rrencias de Gamow), que estaría consti-tuido únicamente por neutrones a tempe-raturas de diez mil millones de grados (1).Para poder explicar la abundancia de loselementos químicos, Gamow sugirió tam-bién que era necesario un proceso fuera deequilibrio, y que este funcionase duranteun corto intervalo de tiempo. Esta idea se

confirmó en detalle en el trabajo que enabril de 1948 publicaron Alpher, Hermany Gamow (2) y que constituyó el resultadoprincipal de la tesis de Alpher. En las pri-meras fases de este universo caliente, la

progresiva captura de neutrones daríalugar a la formación de deuterio, helio yelementos más pesados. Aunque la abun-dancia de elementos más pesados que elhelio no puede explicarse de modo satis-factorio en el marco de esta teoría, escierto –como hoy sabemos- que el únicomodo de explicar la abundancia de hidró-geno y helio en el universo es precisa-mente el modelo de un universo tem-prano extremadamente caliente.

Cabe resaltar que muchos científicoscitan erróneamente otro artículo, publi-cado el mismo año 1948 por Alpher,Bethe y Gamow (3), como el trabajodonde se da la primera explicación a laformación de los elementos químicos enel universo, lo que no es cierto. Este artí-culo, conocido jocosamente como el artí-culo αβγ por las iniciales de los autores,fue la enésima broma de Gamow y, des-graciadamente, solo sirvió aquí para queel público pensara que la mayor parte delcrédito era de Gamow y Bethe. En reali-dad, Bethe no hizo absolutamente nadapara el artículo, salvo el acceder a estaren él. Gamow debió de pensar que seríamuy efectista juntar el inicio del universocon el inicio del alfabeto griego. Gamow también propuso que debería serposible detectar la radiación residual delBig Bang. Gamow calculó que, trashaber recorrido el universo desde su ini-cio hasta la actualidad, la radiación debe-ría detectarse en la banda de las microon-das. Incluso sugirió que la antena de loslaboratorios Bell, en Holmdel, podríaservir a tal fin. Sin embargo, el crédito ala famosa estimación de los cinco gradosKelvin no debe darse a Gamow, sino aAlpher y Herman, quienes publicaronesta predicción en la revista Nature en1948 (4). Desgraciadamente, tanto el tra-bajo de Alpher y Herman como la suge-rencia de Gamow cayeron en saco roto ytuvieron que pasar más de quince añoshasta que la radiación del fondo cósmicose detectara, de manera completamentefortuita, y sin que ni los laureados con elpremio Nobel ni otros cosmólogos cita-ran los pioneros y fundamentales traba-jos de Alpher, Herman y Gamow. En la bibliografía se tiende actualmentea dar más valor al trabajo de Alpher(olvidando a Herman, por cierto), dadoque hizo los cálculos detallados que elvolátil Gamow nunca se habría preocu-pado por hacer. Lo cierto es que Alpher,que había estado trabajando hasta queinició la tesis con Gamow en proyectosde física aplicada para los militares delos EE.UU., tuvo la gran fortuna detener a alguien como Gamow comodirector. Gamow fue quien le propuso eltrabajo y le dio una enorme independen-cia, así como una estupenda guía en eltrabajo. Así pues, a pesar del actual revisio-nismo, podemos simplificar diciendoque, sin Gamow (ni Herman), posible-mente Alpher no habría realizado nuncalos trabajos fundamentales que realizó enaquel tempestuoso 1948.

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GAMOW, ALPHER Y EL YLEM

De izquierda a derecha, Robert Herman, George Gamow -saliendo del “líquido” primordial ylem- y Ralph Alpher, en unabroma que seguro fue del agrado de Gamow.

Ralph Alpher

NOTAS(1) Gamow, The Expanding Universe and the Origin ofElements, Physical Review, 70: 572-573 (1946)(2) Alpher, Herman and Gamow, ThermonuclearReactions in the Expanding Universe, Physical Review,74: 1198-1199 (1948)(3) Alpher and Herman, Evolution of the Universe,Nature, 162: 774-775 (1948)(4) Alpher, Bethe and Gamow, The origing of ChemicalElements, Physical Review, 73: 803-804 (1948)

Para saber más: P.J.E. Peebles, Discovery of the HotBig Bang: What happened in 1948, arxiv-preprint (2013)

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RESULTADOS 3

LAS MOLÉCULAS JUEGAN UN PAPEL FUNDAMENTAL TANTO EN LA EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO, POR SU ABUNDANCIA Y VARIEDAD, COMOEN LA EVOLUCIÓN DE LA VIDA POR SU RIQUEZA EN MATERIA ORGÁNICA. POR ESO HABLAMOS DE UN UNIVERSO MOLECULAR. EXPERTOSEN ESPECTROSCOPÍA DE LABORATORIO, FÍSICOS MOLECULARES, QUÍMICOS Y ASTRÓNOMOS SE HAN UNIDO EN EL PROYECTO ASTROMOLPARA ESTUDIAR, CON UN ENFOQUE INNOVADOR, ESTAS MOLÉCULAS ENCONTRADAS EN EL ESPACIO, INTENTANDO DILUCIDAR NO SOLOQUÉ ESPECIES HAY EN CADA ZONA, SINO TAMBIÉN QUÉ IMPLICACIONES TIENEN EN LOS PROCESOS FÍSICOS Y QUÍMICOS QUE RIGEN ELUNIVERSO.ASTROMOL ESTÁ FORMADO POR DOCE GRUPOS INTERDISCIPLINARES DE INVESTIGACIÓN EN ASTROFÍSICA, FÍSICA MOLECULAR Y QUÍMICA-FÍSICA, ESTABLECIDOS EN VARIAS INSTITUCIONES PÚBLICAS DE INVESTIGACIÓN Y UNIVERSIDADES, ENTRE LOS QUE SE ENCUENTRA ELINSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA (IAA-CSIC)

EL UNIVERSO MOLECULAR

¿CÓMO SE TRABAJA EN ASTROQUÍMICA?1Tras identificar un elemento químico en el espacio gracias a su parti-

cular firma espectral (algo parecido a una huella dactilar, personal eintransferible), es necesario confirmar de algún modo esta información,procedente de la emisión de moléculas y átomos presentes en los obje-tos observados.En el mejor de los casos, estas huellas ya han sido caracterizadas en loslaboratorios mediante técnicas de espectroscopía, que permiten la identi-ficación de las moléculas emisoras. Sin embargo, en muchos casos lashuellas no están identificadas y, por tanto, no conocemos la identidad dela molécula emisora (aunque sí conocemos su rango energético de emi-sión y la intensidad asociada). En este caso, debemos realizar un estudioprevio a grandes rasgos del tipo de química que existe en el objeto obser-vado y, de nuevo, recurrir a las técnicas espectroscópicas de laboratorio.Podemos decir que se trata de un ejercicio de ensayo y error sobre deter-minadas moléculas, hasta que la huella obtenida en el laboratorio coin-cide con la observada en el objeto: de hacerlo, habremos identificado lamolécula emisora.Posteriormente, si queremos derivar las propiedades físicoquímicas de la

región observada (densidad, temperatura y abundancia molecular), tene-mos que recurrir a modelos de transferencia de radiación.Y, por último, si pretendemos entender cómo se forman las moléculas emiso-ras, debemos recurrir a modelos químicos y a experimentos de laboratorio.Estos experimentos se llevan a cabo en cámaras especialmente prepara-das, llamadas cámaras de ultra-alto-vacío, que simulan las condicionesextremas existentes en el medio interestelar. Así, por ejemplo, se simulala formación de los granos de polvo en las atmósferas de estrellas evolu-cionadas, la agregación de moléculas a los granos de polvo o la forma-ción de hielos en las superficies de dichos granos.En definitiva, el proceso completo de identificación ayuda a refinar losmodelos y los desarrollos teóricos a la vez que permite identificar la molé-cula y utilizarla como diagnóstico de las propiedades físicas y químicas dela región de emisión.Nuestros estudios de la complejidad química en el medio interestelar, asícomo en las regiones donde se forman las estrellas y los planetas, estánabriendo puertas fundamentales para entender la formación de las estre-llas y los planetas y, en última instancia, el origen de la vida en la Tierra.

CONFIRMADA LA PRESENCIA DE FOSFINA ENTORNO A LA ESTRELLA CW LEONISLa fosfina (PH3), una de las formas más estables del fós-foro, ha sido detectada por primera vez fuera del SistemaSolar. La importancia de esta detección radica en que elfósforo está presente en todas las formas de vida conoci-das, por lo que el descubrimiento de esta molécula es unpaso hacia una mejor comprensión de la química del fósforoen el cosmos.

DESCUBIERTA LA PRESENCIA DE LA ESPECIEOH+ EN TORNO A ESTRELLAS MORIBUNDASLas investigaciones han desvelado que la especieOH+, esencial para la formación de agua, se encuen-tra presente en los ardientes restos de estrellas mori-bundas de tipo solar. Dos trabajos han sacado a la luzeste hallazgo, uno de ellos liderado por un miembro deASTROMOL y llevado a cabo con datos del telescopioespacial Herschel (ESA).

ALGO HUELE APODRIDO… EN ORIÓN KLLiteralmente. La región deformación de estrellas masivas Kleinmann-Low forma parte de lanube molecular de Orión, y por ello es conocida como Orión KL. Ensu entorno se ha detectado la posible presencia de mercaptano deetilo, un gas que se caracteriza por su olor a huevos podridos. Deahí que la frase, pronunciada por el personaje de Marcelo en el pri-mer acto del Hamlet de Shakespeare, nos venga que ni pintada.

¿QUIERES SABER MÁS?: https://astromol.cab.inta-csic.es/

ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.

NASA, ESA, Robberto (STScI/ESA), Orion TreasuryProject Team.

OBJETIVOS2VAPOR DE AGUA EN EL ESPACIOEsta molécula es una de las especies más abundantes deluniverso molecular, y estudiamos su presencia en numero-sos entornos. Son destacables las detecciones de vaporde agua realizadas en sistemas protoestelares (en la pro-toestrella Cepheus E hemos detectado vaporde agua en un jet a tan solo mil unida-des astronómicas de la misma); enestrellas ricas en carbono (desa-fiando nuestros conocimientosactuales de la química en estre-llas evolucionadas, que predi-cen la inexistencia de agua enestos objetos), en regiones deformación estelar (MonocerosR2, donde hemos realizado lamedición más precisa de la abun-dancia de agua en este tipo de obje-tos) y en galaxias externas (detecciónde agua y agua ionizada en M82).

COMPLEJIDAD MOLECULARLas moléculas detectadas en el espacio hasta la fechason, por un lado, simples en comparación con las estruc-turas complejas que hay en la Tierra y, por otro lado,mucho más simples que las moléculas asociadas con lavida (aminoácidos, azúcares, proteínas, etc). Sin embargo,

se han encontrado especies exóticas, como aniones ycationes, que están muy poco caracterizadas en los labo-

ratorios.El equipo ha detectado, por vez primera, numerosas moléculas enel espacio y las ha caracterizado, lo que ha permitido identificar de manera precisamultitud de “líneas no identificadas” o U-lines (Unidentified lines) en regiones deformación estelar.ASTROMOL ha podido identificar por primera vez un tipo de inestabilidades queposibilitan la fragmentación de nubes moleculares por la interacción de intensos

campos de radiación. Estas inestabilidades provocan la formación de estructurasde gas en forma de “olas” y han sido identificadas en la nebulosa de Orión.

QUÍMICA DEL DEUTERIOEl deuterio posee las mismas propiedades químicas que elhidrógeno, pero con una composición y peso diferentes. Laimportancia de estudiar especies deuteradas (variantes demetanol y amoníaco, por ejemplo) en regiones de gas muyfrío y denso en términos astrofísicos radica en que son tra-zadoras del gas que forma condensaciones pre-estelares.Nuestro equipo está realizando un estudio detallado de laquímica que posibilita la aparición de este tipo de molécu-las mediante cálculos de mecánica cuántica.

QUÍMICA EN LAS REGIONES DE FORMACIÓN ESTELARLos granos de polvo se encuentran en multitud de objetos, desde las atmósferas de los plane-tas a los discos protoplanetarios, y permean el medio interestelar. Son partículas de tamañosinferiores a las decenas de micra y se cree que juegan un papel primordial en la abundanciaobservada de hidrógeno molecular en el espacio.Numerosas reacciones de interés astrofísico ocurren en la superficie de los granos de polvo,pudiendo dar lugar a moléculas complejas e incluso a moléculas de interés prebiótico comolos aminoácidos.Nuestro equipo ha realizado cálculos teóricos de reacciones clave en fase gas (hidrógeno,nitrógeno y oxígeno moleculares con hidrocarburos, por ejemplo) a las temperaturas en lasque se forman las estrellas masivas (entre 70 K y 300 K).También hemos propuesto un nuevo mecanismo para explicar el origen de los hidrocarburosaromáticos policíclicos (PAHs) en el medio interestelar: pueden ser producidos en la superfi-cie de los granos de carburo de silicio cuando se exponen a los átomos de hidrógeno a altastemperaturas.

La nebulosa de Orión

(HST/NASA)

La nube Monoceros R2 (Cambridge

Astronomical Survey Unit).

TASAS DE EXCITACIÓN COLISIONAL DE MOLÉCULASEs importante conocer con precisión las tasas de excitación colisional en moléculas de inte-rés astrofísico, ya que las nubes moleculares se enfrían después de colisionar moléculas yátomos. El enfriamiento de la nube produce condensaciones que pueden dar lugar a la forma-ción de estrellas. Por lo tanto, la determinación precisa de estas tasas nos permite determinarla temperatura de estos objetos y la abundancia de las moléculas que los componen.

ESTUDIO DE HIELOS ASTROFÍSICOS EN ELLABORATORIOEn las regiones más densas y frías del medio interestelar,las observaciones en el infrarrojo muestran lapresencia de hielos, que en muchasocasiones se condensan en lasuperficie de los granos de polvo.Mediante el uso de la cámara deultra-alto-vacío ISAC (izda), reali-zamos experimentos de labora-torio que recrean las condicionesdel medio interestelar.

ATMÓSFERAS PLANETARIASBuscamos cuantificar las tasas de excitación colisio-

nal de dióxido de carbono y monóxido de nitrógenocon oxígeno atómico a bajas temperaturas y uti-lizarlas como termómetros de atmósferas pla-netarias. Por otro lado, hemos encabezado unainvestigación sobre el origen de una emisiónanómala en la atmósfera de Titán, el satélitemás grande del Sistema Solar. Los resultadosindican que los hidrocarburos aromáticos policí-

clicos (PAHs) son los responsables de la emisión.

DESARROLLOS TEÓRICOSEstamos desarrollando potentes códigos para interpretar y modelizar cómo se propaga laradiación que emiten los objetos observados. Así, el grupo de atmósferas planetarias delInstituto de Astrofísica de Andalucía ha desarrollado el algoritmo GRANADA (GenericRAdiative traNsfer AnD non-LTE population Algorithm) para calcular cómo se organizan lasmoléculas en condiciones de no-equilibrio en atmósferas planetarias.El grupo de espectropolarimetría del Instituto de Astrofísica de Canarias ha desarrollado téc-nicas avanzadas para detectar señales espectropolarimétricas en atmósferas estelares, quenos permiten obtener información sobre los campos magnéticos actuantes y la estructurainterna de estas regiones. También hemos desarrollado PORTA (POlarized RadiativeTrAnsfer o Transferencia de Radiación Polarizada), un programa para resolver en tres dimen-siones modelos de atmósferas estelares usando computación paralela para acelerar las solu-ciones numéricas y, por lo tanto, ahorrar tiempo de cálculo.

otros yensayosdeconstrucción

por Colaboración ASTROMOL

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Aun siendo la fuerza más débil de lanaturaleza, la gravedad ha sido lagran artífice de la construcción del

universo. Apenas unos cientos de miles deaños después del Big Bang (una milloné-sima parte del tiempo actual), la gravedadya comenzaba a levantar sus castillos, agru-pando enormes cantidades de materia. Deesa manera, y con el paso de miles de millo-nes de años, el universo fue adoptandouna estructura filamentosa, con lugaresdonde había más materia de lo normal(aglomeraciones) y zonas donde habíapoca o ninguna. Cuando el universo se hubo enfriadolo suficiente, estas grandes agrupacio-nes de materia comenzaron a formarestructuras más pequeñas. Aparecie-ron así las galaxias, los cúmulos y lasprimeras generaciones de estrellas. Demodo que los grandes cúmulos degalaxias que observamos en el universonos sirven para conocer no solo cuántamateria hay sino también cómo se dis-tribuye. El proyecto CLASH survey (en el queel IAA participa) se diseñó para medir,con precisión única, la cantidad de materiaoscura del universo. Se seleccionaron vein-ticinco de los cúmulos más masivos conoci-dos y se observaron durante unas ochocien-tas horas con el telescopio espacial Hubble(HST) usando, simultáneamente, las trescámaras que posee. Y, ¿por qué un telesco-pio en el espacio y tanta información elec-tromagnética? Observar con tanto detalle los cúmulos delas galaxias nos permite obtener una grancantidad de información y generar mapas3D de los cúmulos. Por otra parte, observardesde el espacio nos permite apreciar deta-lles morfológicos que serían muy difícilesde observar desde tierra, y que resultan cla-ves para la identificación de la materiaoscura. Me explico. Los cúmulos de galaxias, además de conte-ner grandes cantidades de materia ordina-ria (como la que nos constituye), tambiéncontienen enormes cantidades de materiaoscura que no podemos ver, pero que sípodemos inferir por el efecto que ocasionaen su entorno. Al concentrar tanta materiaen una “pequeña” región del universo(como ocurre en los cúmulos), el efecto dela gravedad se vuelve tan intenso que el

propio tejido del cosmos se distorsiona,produciendo lo que se conoce como efectode lente gravitatoria*. Este efecto hace quelos rayos de luz de una galaxia lejana se des-víen al atravesar dicha región. Depen-diendo de la posición relativa entre la gala-

xia lejana, el cúmulo y nosotros, podremosver anillos o arcos de luz en el cielo. Sisomos capaces de conocer con exactitud laposición de las galaxias del cúmulo, asícomo identificar galaxias lejanas que se hanvisto distorsionadas al pasar a través, resul-tará posible conocer cuánta materia con-tiene el cúmulo y cómo está repartida. Si aesta cantidad total de materia le quitamos laparte correspondiente a las galaxias que sívemos, nos quedaremos con la que novemos. Es decir, con la cantidad de materiaoscura.Cuando comenzaron las observaciones delproyecto CLASH en el año 2011, yo meencontraba en la universidad JohnsHopkins (Baltimore, USA) ayudando apreparar las herramientas informáticaspara analizar las imágenes. Se esperabaobtener una precisión excelente en el cál-culo de las distancias a las galaxias. Sinembargo, cuando las primeras imágenesdel HST estuvieron disponibles y empeza-mos a ejecutar nuestros algoritmos, encon-tramos que los resultados obtenidos para elcálculo de la distancia a las galaxias eranmucho peores de lo esperado. Durante meses revisamos todos los posi-

bles fallos, pero ninguna de las hipótesispodía explicar unos resultados tan malos.Los días se sucedían, nuevas imágenesseguían llegando y, lógicamente, la tensióndentro del proyecto aumentaba. Como micometido (junto con Txitxo Benítez) era

precisamente proporcionar medidasprecisas para las distancias, intensifica-mos el esfuerzo y resolvimos elenigma. Irónicamente, resultó ser que“los árboles no nos estaban dejandover el bosque”: al observar con tantodetalle los cúmulos, la luz intracumu-lar (ICL), compuesta por miles demillones de estrellas flotando entre lasgalaxias del cúmulo, se volvió tanintensa que contaminaba los coloresoriginales de las galaxias hasta el puntode arruinar las medidas de sus distan-cias. Para colmo, esta fuente “contami-nante” era no solo diferente para cadacúmulo (pues dependía del número degalaxias, de sus posiciones y de susluminosidades), sino que además

variaba a lo largo de las imágenes y de ima-gen a imagen. Vamos, un problema multi-dimensional.El siguiente paso era identificar la maneramás adecuada de substraer la luz ICL pararecuperar las propiedades de las galaxias.Decidimos utilizar las imágenes del campoultraprofundo del HST (UDF) que repre-sentan, a día de hoy, las imágenes de mayorcalidad de galaxias lejanas del universo.Sobre estas galaxias, primero medimos deforma precisa sus colores naturales.Posteriormente, introdujimos dichas gala-xias dentro de las imágenes de CLASH yvolvimos a recalcular sus colores.Comparándolos antes y después, fuimoscapaces de cuantificar el grado de dete-rioro/contaminación típica al que estabansometidas las galaxias de los cúmulos.Efectivamente, era tremendo. Finalmente, mediante la utilización dealgoritmos matemáticos, pudimos encon-trar el modelo idóneo de ICL para cadacúmulo, recuperando con precisión loscolores originales de las galaxias y, afortu-nadamente, consiguiendo unos resultadospara el proyecto CLASH a la altura de susexpectativas.

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el “Moby Dick” de...

CLASH survey

...Alberto Molino(IAG)Alberto Molino (1980) se licenció en Físicas por laUniversidad Autónoma de Madrid. En 2007 se incorporó alIAA para realizar una tesis doctoral sobre la mejora de lastécnicas fotométricas empleadas en el cálculo de distanciasa otras galaxias. Actualmente comienza una etapa posdoc-toral en el IAG (São Paulo, Brasil), participando en los carto-grafiados extragalácticos ALHAMBRA, CLASH y JPAS.

*Ver charla “La galaxia más lejana” del Ciclo Lucas Lara: http://www-divulgacion.iaa.es/la-galaxia-más-lejana

La historia de la ciencia está plagada de casosen que los científicos han antepuesto a su pro-pia salud el afán por aumentar el conoci-miento y contrastar, mediante arriesgadosexperimentos, expediciones u observaciones,sus teorías o las de otros. En el caso de laastronomía son conocidos algunosobservadores que han arriesgado su pro-pia vista con tal de captar eventos astro-nómicos. No obstante, probablemente elejemplo más paradigmático de estesacrificio científico en astronomía no estal, pues aunque la ceguera que contrajoGalileo Galilei -pionero en el uso deltelescopio para el estudio del cielo- seatribuye a la observación directa del Sol,la pérdida de visión le sobrevino muchosaños después de dichas observaciones ysiendo ya un anciano septuagenario reti-rado en su mansión. Se sospecha, encambio, que Galileo perdió la vistadebido a algún proceso de glaucoma ode cataratas. Parece que en fechas tan tempranascomo el siglo XIII, el astrónomo francésGuillermo de Saint Cloud ya puso demanifiesto por escrito la inconvenienciade la observación directa del Sol. Apesar de sus recomendaciones hay cons-tancia de que algunos astrónomos poste-riores han sufrido de manera temporal losexcesos en la observación directa del astrorey. Tal es el caso de un contemporáneo deGalileo, el inglés Thomas Harriott, que pudoincluso apuntar con su telescopio refractorhacia el cielo antes incluso que el célebrefísico italiano. Harriott fue el primero eninformar de la presencia de manchas solares,lo que contribuyó a desterrar la idea deAristóteles de la inmutabilidad de los cielos.Harriott sufrió una ceguera temporal debida ala observación directa y excesiva del Sol. Lomismo acaeció a uno de los mayores geniosde la ciencia en la historia de la humanidad:Isaac Newton, a quien en su juventud se leocurrió “experimentar” con su propia vistapara comprobar cuánto tiempo podía aguantarmirando sin pestañear a nuestra estrella.Aunque aquella experiencia le provocó pro-blemas oculares, ninguno que se conozca fuepermanente.Otro de los casos notables de los sacrificiospor la astronomía le ocurrió al físico belgaJoseph Plateau (1801-1883). Plateau realizó

un experimento similar al de Newton, obser-vando durante veinticinco segundos el Sol demanera directa. A raíz de aquello perdió par-cialmente la vista de manera temporal porunos días. Pero pasado ese período se recu-peró y pudo seguir dedicándose a la ciencia demanera más que brillante. Desgraciadamente, a los treinta y nueve añosPlateau sufrió un rápido proceso degenerativo

ocular que le llevó a perder en poco tiempo lavisión de ambos ojos y que Plateau achacaríaa sus experimentos con el Sol. Sin embargo,se piensa que la ceguera de Plateau pudo serdebida a una uveitis crónica no relacionadacon sus observaciones. Pero el hallazgo de laverdadera causa de la ceguera de Plateau esrelativamente reciente y siempre se ha puestoa Plateau, al igual que a Galileo, como ejem-plos de sacrificados científicos que dieron suvista para mayor gloria de la ciencia.

Un científico multidisciplinarPlateau no había sido un astrónomo propia-mente dicho, sino un físico experimental ydurante la etapa previa a la pérdida de lavisión destacan, curiosamente, sus trabajossobre la percepción visual, incluyendo artí-culos sobre la percepción de los colores, lageometría de ciertas curvas que aparecencomo consecuencia del movimiento de líneasiluminadas o sobre la persistencia de la ima-gen en la retina (postuló que los tiempos

necesarios para que una imagen quedeimpresionada y después se borre de la retinason pequeños, pero no despreciables, y queson diferentes entre sí). Esos estudios le lle-varon a explicar de manera lógica numerosasilusiones ópticas relacionadas con cuerpos enmovimiento, como el aspecto lineal de lasgotas de lluvia, de las ruedas rotando de losvehículos o incluso la estela de los fuegos

artificiales o las estrellas fugaces. Estasexperiencias y sus conclusiones lleva-ron a Plateau a idear el antecesor delcinematógrafo, mediante una sucesiónde imágenes fijas que dan lugar a laapariencia de una escena en movi-miento. En su honor, los premios de laAcademia belga de cine llevaron sunombre entre 1985 y 2006.A partir de 1845 la vida profesional dePlateau no se detuvo a causa de laceguera. El apoyo y la colaboración desus colegas y de sus familiares se vol-vió imprescindible, pero consiguió queel gran talento y capacidad para diseñarexperimentos, analizar resultados yexponerlos de manera sencilla y con-vincente del gran físico belga no seviera mermada durante los siguientescuarenta años. Destaca la labor de suesposa, que actuaba de lectora y escri-biente, de su hermana, ilustradora desus publicaciones, o de su yerno, que leayudaba en las exposiciones y acabó

siendo su biógrafo. En esta etapa las contri-buciones de Plateau al conocimiento de lacapilaridad y la tensión superficial de loslíquidos o al planteamiento matemático delllamado problema de Plateau (¿cuál es lasuperficie mínima que crea una curva dibu-jada en un plano cuando la hacemos rotaralrededor de alguno de los ejes contenidos enal plano?) resultaron de gran valor para elavance la física experimental y las matemáti-cas en la segunda mitad del siglo XIX.Por tanto, Joseph Plateau es un ejemplo paratodas las personas con discapacidad visual.Su entusiasmo, fuerza vital, optimismo yespíritu de superación, subrayados por suyerno Gustaf Van der Mensbrughe en su bio-grafía, contagiaron a sus profesores, colegasy estudiantes. Sus contribuciones a diversoscampos de la física y las matemáticas, entreellos de la percepción visual, son reconoci-dos aún actualmente y, aunque probable-mente no pueda ser considerado como unverdadero mártir de la ciencia, su ejemplodebe ser difundido y recordado.

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POR ENRIQUE PÉREZ MONTERO (IAA)

Tras la estela del doctor PlateauHHISTORIASCIENCIA EN

Joseph Plateau

u Un grupo internacional de astró-nomos ha hallado dos planetas entorno a la estrella de Kapteyn, unaestrella cercana al Sol con una historiapeculiar, ya que posiblemente formabaparte de una galaxia satélite que fueabsorbida por la Vía Láctea. Con unaedad estimada de unos once mil qui-nientos millones de años, el sistemaplanetario de Kapteyn constituye unode los más antiguos conocidos.“La mayoría de los planetasdetectados en torno a otras estrellas,muchos de ellos gigantes gaseosos,se halla a cientos de años luz de laTierra -destaca Pedro J. Amado,investigador del IAA-CSIC que

participa en el hallazgo-. El desafío, adía de hoy, reside en encontrarplanetas de tipo rocoso que se hallenen la zona de habitabilidad, la regiónalrededor de una estrella donde unplaneta puede albergar agualíquida”.Y la estrella de Kapteyn que, con unadistancia de solo trece años luz,constituye la vigesimoquinta estrellamás cercana a la Tierra, reúneambos requisitos. Su sistema plane-tario se compone de Kapteyn b, unplaneta unas cinco veces másmasivo que el nuestro que gira entorno a la estrella cada cuarenta yocho días, y de Kapteyn c que, con

unas siete masas terrestres, muestraun periodo de ciento veintiún días.El primero, Kapteyn b, constituye elejemplar más prometedor, ya que sehalla en la franja de habitabilidad. Peropara confirmar que, en efecto, se tratade un mundo con agua, se requiereinstrumentación aún en desarrollo.El hallazgo ha sido posible gracias alespectrógrafo HARPS, situado en elObservatorio de La Silla (ESO) enChile. “A día de hoy resulta muy com-plejo descartar falsos positivos en labúsqueda de exoplanetas, de ahí quelos datos de HARPS hayan debidocomplementarse con otros dos espec-trógrafos -destaca Pedro J. Amado(IAA)-. Podremos paliar este problemagracias a CARMENES, un instrumentoque estamos desarrollando para elObservatorio de Calar Alto y que, alobservar tanto en el visible como en elinfrarrojo, permitirá descartar falsospositivos de manera inmediata”.

Una historia convulsaAl margen de su posible habitabilidad,estos planetas resultan interesantesdebido a su inusual historia. La estrellade Kapteyn forma parte de un grupode estrellas (denominado grupo deKapteyn) situadas en el halo de la Vía

Láctea, una estructura esférica queenvuelve toda la galaxia. El grupoforma una especie de corriente quegira a una velocidad de doscientosnoventa kilómetros por segundo entorno al centro de la Vía Láctea, peroen sentido contrario al del resto decomponentes de la galaxia.Su dinámica y velocidad apuntan aque el grupo de Kapteyn constituye unjirón de una galaxia menor que fuedespedazada y absorbida por la VíaLáctea. Esta hipótesis, que exige parala estrella de Kapteyn una edad demás de diez mil millones de años -como comparación, el Sol solo tienecinco mil millones-, se correspondetambién con las características de laestrella (baja metalicidad y poca activi-dad), que sugieren que se trata de unaestrella muy vieja.Así, este sistema planetario podríahaber surgido en las primeras etapasde la formación de las galaxias ysobrevivido a un proceso de caniba-lismo galáctico, lo que lo convierte enuna fuente de información fundamen-tal sobre la formación de planetas.“Las estrellas de baja masa como la deKapteyn -con apenas un tercio la masadel Sol- pueden ser muy longevas,tanto incluso como para tener casi laedad del universo. En ningún otro tipode estrellas podríamos estar estu-diando la evolución de sistemas plane-tarios tan viejos, porque para entoncesla estrella ya se habría convertido enuna gigante roja y engullido los plane-tas en su zona habitable, como lo haráel Sol con la Tierra”, concluye Amado(IAA-CSIC).

Mundos antiguos en torno auna estrella "foránea"

Se han hallado dos planetas en torno a laestrella de Kapteyn que, posiblemente,formaba parte de una galaxia satélite que fueabsorbida por la Vía Láctea

u El magnetógrafo IMaX, un ins-trumento desarrollado íntegramenteen España, ha desvelado cómo seforman y evolucionan los tubos deflujo en el Sol, considerados los ladri-llos del magnetismo solar y cuyaexistencia se había demostrado solode forma indirecta debido a su redu-

cido tamaño. La inigualable resolu-ción obtenida por la misión SUN-RISE ha permitido seguir por primeravez la evolución de uno de estostubos, que ha resultado diferente a loque se proponía hasta ahora.El instrumento IMaX se diseñó paraabordar uno de los mayores desafíos

de la astrofísica actual, el campomagnético solar, que se manifiestade muy variadas formas, como elciclo de once años, las manchas olas tormentas solares. Hoy día seconsidera la clave para profundizaren el conocimiento del Sol y prede-cir cómo se va a comportar y en quémedida nos afectará. Y los tubosmagnéticos, con un tamaño depocos cientos de kilómetros, resul-tan esenciales en este escenario, yaque se cree que las grandes estruc-turas, como las manchas, se forman

IMaX, a bordo de la misión SUNRISE -untelescopio que observó el Sol desde un globoestratosférico en el Ártico-, ha observado laformación y evolución de un tubo magnéticoen la superficie solar

El instrumento español IMaX revela cómo nacen yevolucionan las estructuras magnéticas en el Sol

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Actualidad

Simulación que muestra un evento simi-lar al que pudo sufrir la galaxia satélite ala que pertenecía la estrella de Kapteyn.

[Victor H. Robles, James S. Bullocks, Miguel Rocha(UC-Irvine) y Joel Primack (UC-Santa Cruz)].

u En las llanuras de San Agustín(Nuevo México, EEUU), veintisieteradioantenas independientes observanel universo al unísono y funcionancomo un único radiotelescopio detreinta y seis kilómetros de diámetro.Se trata del Very Large Array, uno delos ejemplos de la extraordinaria efica-cia de la interferometría en radio. Lacomunidad astronómica internacionalbusca aplicar esta técnica con lamisma eficacia a longitudes de ondamenores, como el óptico y el infrarrojo,y para ello lleva organizándose desde2004 y bianualmente el BeautyContest, que este año han ganadoinvestigadores del IAA.“La distorsión que produce la atmósferaterrestre en el óptico y el infrarrojo difi-culta el desarrollo de la interferometría

en estas longitudes de onda, para lasque además no podemos emplear losalgoritmos de reconstrucción de lasimágenes que empleamos en radio”,apunta Joel Sánchez, investigador delIAA que ha presentado la propuestaganadora.En interferometría en radio la combina-ción de los datos obtenidos con losdiferentes telescopios y la reconstruc-ción de imágenes a partir de ellos cons-tituye un procedimiento asentado, peroen óptico e infrarrojo aún no dispone-mos de las herramientas idóneas.Desde 2001, la Unión AstronómicaInternacional promueve el desarrollo de

algoritmos que permitan reconstruirimágenes fielmente a partir de losdatos interferométricos, y entre las ini-ciativas destaca el Beauty Contest. En la edición de 2014, los concursan-tes han recibido datos obtenidos con elinstrumento PIONIER, que combinacuatro telescopios ópticos de dosmetros de diámetro, del Very LargeTelescope Interferometer (VLTI). Losdatos correspondían a dos objetos: RCarinae, una estrella variable que pre-senta emisiones periódicas de material,y VY Canis Majoris, una estrella super-gigante roja que muestra una densaenvoltura de polvo y una alta tasa depérdida de masa.

Los diez grupos participantes, de insti-tuciones como la Universidad deCambridge, el Observatorio EuropeoAustral o el Instituto Max-Planck deAstronomía, desarrollaron sus propiosalgoritmos para combinar y analizar losdatos y obtener una única imagen de RCarinae y de VY Canis Majoris. Laorganización del congreso combinó lasimágenes de cada objeto sometidas aconcurso, lo que permitió obtener unaimagen media que mostrara las carac-terísticas más notorias de cada estrellay descartara señales erróneas.Esta imagen media mostraba, para RCarinae, dos regiones brillantes en lasuperficie estelar y una marcadaestructura con forma de cascarón alre-dedor de la estrella, y para VY CanisMajoris una fotosfera -algo así como la“atmósfera” de la estrella- alargada ydos regiones brillantes próximas allimbo.El grupo ganador fue el que presentólas imágenes que mostraban de formamás fidedigna estas estructuras carac-terísticas, y el premio recayó en elgrupo de Interferometría Óptica delInstituto de Astrofísica de Andalucía(IAA-CSIC) formado por Joel Sánchez,Antxon Alberdi y Rainer Schödel. “Joeltiene una gran habilidad para el manejode algoritmos, Rainer es un experto enemisión infrarroja y yo llevo muchosaños trabajando en interferometríaradio, y nuestras capacidades han con-vergido muy bien”, destaca AntxonAlberdi (IAA-CSIC).Silbia López de Lacalle (IAA)

Investigadores del IAA ganan el BeautyContest para la obtención de imágenesinterferométricas en el óptico/infrarrojoLa interferometríaconsiste en observarel mismo objeto convarias antenasseparadasgeográficamente, conlo que se obtiene elequivalente a untelescopio deltamaño de ladistancia que separalas antenas

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a partir de elementos más pequeños.

Una evolución inesperadaVista a escala de unos mil kilómetros,la superficie del Sol aparece dominadapor la granulación, un fenómeno con-vectivo similar al burbujeo del agua alhervir: gas caliente y menos densoasciende hacia la superficie y, alenfriarse, aumenta su densidad y des-ciende.“Entre los gránulos encontramos con-centraciones débiles de campo mag-nético -señala Iker S. Requerey, inves-tigador del IAA que encabeza el estu-dio-. Los gránulos convergen hacia uncentro al que arrastran los pequeñoscampos, que se aglutinan e intensifi-can, dando lugar a un tubo magnético”.En esta primera fase, reconocida en la

teoría pero observada por primera vezgracias a este trabajo, el tubo presentapoca energía magnética. Sin embargo,

como el campo magnético frena laconvección, el gas en el interior deltubo se enfría y desciende, lo que pro-

duce que el tubo se estreche yaumente la intensidad del campo mag-nético.“Parecía que el desarrollo de los tubosterminaba ahí, pero hemos compro-bado que no se trata de estructurasestables”, destaca Jose Carlos delToro Iniesta, investigador del IAA-CSICque dirige la tesis de Iker Requerey. Alcontrario, la serie temporal de veinti-trés minutos obtenida porIMaX/Sunrise muestra que el tuboexhibe un carácter oscilatorio,ganando y perdiendo intensidad con eltiempo. “No solo hemos sido capacesde observar la secuencia por primeravez, sino que además hemos halladouna fase posterior y desconocida quemerece ser estudiada”, concluye DelToro. SLL (IAA)

Serie temporal que muestra la concentración de campo magnético en el tuboestudiado por IMaX.

Izda. Ia imagen de VY Canis Majorisganadora a la mejor reconstrucción a par-tir de los datos de PIONIER del VLTI.Dcha. La misma estrella fotografiada porel telescopio espacial Hubble.

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u El planeta Venus gira muy len-tamente sobre sí mismo, tanto que undía allí dura doscientos cuarenta y tresdías terrestres. Pero su atmósfera,que debería rotar también despacio,circunda el planeta en apenas cuatrodías. El motor que origina y mantieneesta superrotación atmosférica aún sedesconoce, aunque las numerosasondas que pueblan la atmósfera delplaneta podrían jugar un papel impor-tante. Un estudio ha identificado lanaturaleza de estas por primera vez.“Venus es un quebradero de cabezapara los especialistas en dinámicaatmosférica. Sus vientos superan loscuatrocientos kilómetros por hora,sesenta veces más que la velocidadde rotación del planeta -como compa-ración, los vientos más veloces en laTierra están muy por debajo de suvelocidad de rotación-”, apunta JavierPeralta, investigador del IAA queencabeza el estudio. “Pero tras treintaaños de investigación, hoy en díaseguimos sin un modelo físico que

reproduzca fielmente la superrotaciónde Venus”, destaca el investigador.Las ondas atmosféricas, que mues-tran una extraordinaria variedad y acti-vidad, constituyen una pieza clavepara describir la circulación de laatmósfera de Venus, pero su natura-leza y propiedades eran desconoci-das. La razón de este desconoci-miento se debe sobre todo a que elfuncionamiento de la atmósfera deVenus difiere drásticamente de la deplanetas que rotan más rápido, comoMarte o la Tierra: mientras que en laprimera el viento tiene un papel predo-minante en el equilibrio de la presiónatmosférica, en las segundas es larotación el factor dominante.“Por primera vez, hemos deducidotodas las ondas atmosféricas que sonsolución de las ecuaciones de movi-miento propias de Venus, lo que a suvez ha permitido que podamos identi-ficar la naturaleza de las ondas quevemos en las observaciones de lamisión Venus Express”, señala Javier

Peralta (IAA-CSIC). El trabajo, que hacatalogado un total de seis tipos dife-rentes de ondas y ha predicho suscaracterísticas, ofrece una herra-mienta sistemática de clasificación deondas, y permitirá estimar su papel enel transporte, creación y disipación deenergía en la atmósfera.“Algunas de las ondas que hemosencontrado, como las acústicas o lasde gravedad, tienen propiedadesprácticamente idénticas a las que hayen la Tierra -destaca Javier Peralta(IAA-CSIC)-. Sin embargo, otras noexisten en nuestro planeta, como lasque hemos llamado ondas centrífu-

gas, que explican las oscilaciones dedoscientos cincuenta y cinco días quese ven en los vientos de Venus”.Este trabajo no solo permitirá afrontarun estudio profundo de las ondas enla atmósfera de Venus, sino tambiénen la de Titán, la mayor luna deSaturno, que también presenta unaatmósfera superrotante. Asimismo, lasconclusiones de la investigación sonaplicables a muchos planetas en tornoa otras estrellas que, según los datosdisponibles, podrían mostrar tambiénsuperrotación.

Silbia López de Lacalle (IAA)

Descifradas las ondas atmosféricas de Venus, una delas claves para comprender la superrotación de suatmósfera La atmósfera de Venus muestra velocidades dehasta sesenta veces la de su superficie, unfenómeno conocido como superrotación cuyoorigen aún no cuenta con una explicaciónsatisfactoria

La sonda Venus Express, sobre una imagen real de las ondas atmosféricas de Venus.

u Las supernovas de tipo Ia tie-nen lugar cuando una enana blanca,el “cadáver” de una estrella similar alSol, absorbe material de una estrellacompañera y alcanza una masa crí-tica, equivalente a 1.4 masas sola-res, lo que desencadena una explo-sión cuya luminosidad será, dado suorigen, similar en casi todos los

casos. Esta uniformidad convirtió alas supernovas de tipo Ia en los obje-tos idóneos para medir distancias enel universo, pero el estudio de lasupernova 2014J sugiere que podríahaber diferentes caminos para quese produzcan este tipo de explosio-nes, lo que pone en cuestión su usocomo “candelas estándar”.

“Si hay distintos orígenes tambiénhabrá variaciones en brillo. Hastaahora habíamos corregido empíri-camente las diferencias de brillo, loque permitió descubrir la expansiónacelerada del universo. Sinembargo, para hacer cosmología deprecisión probablemente necesite-mos identificar el origen de cadasupernova Ia, y aún no hemos lle-gado a ese nivel de comprensión”,señala Miguel Ángel Pérez Torres,investigador del IAA que encabezael estudio.Al modelo predominante hasta

De generalizarse estas conclusiones, lassupernovas de tipo Ia podrían no servircomo “candelas estándar” para medirdistancias astronómicas

Las supernovas de tipo Ia procedende la explosión de una enana blancaacompañada de una estrella gemela

Concepción artística de la explosión deuna supernova de tipo Ia a partir de unaenana blanca y una estrella normal.Fuente: NASA/CXC/M Weiss.

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u Los planetas se forman a par-tir de discos de gas y polvo quegiran en torno a las estrellas jóve-nes. Una vez formada la “semilla”del planeta, una pequeña acumula-ción de polvo, este irá agregandomaterial y producirá un surco en eldisco con la forma de su órbita. Estaetapa de transición entre el discooriginal y el sistema planetario -difí-cil de estudiar y aún poco conocida-es, precisamente, lo que se haobservado en la estrella HD169142y que se ha difundido a través dedos artículos publicados en larevista The Astrophysical JournalLetters. “Aunque en los últimos años se handescubierto más de mil setecientosplanetas extrasolares, solo en con-tados casos se ha obtenido imagendirecta y todavía no se ha logradouna imagen inequívoca de un pla-neta en formación -apunta MayraOsorio, investigadora del Instituto deIAA que encabeza una de las publi-caciones-. En HD 169142 quizásestamos viendo, precisamente, lassemillas de gas y polvo que más

tarde se convertirán en planetas”. HD169142 es una estrella joven,con dos veces más masa que el Soly cuyo disco se extiende unas dos-cientas cincuenta unidades astronó-micas, o UA (una unidad que equi-vale a la distancia entre la Tierra y elSol, ciento cincuenta millones dekilómetros). El sistema presenta unaorientación inmejorable para el estu-dio de los planetas en formación yaque vemos su disco de frente. El primero de los trabajos explora eldisco de HD169142 con el radiote-lescopio Very Large Array, que per-mite detectar granos de polvo devarios centímetros. Los resultados,combinados con datos del infrarrojo,que trazan la presencia de granosde polvo microscópicos, muestrandos surcos en el disco, uno en laregión interna (entre 0,7 y 20 UA) yotro más externo y menos desarro-llado, entre 30 y 70 UA. “Esta estructura ya sugería que eldisco está siendo modificado pordos planetas u objetos subestelares,pero además los datos en radio des-velaron la existencia de un grumo de

La joven estrella HD169142 muestra un discode gas y polvo donde se aprecian doscavidades en forma de anillo, posiblementedebidas a la formación de sendos planetas

Se observan signos de la formación de un sistemaplanetario en torno a la estrella HD169142

ahora, formado por una enanablanca y una estrella normal, sesuma otro que plantea la fusión dedos enanas blancas, un escenarioque no implica la existencia de unlímite máximo de masa y, por tanto,no producirá necesariamente explo-siones con la misma luminosidad.

SN 2014J, una supernovamuy cercanaLos resultados derivan del estudiode la supernova 2014J, situada a11.4 millones de años luz de laTierra, mediante las redes de radio-telescopios EVN y eMERLIN. “Setrata de un fenómeno que se pro-duce con muy poca frecuencia en eluniverso local. 2014J es la super-

nova tipo Ia más cercana a nosotrosdesde 1986, cuando los telescopioseran mucho menos sensibles, ypuede que la única que podamosobservar tan cerca de nosotros enlos próximos ciento cincuenta años”,apunta Pérez Torres (IAA-CSIC).La observación en radio permitedesvelar qué sistema estelar sehalla tras una supernova de tipo Ia.Por ejemplo, si la explosión procedede una enana blanca absorbiendogas de una estrella compañera, seespera que haya una gran cantidadde gas en el entorno; al producirsela explosión, el material expulsadopor la supernova chocará con esegas y producirá intensa emisión enrayos X y radio. Por el contrario, una

pareja de enanas blancas no gene-rará esa envoltura gaseosa y, portanto, no habrá emisión en rayos X yradio.“No hemos detectado emisión enradio en SN 2014J, lo que favoreceel segundo escenario”, apuntaPérez Torres. “De generalizarse esteresultado, las consecuencias cos-mológicas son muy potentes, por-que el uso de las supernovas de tipoIa para medir distancias astronómi-cas quedaría cuestionado”, con-cluye el investigador.

Concepción artística de la explosión deuna supernova de tipo Ia a partir de dosenanas blancas. (NASA/CXC/M Weiss)

Arriba: concepción artística de un disco protoplanetario en torno a una estrella joven.Fuente: L. Calcada (ESO). Debajo: Imagen del disco de polvo en torno a la estrella HD 169142 obtenida con elradiotelescopio VLA a 7 mm. Las cruces (+) señalan las posiciones de los posiblesprotoplanetas. En el recuadro de la parte superior derecha se muestra, a la mismaescala, la imagen obtenida con el VLT a 3.8 micras, de la fuente infrarroja brillantesituada en la cavidad interna del disco.

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u La Tierra, en su movimiento alre-dedor del Sol, intercepta cada añoentre 40.000 y 80.000 toneladas demeteoroides, fragmentos de materia-les desprendidos de asteroides,cometas u otros planetas. Depen-diendo de su tamaño, se desintegra-rán ejjjkjn la atmósfera o alcanzaránla superficie terrestre. ElObservatorio de Calar Alto contribuiráa un mejor seguimiento de estosfenómenos gracias a una estación dedetección de meteoros formada por

cinco cámaras CCD de alta sensibili-dad, que permite identificar de formaautomática la entrada de meteoroi-des.“En Calar Alto ya hemos detectadoanteriormente bólidos gracias a lascámaras de vigilancia externa yhemos difundido las imágenes a tra-vés de la página web, pero esta esta-ción supone un importante avance enla capacidad del observatorio para elestudio de estos fenómenos”, señalaJesús Aceituno, vicedirector del

Observatorio de Calar Alto.Los equipos forman parte del pro-yecto SMART, que se desarrolla bajola dirección científica de José MaríaMadiedo (Universidad de Huelva)con la colaboración del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).La nueva estación de meteoros deCalar Alto trabaja de manera con-junta con las otras siete estacionesque forman parte del proyectoSMART en Andalucía y Castilla LaMancha, y con el resto de estacionesde meteoros que la Red Española deInvestigación sobre Bólidos yMeteoritos tiene instaladas en otrospuntos del país. Gracias a los equipos CCD instala-

dos en Calar Alto se puede calcular laórbita que siguen los meteoroides, demanera que puede determinarse dequé objetos del Sistema Solar proce-den. En caso de que estos materialesimpacten contra el suelo se podrádeterminar en qué lugar han caídolos meteoritos, de manera que sepodrán recuperar y analizar lasrocas. Estos sistemas de detecciónpermiten, además, obtener el espec-tro de emisión de los bólidos que seregistran, pues gracias al uso deredes de difracción permiten des-componer la luz que emiten los mete-oroides al desintegrarse en la atmós-fera. De esta manera se puede deter-minar la composición química deestos fragmentos de materia interpla-netaria.

Meteoroides, bólidos ymeteoritosLa mayoría de estos fragmentos noalcanzan la superficie terrestre,debido a que los meteoroides impac-tan contra la atmósfera a grandesvelocidades (entre once y setenta ytres kilómetros por segundo). Estabrusca entrada calienta su superficie,que en pocas décimas de segundoalcanza una temperatura de variosmiles de grados centígrados, y elobjeto comienza a perder masa enforma de fragmentos sólidos, materiafluida o gas caliente. Durante esteproceso se genera luz y calor, unfenómeno luminoso conocido comometeoro. Los meteoros más brillan-tes (con un brillo superior a una mag-nitud estelar de -4) los producen losmeteoroides de mayor tamaño y reci-ben el nombre de bólidos. Cuandouna parte del material que forma elmeteoroide consigue sobrevivir a subrusco paso a través de la atmósferay alcanza el suelo, el fragmento quesobrevive se denomina meteorito.

El Observatorio de Calar Altoinstala un nuevo sistema dedetección de meteoroides

Un sistema de cinco cámaras monitoriza elcielo durante toda la noche y permiteidentificar de forma automática la entrada demeteoroides en la atmósfera terrestre

material en el surco externo, situadoaproximadamente a la distancia dela órbita de Neptuno, que apunta ala existencia de un planeta en forma-ción”, señala Mayra Osorio (IAA-CSIC).

Uno (o dos) compañerosen torno a HD169142El segundo de los trabajos se centróen buscar, mediante observacionesen el infrarrojo con el Very Large

Telescope, la existencia de algúnobjeto en los surcos del disco. Yhallaron una señal intensa en lacavidad interna, que podría corres-ponder a un planeta en formación oa una enana marrón (una especie deestrella “fallida”, que no alcanzó lamasa necesaria para desencadenarlas reacciones nucleares que carac-terizan a las estrellas). Los datos en el infrarrojo no mostra-ron, sin embargo, la presencia del

objeto en el surco externo que suge-rían las observaciones en radio.Esta no detección podría deberse alimitaciones técnicas y ha servidopara acotar las características de unposible objeto: los investigadorescalculan que un objeto con unamasa entre una décima y dieciochoveces la masa de Júpiter rodeado deuna envoltura fría podría haberpasado desapercibido en la longitudde onda observada.

“En futuras observaciones podre-mos comprobar si el disco albergauno o dos objetos. En cualquiercaso, HD 169142 constituye unobjeto prometedor porque se tratade uno de los pocos discos de tran-sición conocidos y nos está descu-briendo el entorno en el que se for-man los planetas”, concluye MayraOsorio (IAA-CSIC).

Silbia López de Lacalle (IAA)

Bólido detectado el 3 de septiembre de2014 con las cámaras de vigilancia externa

del Observatorio de Calar Alto.

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u Las galaxias son el resultado deun proceso evolutivo de miles de millo-nes de años, y su historia se halla codi-ficada en sus distintos componentes. Elproyecto CALIFA ha asumido la laborde descodificar esa historia, en unasuerte de arqueología galáctica, a tra-vés de la observación en 3D de unamuestra de seiscientas galaxias. Conla emisión pública de los datos corres-pondientes a doscientas galaxias, elproyecto alcanza su ecuador conimportantes resultados a sus espaldas.“Los datos de las primeras cien gala-xias que publicamos en noviembre de2012 ya han superado las siete mil des-cargas y han producido una gran varie-dad de resultados, tanto dentro comofuera de la colaboración CALIFA -des-taca Sebastián Sánchez, investigadorque encabeza el proyecto-. Con másde treinta publicaciones científicas,más de cien presentaciones en congre-sos y cinco tesis defendidas, este pro-yecto es el más productivo de cuantosse han desarrollado en el observatoriode Calar Alto. Esta emisión de datossupone un nuevo hito en el proyecto,que ya constituye un referente interna-cional en muestreos extragalácticos”.

ResultadosEl proyecto CALIFA no solo permiteconocer las galaxias con un nivel dedetalle hasta ahora inconcebible, sinoque también aporta datos sobre la evo-lución de cada galaxia en el tiempo:indica cuándo y cuánto gas se convirtióen estrellas en cada etapa y cómo evo-lucionó cada región de la galaxia a lolargo de doce mil millones de años.Gracias a los datos de CALIFA, losinvestigadores han podido extraer lahistoria de la evolución en masa, brilloy elementos químicos de la muestra degalaxias. Así se ha podido comprobarque las galaxias más masivas crecenmás rápido que las menores, y queademás lo hacen de dentro afuera, for-mando las regiones centrales en primerlugar.También se han obtenido resultadossobre cómo se producen, dentro de lasgalaxias, los elementos químicos nece-sarios para la vida, o sobre los fenóme-

nos involucrados en las colisionesgalácticas. Incluso ha podido obser-varse directamente la última genera-ción de estrellas que se ha formado yque aún se halla dentro de su nido deformación.“CALIFA es un proyecto internacionalque va a representar la referencia ensu campo para la próxima década.Este legado se ofrece a la comunidadcientífica desde el observatorio deCalar Alto y muestra su enorme poten-cial para la investigación astrofísica deprimer nivel”, apunta José ManuelVílchez, investigador del IAA de parti-cipa en el proyecto.

Un muestreo únicoEl proyecto CALIFA, concebido desdeel Instituto de Astrofísica de Andalucíay desarrollado desde el Observatoriode Calar Alto, combina las ventajas delas dos técnicas de observación emple-adas hasta la fecha: la toma de imáge-

nes, que aporta información detalladasobre la estructura galáctica, y laespectroscopía, que revela las propie-dades físicas de las galaxias (composi-ción química, edad, etc).CALIFA aplica la tecnología IFS -acró-nimo en inglés de “espectroscopía decampo integral”-, que permite tomarunos mil espectros por galaxia, lo queha permitido obtener una visión pano-rámica de las galaxias. Se trata del pri-mer estudio IFS diseñado de maneraexplícita como un proyecto de tipolegado y, cuando culmine, será elmayor estudio de este tipo que jamásse haya completado.Este proyecto único en el mundo hasido posible gracias a la combinaciónde la potencia colectora de luz deltelescopio de 3,5 metros del observato-rio de Calar Alto con el gran tamaño delcampo de visión del espectrógrafoPMAS/PPAK y las noches reservadasal proyecto. SLL (IAA)

Segunda emisiónpública de datos deCALIFA, un muestreo degalaxias desarrollado enel Observatorio de CalarAlto

Una visión sin precedentes de doscientasgalaxias del universo local

Se obtienen las características de ciento treinta y dos objetos transneptunianosu El observatorio espacial Herschel de la ESA ha estudiado 132 de los 1.400 objetos que seconocen más allá de la órbita de Neptuno, a unos 4.500-7.500 millones de kilómetros del Sol. Entreestos objetos transneptunianos, o TNOs por sus siglas en inglés, se encuentran cuerpos notablescomo Plutón, Eris, Haumea o Makemake.Este estudio hizo posible determinar las dimensiones y los albedos –la fracción de la luz visible querefleja su superficie– de los TNOs, propiedades que serían muy difíciles de obtener por otrosmedios. Lo que más llama la atención es su gran diversidad. Los TNOs oscilan entre los 50 y los 2.400 kiló-metros de diámetro, siendo Plutón y Eris los de mayor tamaño. Dos de ellos tienen una forma mar-cadamente ovalada: Haumea y Varuna. Algunos de ellos incluso tienen su propio sistema de lunas.El estudio del albedo permite sacar conclusiones sobre la composición de sus superficies. Un albedo bajo (representado en marrón) indica que la superficieestá formada por materiales oscuros, como compuestos orgánicos, mientras que un albedo alto (blanco) sugiere que está cubierta de hielo puro. Varios investigadores del Instituto de Astrofísica de Andalucía participan en el proyecto TNOs are cool.

EN BREVE:

En el próximo númerohablaremos de lo que,según los expertos, seráuna de las revoluciones

tecnológicas del futuro próximo: laimpresión 3D. Si metéis estas dospalabras en Google os saldrán mul-titud de artículos y vídeos que osdarán una idea de lo que ya sepuede hacer y de lo que se conse-guirá dentro de pocos años. Eltema es tan apasionante que se meocurren un montón de preguntaschulas. De momento me centro enlos materiales, ya iremos comen-

tando otros aspectos curiosos. Lasimpresoras 3D comerciales habi-tualmente usan un material plásticoque calientan e inyectan por capas,pero se han utilizado o propuestomuchos otros materiales, como…(¿cuál es la respuesta falsa?):

SALA limpiapor Miguel Abril (IAA)

Imaginad que estáishaciendo una limpiezade las gordas, de las dellegar hasta el fondo delos armarios, y os topáis

con esa cinta de grandes éxitos de losochenta que en vuestra adolescenciaera una de vuestras posesiones máspreciadas. “¡Qué fuerte, hermanos,qué fuerte!”, que diría Nacho Dogan.Aparte de descubrir que vuestro movi-miento de cadera no es tan irresistiblecomo os parecía entonces, segura-mente notaréis que el sonido es bas-tante malo porque, a pesar de quesolo han pasado unas pocas déca-das, el soporte magnético ya haempezado a degradarse. No, unacinta magnética no ofrece garantíaspara preservar información importantea largo plazo. Un disco duro tiene elmismo problema, pero se le suma elhecho de que tiene partes mecánicasmóviles complejas, y eso lo hacemucho más propenso a fallos. ¿Unpen drive, entonces? Es pequeño,compacto, rápido de leer y, como

comentábamos en el último número,cabe más información dentro que enlos discos duros de los ordenadoresde hace solo unos pocos años.Pero… ¿es fiable? A mí me falló unola semana pasada y no hubo forma dearreglarlo. Tampoco es que me esfor-zara mucho, es verdad, porque comoahora prácticamente te los regalancon los Phoskitos, era más sencillocoger otro. ¿Y la nube? La nube… ¿De verdadvais a confiar la receta de las torrijasde la abuela a algo que tiene nombrede cosa algodonosa que un día estáahí y el siguiente no? Yo no. En reali-dad, aparte de a la degradación delpropio soporte físico (cuyo principalenemigo, por cierto, no son los cam-pos magnéticos sino la temperatura),todos estos medios de almacena-miento basados en soportes magnéti-cos se enfrentan a otro problemaseguramente más grave: la obsoles-cencia. Os proponía más arriba queescucharais una cinta de música delos ochenta, pero antes de que podáis

hacer la prueba seguramente os ten-dríais que plantear otra cuestión:¿dónde demonios consigo un radio-casette para reproducirla? O, sin irmás lejos, intentad leer un disco durode cinco pulgadas en los que guarda-bais esa novela que escribisteiscuando erais jóvenes y que os iba aconvertir en el nuevo Stephen King. Siconseguís una disquetera, segura-mente vuestro sistema operativo no lasoportará y tendréis que liar un pitotede padre y muy señor mío a base demáquinas virtuales con emulacionesde sistemas operativos de los que notenían ventanitas. Siento deciros,jovenzuelos que leéis esto mientrasesbozáis una sonrisilla de suficienciaal pensar en los discos de cinco pul-gadas, que lo mismo va a pasar conlos pen drives, los discos duros oincluso con la nube. Llegarán mediosde almacenamiento mejores, conmayor capacidad y menor consumo, yel acceso a los datos antiguos se harácada vez más complicado. Así que, siqueréis conservar la receta de lastorrijas de la abuela, usad un trocitode papel. Sí, vale, es cierto: muchospapeles se ponen amarillos y despuésde unos cuantos años pueden inclusodeshacerse. Pero, aunque a algunospueda parecerles una contradicción,hoy, en plena revolución digital, hayvarios grupos trabajando para conse-guir un papel más resistente y dura-

dero reduciendo su acidez, lo cual dis-minuye la proporción de impurezasresponsables de romper las cadenasque forman su estructura y que produ-cen su degradación. No en vano, aúnhoy tenemos acceso a textos de hacedos mil quinientos años escritos enpapiros, que vienen a ser como papela lo bestia. Y si los antiguos egipcioslo podían hacer, ¿no vamos a conse-guirlo nosotros, que se supone quesabemos mucho más? Por tanto, lamejor respuesta de entre las propues-tas es la A. Y digo ‘entre las propues-tas’ porque mi amigo David Galadí,que de esto sabe un montón (*), mepropuso una que sería todavía másadecuada: las tablillas de barro cocidoque usaban los antiguos sumerioscon escritura cuneiforme. Conservalas principales ventajas del papel, asaber: pueden descodificarse usandohardware accesible a todos nosotros(nuestros ojos y cerebro) y softwarepúblico y no encriptado (siemprehabía querido aprender sumerio).Pero añaden una gran ventaja: soninmunes a la humedad y, sobre todo,al gran enemigo del papel: el fuego. Acambio, presentan un pequeño incon-veniente: su escasa capacidad. Cabela receta de las torrijas, pero para pre-servar El Quijote y poder llevártelo a laplaya en vacaciones igual te hacíafalta un camión de tres ejes. Inclusoen versión tablilla de bolsillo.

la respuesta:¿Cómo almacenarías la receta de las torrijas de tu abuela paraestar seguro de que los nietos de los nietos de tus nietospodrán seguir tomándolas en Semana Santa?A. En un trozo de papel, por supuesto. B. En una cinta magnética, por supuesto.C. En un disco duro, por supuesto.D. En un pen drive, por supuesto.E. En la nube, por supuesto.

(*) Artículo “Un bit es para siempre” en Caos y Ciencia http://www.caosyciencia.com/ideas/articulo.php?id=030812

Algunas piezas de las impresoras 3D se fabrican en otras impresoras 3D. Entonces, ¿cómosurgió la primera? Según la secta de los tresdeprintianos del tercer día, Dios es la impresora3D primigenia.

la pregunta:

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A. SALB. POLVO LUNARC. CEMENTOD. GUANOE. TITANIO

RESPUESTAS

Como casi siempre ocurre en la ciencia,nuevos hallazgos dan lugar a nuevos inte-rrogantes. Mencionamos tres de ellos amodo de ejemplo:1. El satélite Swift ha mostrado que la emi-sión ultravioleta y óptica por un lado y laemisión en rayos X por otro no van pare-jas en la mayoría de los casos, lo que com-plica el modelo estándar. La realidad esmás compleja y se han postulado la exis-tencia de al menos dos tipos de chorrosrelativistas, geometrías diversas, etc. Laconfirmación de muy alta polarización en

rayos gamma (con errores de medicióndemasiado altos por ahora) puede ser cru-cial. ¿Será la futura misión AstroMeV de laESA (en preparación y si se aprueba) laque tenga la respuesta?2. Ahora que ya se han descubierto unpuñado de supernovas (altamente energéti-cas, eso sí) responsables de una considera-ble fracción de los GRBs de larga duración,se está debatiendo si algunos de estosGRBs/SNe se podrían considerar luminariasestándares con lo que supondrían un nuevométodo para restringir los parámetros cos-mológicos como ya se ha hecho con lassupernovas tipo Ia. Pero necesitamos almenos quintuplicar la muestra existente…

3. Por otro lado, aunque no todos losGRBs de corta duración responden almodelo de coalescencia de estrellas com-pactas en sistemas binarios residiendo engalaxias de tipo temprano, son sin dudaalguna los candidatos número uno paraproducir las ondas gravitatorias que seesperan detectar con el experimentoAdvanced LIGO en tierra y con la misiónLISA Pathfinder en el espacio a partir de2015. ¿Tendremos que esperar unadécada (como rezan las previsiones máspesimistas) para detectar uno?Entre tanto, muchos de los trabajos deColgate siguen siendo aún material cla-sificado…

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR ALBERTO J. CASTRO-TIRADO

(IAA-CSIC)

Incertidumbres

Colgate, aparte de ser una marca de den-tífrico, es también y no por casualidad elapellido de una saga americana de la quetambién dimanó Stirling Colgate (1925-2013), un científico del afamadoLaboratorio Nacional de Los Álamos. Élpostuló que las explosiones nuclearesdeberían ser detectadas como fogonazospor detectores de rayos gamma a bordode satélites militares en baja órbita. No envano, había trabajado en el estudio de losproductos radiactivos producidos por labomba de hidrógeno, pero también dejóclaro que podrían confundirse con emisióna alta energía resultante de explosiones desupernovas.Retrotraigámonos pues cincuenta años, amediados de los sesenta del pasado siglo,para situarnos en plena Guerra Fría entrelas dos superpotencias de la época, losEstados Unidos y la Unión Soviética.Habiéndose firmado el 5 de agosto de1963 el tratado de prohibición parcial dearmas nucleares entre los dos países (con-juntamente con Inglaterra), no pasó muchotiempo antes de que se pusieran en órbitasatélites espías para ver si cada cual cum-

plía con lo pactado. De hecho, el primerode la seria Vela americana se lanzó tan sólotres días (¡!) después de firmarse dicho tra-tado. Por cierto, el nombre se tomó del infi-nitivo castellano “velar” (estar alerta). El 2 de julio de 1967 tuvo lugar la primeradetección de una explosión cósmica derayos gamma (GRB) por parte de los saté-lites Vela4A y Vela4B, y el 3 de julio de1969 fue localizado por primera vez unGRB de manera precisa (pocos grados deerror), por los Vela5A y Vela5B. Los saté-lites soviéticos también registraron los des-tellos, pero si los militares americanos tar-daron varios años en pasarle los datos a loscientíficos, más aún se demoraron suscolegas del otro lado del telón de acero. Elprimer artículo (en Astrophysical Journal)se publicó en 1974 y para un año despuésya había casi un centenar de modelos paraexplicar su origen, a todas las escalas ima-ginables.A partir de entonces, se sucedieron lasmejoras en los detectores y las misionesespaciales para culminar con la conocidadistribución isótropa de las fuentes origina-rias de los GRBs y una distribución bimodal(GRBs cortos y largos) que culminaron conla detección de las contrapartidas a otraslongitudes de onda gracias a la detección

de la onda de choque contra el medio inte-restelar en forma de rayos X por parte delsatélite BeppoSAX en 1997, época frené-tica que vivimos algunos de los científicosdel IAA que aún trabajamos en estecampo de la astrofísica. Ello supuso la con-firmación del origen cosmológico de estasexplosiones, merecedores del honor de serlos fenómenos más energéticos delUniverso (si exceptuamos el propio bigbang). Hoy en día está ampliamente aceptadoque los GRBs de larga duración se deben aque el núcleo de una estrella extremada-mente masiva, de baja metalicidad y rota-ción rápida (como una de tipo Wolf-Rayet),se colapsa en un agujero negro en las eta-pas finales de su evolución. La caída deesta materia hacia el agujero negro generauna pareja de chorros relativistas en ladirección del eje de rotación, que empujancon fuerza la capa superior de la estrellaatravesándola literalmente y produciendouna serie de choques internos (la emisióngamma en sí) y externos al chocar con elmedio interestelar (la emisión a otras lon-gitudes de onda). La radiación sincrotrónes el proceso físico predominante quedomina la emisión en todas las longitudesde onda.

Pilares científicos

EXPLOSIONES DE RAYOS GAMMA (GRBS)

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Imagen de fondo: GRB 100621AFuente: NASA/Swift/Stefan Immler.

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición delos colegios interesados. Pueden obtener más información en la página Web del instituto o con-tactando con Emilio J. García (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: garcia@iaa.es).

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

El Radioscopio es un programa de divulgación científica realizadoy producido desde Canal Sur Radio en colaboración con el Institutode Astrofísica de Andalucía. Presentado y dirigido por Susana Escudero (RTVA) y Emilio J. García (IAA), este programa aborda la divul-gación de la ciencia con humor y desde una perspectiva original y rigurosa.

R E C O M E N D A D O S

h t t p : / / r a d i o s c o p i o . i a a . e s

PROYECTO GLORIA

http://sci.esa.int/rosetta/53593-outreach-resources/

MISIÓN ROSETTA. MATERIAL DE DIVULGACIÓN

La Agencia Espacial Europea ha desarrollado una completapágina web para dar a conocer la misión Rosetta a través dediversos formatos: numerosas imágenes y vídeos, una serieen youtube que responde a curiosidades sobre la misión, unaplantilla que permite construir un modelo de la nave, entre-vistas a investigadores difundidas a través de Euronews, unaserie de dibujos animados, un concurso de fotografía, un blogy perfiles de facebook y twitter.

h t t p : / / g l o r i a - p r o j e c t . e u / e s /

GLORIA responde a las siglas de GLObal Robotic-telescopes IntelligentArray y será la primera red de telescopios robóticos del mundo de accesolibre. Los usuarios podrán adentrarse en la astronomía realizando observa-ciones directas con telescopios robóticos, o analizar datos que otros usua-rios hayan adquirido. El acceso será libre para todo aquel que tenga unaconexión a internet y un navegador web. GLORIA está abierto a cualquieracon interés en la astronomía y solo es necesario darse de alta como usua-rio para comenzar a investigar el cosmos.

EL RADIOSCOPIO

A G E N D A http://www-divulgacion.iaa.es/ciclo-lucas-lara

30 oct

19h

28 nov

18h

18 dic

19h

Mayra Osorio (IAA) La cuna de la vida: cómo se forman las

estrellas y los planetas

Duetos científicos con motivo de la celebración

del 75 aniversario del CSIC

La misión Rosetta

LOS VÍDEOS DE LAS SESIONES ANTERIORES ESTÁN DISPONIBLES EN: http://www-divulgacion.iaa.es/ciclo-lucas-lara

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA. CICLO LUCAS LARA

Emilio J. Alfaro (IAA) y JuanManuel García Ruiz (LEC).Matilde Barón (EEZ) y JuanCastilla (EEA).

José Juan López Moreno yPedro J. Gutiérrez (IAA)