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NÚMERO 2 - PRIMAVERA/VERANO 2011

STAFF

Editora Responsable / DirectoraLIC. LUCÍA CRISTINA SENDÓN

Director PeriodísticoDIEGO LUIS HERNÁNDEZ

Director de Arte / Diseño GráficoALFREDO MAESTRONI

Secretario de la redacciónMARIANO RIBAS

Redactores de esta ediciónADRIANA RUIDÍAZ - WALTER GERMANÁGRACIELA CACACE - MARTÍN CAGLIANIROBERTO ARES - GABRIELA CASTELLETTI

ColaboradoresNatalia Jaoand, Ezequiel Bellocchio, SergioEguivar, Jorge Weselka, Leonardo Julio, Matías

Tomasello, John Dubinski, Omar Mangini

AgradecimientosAmarilis Querol, Carmen España, Marcelo

Teplitzki, Magdalena Ruiz Alejos, Diego Piris,Marcela Lepera, Rafael Girola, Graciela Toledo,

Luis Raineri, Sergio Freijomil, Juan CarlosAguirre, Mauro Spagnuolo, Edgardo Sborlini

AdministraciónGRACIELA VÁZQUEZMARCELA BARBIERI

Página web / Correo electrónicowww.planetario.gob.ar

revistaplanetario@buenosaires.gob.ar

ImpresiónGRÁFICA PRESSPOINT

Av. Elcano 3969 - Capital FederalTel. 4555-4040 - www.presspoint.com.ar

EDITORIAL

Presentamos esta segunda edición de la revista con alegría porque hemos recibido muy buenoscomentarios de nuestro primer número y esto nos alienta para seguir en el rumbo trazado. Que-remos seguir despertando curiosidad e interés por la astronomía y creemos que éste nuevo canalde comunicación lo cumple.El lanzamiento de la revista nos encontró en medio de un proceso de cambio que está conclu-yendo en estos días. Justamente queremos que este número coincida con la tan ansiada reinau-guración del Planetario. Y este momento tan esperado nos encuentra con mucha ansiedad perotambién con tristeza pues el corazón de nuestro viejo proyector Carl Zeiss dejará de latir -nopor voluntad propia- para dar lugar a un nuevo proyector de última generación.Cuando comencé a escribir esta editorial era mi intención transmitirles mi entusiasmo por larenovación de nuestro instrumental y la llegada de proyectores, llenos de novedosos y sofisticadosmecanismos que nos permitirán disfrutar de las maravillas del cosmos. ¡Y es verdad! Este cambiotecnológico nos permitirá ver el Cosmos desde adentro, salir de nuestra perspectiva terrestrepara poder internarnos entre las nebulosas y galaxias y poder ver de cerca planetas, satélites o elnacimiento de nuevas estrellas. Pero esto significaba, al mismo tiempo, que tendría que dejar delado a un “viejo amigo” y esto nunca es agradable. Es sólo un instrumento, dirán algunos, peroquienes trabajamos en el Planetario sabemos que representó mucho más que eso.Quiero rendir un homenaje a un compañero de ruta que nunca dejó de funcionar durante 45años. Gracias “viejo amigo” que nos acompañaste durante 162.000 horas días girando e ilumi-nando con estrellas a tantas generaciones de niños, hoy ya adultos, que pasaron por nuestra casa.Querido proyector que despertaste tantas vocaciones de hoy prestigiosos científicos de nuestropaís, hoy te da las gracias quien viste llegar a los 22 años, a quien acompañaste, ayudaste a hacerdocencia y a crecer hasta convertirse en la Directora del Planetario.

Lic. Lucía Cristina SendónDirectora Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”

Reservados todos los derechos. Está permitida la reproducción, distri-bución, comunicación pública y utilización, total o parcial, de los con-tenidos de esta revista, en cualquier forma o modalidad, con la condiciónde mencionar la fuente. Está prohibida toda reproducción, y/o puesta adisposición como resúmenes, reseñas o revistas de prensa con fines co-merciales, directa o indirectamente lucrativos. Registro de la PropiedadIntelectual en trámite. Tirada de esta edición: 3.000 ejemplares.

Revista de divulgación científica del Planetariode la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”

SUMARIO

/// La colisión entre la Vía Láctea y Andrómeda. /// Famosa y lejana. Observación de Andrómeda.

/// Observación: El show de Júpiter. /// Usted está aquí. Puntos cardinales. /// Paleoclima.

/// Campo del Cielo en el Planetario. /// Furia Roja. Actividad solar. /// Institucionales.

/// Teledetección. /// Astrofísica. Remanentes de supernovas. /// Las estrellas de Brasil.

/// La cara de la Luna que vemos desde la Tierra. /// Galería astronómica. /// El año de Neptuno.

/// La migración astronómica de las aves.

Ministerio de Cultura

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Las dos galaxias más grandes del “Grupo Local” se están acercando. Inexorablemente, dentro de3 mil millones de años se encontrarán y protagonizarán una lenta y traumática danza gravitatoria.Un abrazo definitivo que las convertirá en una única estructura.

GALAXIAS

Choque de titanesLa coLisión entre La Vía Láctea y andrómeda

Por Mariano Ribas, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

A llí está Andrómeda. Lucecalma e inofensiva. Es aquelmanchón pálido y difuso quedurante la primavera y desde

nuestras latitudes, apenas se asoma sobreel horizonte del norte, cerca de la media-noche. En las grandes ciudades sólo po-demos verla con binoculares. Pero encielos oscuros y transparentes es fácil ob-

servarla a ojo desnudo, como un suaveresplandor ovalado del tamaño de seislunas en fila. Mirar a Andrómeda resultapor demás emocionante: es el objeto máslejano observable a simple vista. Está auna distancia de casi 3 millones de añosluz; un espacio tan grande que la luz, queviaja a 300.000 km/segundo, demora casi3 millones de años en cruzar. Mucho es-

pacio… y mucho tiempo. Y eso tambiénes profundamente emocionante: cuandomiramos a Andrómeda, en realidad, lavemos como era hace casi 3 millones deaños.Esa suave luz galáctica que recién ahoraentra en nuestras pupilas es muy vieja.Salió de allí cuando en la Tierra aún vi-vían Lucy y los demás Australopithecus

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GALAXIAS

afarensis, aquellas pequeñas criaturas bí-pedas que nos antecedieron en el caminoevolutivo. Sin embargo, noche a noche,año tras año y siglo tras siglo, esa brutalbrecha espacial que separa a Andró-meda de nuestra galaxia, la Vía Láctea, seva cerrando. Sin que lo hayamos notado,hoy están un poco más cerca que ayer, ymañana estarán un poco más cerca quehoy. Alguna remotísima vez, dentro demiles de millones de años, estos dos pesospesados de la fauna galáctica local se en-contrarán en un fenomenal abrazo gravi-tatorio; un episodio mayúsculo quedesatará oleadas masivas de alumbramien-

tos estelares y, luego, el nacimiento detoda una nueva galaxia.

Reinas del “Grupo Local”Puede resultar curioso, pero hasta haceapenas un siglo, la mayoría de los cientí-ficos pensaba que nuestra galaxia era todoel Universo. Pero durante las décadas de1920 y 1930, Edwin Hubble y otrosgrandes astrónomos hicieron estallartodas las escalas de espacio y tiempo: porun lado, demostraron que, en realidad, laVía Láctea era apenas una más entre losmiles y miles de millones de galaxias quesalpican los vastos y oscuros vacíos cósmi-cos. Además, comprobaron que el Uni-verso mismo estaba (y está) en velozexpansión (una observación científica re-volucionaria que serviría de base para laposterior Teoría del Big Bang). Todo untema que merece, obviamente, un capí-tulo aparte. Lejos de estar sola, la Vía Láctea formaparte del llamado “Grupo Local”, una fa-milia de unas 50 galaxias desparramadasen un radio de pocos millones de añosluz. La inmensa mayoría del “GrupoLocal” son modestas galaxias “enanas”,formadas por unos pocos miles de millo-

nes de estrellas. Otras son unpoco más respetables, como laNube Mayor y la Nube Menorde Magallanes, dos galaxias ve-cinas que se ven como mancho-nes en nuestros cielos australes.Pero la verdad es que en estacincuentena de galaxias sólo haytres verdaderamente notables.La tercera en el podio es M 33(también conocida como la“Galaxia del Triángulo”, por laconstelación donde se ubica),una muy bonita galaxia espiralde unos 50.000 años luz de diá-metro. La segunda es la nuestra,la Vía Láctea, una galaxia espi-ral barrada de 120 mil años luzde diámetro, con unos 400 milmillones de estrellas (lo de “ba-rrada” se debe a que su núcleoestá, justamente, atravesado poruna barra de estrellas y gases).Obviamente, la número 1 esAndrómeda, otra galaxia espiralun poco más grande que lanuestra, pero con una masa es-

telar muy parecida a la Vía Láctea. Estefabuloso carrousel de estrellas –tambiénconocido como M 31– es uno de los íco-nos máximos de la Astronomía. No haylibro o revista especializada que no tengauna foto de Andrómeda en sus páginas.Además, es uno de los objetos más nota-bles del firmamento boreal, especial-mente, porque desde el hemisferio surapenas podemos verla sobre el horizonte(ver el siguiente artículo). Indiscutiblemente, y más allá de ciertosparámetros específicos –no del todo cla-ros- que puedan tenerse en cuenta (pa-rece, por ejemplo, que la nuestra tienemás materia oscura1), Andrómeda y la VíaLáctea son los dos titanes del “GrupoLocal”. Incluso, cada una de ellas tiene ungran séquito de galaxitas satélites, atadasa sus tremendos tirones gravitatorios. Ycomo veremos, todo indica que, a largoplazo, la suerte ya está echada para ambas.

A toda velocidadPongamos las cosas a escala, para enten-derlo mejor. Actualmente, la distanciaentre la Vía Láctea y Andrómeda es de 2,9millones de años luz. Si tomamos encuenta esa brecha y los tamaños de ambas

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La galaxia de Andrómeda esuno de los íconos máximosde la Astronomía. No hay

libro o revista especializadaque no tenga una foto de ella.Además, es uno de los obje-tos más notables del firma-

mento boreal.

Un ejemplo de colisión actual: galaxias de Las Antenas.

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GALAXIAS

galaxias, y si prescindimos de ciertas dife-rencias, podríamos representarlas comodos compact discs separados por 3 metros.No parecen demasiado juntas, pero seestán acercando. A partir de distintos es-tudios espectrales de la luz emitida porAndrómeda, queda bien claro que su ve-locidad radial con respecto a la Tierra –ya toda la Vía Láctea, en realidad– es deunos 140 km/segundo; es decir, 500.000km/hora. En realidad, no es que la VíaLáctea esté quieta y que Andrómeda senos venga encima, sino que ésa es la sumade las velocidades de una con respecto aotra. Los dos titanes del “Grupo Local” se estánacercando entre sí, a paso firme y soste-nido, mientras devoran millones y millo-nes de kilómetros por día (muy poco aescala intergaláctica). La Vía Láctea y suhermana mayor se verán las caras bien decerca dentro de 3 mil millones de años. Yentonces, comenzará un lento, espectacu-lar e inexorable drama cósmico.

Choques galácticos virtuales Las colisiones entre galaxias son fenóme-nos relativamente habituales en elUniverso. De hecho, los más grandes te-lescopios han fotografiado cientos decasos, algunos verdaderamente impresio-nantes, como el de las famosas galaxias“Antenas” (NGC 4038 y NGC 4039), si-tuadas a 60 millones de años luz denosotros. Entre otras cosas, el estudio deesos choques galácticos ha echado algo deluz sobre la suerte que les espera a la VíaLáctea y a Andrómeda. Tan o más importantes han sido las con-tribuciones de varios modelos teóricos ysimulaciones por computadoras realizadasdurante los últimos años. Entre los casosmás notables, figuran los publicados en2000 y 2001 por el astrónomo John Du-binski (Universidad de Toronto), y másrecientemente, en 2007, por un grupo deinvestigadores encabezados por omasCox y Abraham Loeb (Centro de Astro-física Harvard-Smithsonian, en Massa-chussets); más las espectaculares imágenesvirtuales generadas, durante los últimosaños, por el doctor Frank Summers y suscolegas (Space Telescope Science Institute,en Baltimore). Se simularon “Vía Lácteasy Andrómedas virtuales” en súper com-putadoras, y se cargaron pilas de datos:

masas, diámetros, densidades, orientacio-nes, distancias y velocidades. Así fue po-sible adelantarse en el tiempo y recrear–aproximadamente, claro está– el encuen-tro entre las dos galaxias, su evolución ysus consecuencias. Veamos qué pasará…

Nacimiento de una súper galaxiaNada especialmente significativo ocurriráhasta dentro de unos 1500 millones deaños. A partir de ese entonces, lentamente(y a medida que Andrómeda vaya apare-ciendo cada vez más grande y brillante enel cielo de la Tierra), las siluetas de ambasgalaxias empezarán a deformarse progre-sivamente, producto de sus respectivos ti-roneos gravitatorios. Unos 1000 millonesde años después tendrán su primer en-cuentro, a más de 1.500.000 km/hora.Será un tremendo roce que las deformarácompletamente: sus cerrados cuerpos es-piralados se desplegarán hasta formarunas especies de letras “S” muy estiradas.Ambas galaxias, completamente desgarra-das, seguirán de largo, se alejarán duranteunos cientos de millones de años más,para luego frenarse, y entonces sí, caerhacia su abrazo y fusión definitiva. Lejos de chocar verdaderamente, tantoen su roce inicial como en su fusiónfinal, Andrómeda y la Vía Láctea se atra-vesarán e integrarán sus cuerpos, con suscientos de miles de millones de estrellas.De hecho, y dados los enormes vacíos in-terestelares, es extremadamente improba-ble que ni siquiera dos de sus incontables

estrellas choquen entre sí (para entenderloun poco mejor, basta con imaginarse ados granos de arena separados en el volu-men de un estadio de fútbol). En mediode retorcijones y corrientes alocadas de es-trellas, lanzadas en una y otra dirección,ambas galaxias se irán asentando en uncuerpo único de forma aproximadamenteovalada. Habrán pasado unos 4000 mi-llones de años desde nuestros días. El largo y traumático parto del nuevomonstruo galáctico, que nosotros preferi-mos llamar “Vía Andrómeda” (aunque enel hemisferio norte hayan elegido el nom-bre de “Milkomeda”), traerá aparejadootro fenómeno nada menor: masivasoleadas de nacimientos de estrellas, pro-vocados por violentísimos choques y re-

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La galaxia de Andrómeda, tal como la vemos en la actualidad.

La Vía Láctea y Andrómedatienen su suerte echada.

Nada significativo ocurriráhasta dentro de 1500

millones de años. Luego,empezarán a deformarse

progresivamente, productode los tirones gravitatorios,y alguna vez las dos serán

una sola.

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GALAXIAS

molinos de inmensas masas de gas y polvogalácticos. Nuevos soles se encenderánpor primera vez en la flamante y todavíamuy convulsionada súper galaxia.

¿Y el Sistema Solar?En los cielos de la Tierra el espectáculo es-tará garantizado desde el comienzo. La es-piralada silueta de Andrómeda ocupandocasi todo el cielo es algo que eriza la pielde sólo pensarlo. Pero… ¿habrá alguienpara verla? ¿Cuál será la suerte de todo elSistema Solar en medio de semejante des-barajuste galáctico? Nada podemos saber acerca de la suertede la humanidad. Tal vez, por aquel le-janísimo entonces, hayamos pobladobuena parte de la galaxia (evolucionadoshacia patrones anatómicos difíciles deimaginar), o quizás hayamos desapare-cido muchísimo tiempo antes. La únicacerteza que tenemos es que dentro de 3 ó4 mil millones de años, el Sol seguirá“vivo”. Sí, será una estrella muy vieja, peroaún le quedará resto para brillar otros dosmil millones de años. Los modelos deDubinski y de Cox/Loeb coinciden enque seguramente el Sol (arrastrando con-sigo a todo el Sistema Solar), saldrá dis-parado hacia los bordes de la nuevagalaxia, y quizás quede a unos 100.000años luz de su centro (actualmente esta-mos a 27 mil años luz del núcleo de la VíaLáctea). Pero el viejo Sol sabrá defender yretener a su cohorte de mundos, hasta elfinal de sus días. En medio de la debaclegaláctica, su gravedad se impondrá a losmuy atenuados tirones de otras estrellas,mucho más lejanas y a la deriva. Cuando el viejo Sol finalmente se apaguepara siempre, Vía Andrómeda ya habrácalmado sus furias de parto. La colosalgalaxia elíptica, con casi un millón demillones2 de estrellas, estará en paz. Ydominará orgullosa este rincón del Uni-verso. g

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Tres imágenes de una simulación por computadora realizada por John Dubinski, de laUniversidad de Toronto, que muestra cómo sería la lenta fusión entre Andrómeda y la

Vía Láctea, a lo largo de cientos de millones de años.

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OBSERVACIÓN DE ANDRÓMEDA

“Una pequeña nube en la constelaciónde Andrómeda”. Así describió Abd Al-Rahman Al Sufi, más conocido comoAzophi1, en su “Libro de las estrellas fijas”(964 después de Cristo) a la hoy co-nocida como galaxia de Andrómeda(M 31). Pero, ¿la había descubierto?Desde luego que no. Muchas veces se ad-judica un descubridor a astros que pue-den verse a ojo desnudo. Éste es el casode M 31, observada desde siempre, aligual que Marte o Júpiter. No tiene undescubridor, aunque quizás podríamospreguntarnos cuál fue el primer ser vivoque dirigió hacia allí una mirada conalgún tipo de inquietud, algo que evi-dentemente nunca sabremos. Lo que sí sabemos hoy es que Andró-meda es el objeto astronómico más le-

jano que puede verse a simple vista desdela Tierra, y que pasó de ser una conspi-cua mancha en los cielos del norte, o unasimple nebulosa cercana, a transformarseen la galaxia más destacada (a la par dela Vía Láctea) en nuestro vecindario ga-láctico, conocido como “Grupo Local2”.

Cómo se ve Andrómeda Para observar a M 31 será fundamentalalejarnos de las grandes ciudades, esdecir, escapar de la contaminación lumi-nosa. También debemos escoger el mo-mento más adecuado. Para el observadorque vive en latitudes medias del hemis-ferio norte, la galaxia de Andrómeda seencuentra perfectamente ubicada, muyalta sobre el horizonte la mayor parte delaño. Por el contrario, para nosotros que

vivimos en latitudes medias del hemisfe-rio sur, la tarea es mucho más compli-cada. En su mejor momento, desde laciudad de Buenos Aires y alrededores,Andrómeda apenas llega a elevarse unos15º sobre el horizonte (ver Gráfico pág.11). Por ello, además deberemos buscarun lugar con un horizonte despejado deobstáculos, como árboles o edificaciones.Para observarla desde nuestras latitudes,el momento ideal es entre los meses deseptiembre (por la madrugada) y no-viembre (en torno a las 23:00 hs). Lasposibilidades se reducen cuanto más alsur de nuestro país nos encontremos, yes prácticamente inobservable más alláde los 45º de latitud sur, por su baja al-tura sobre el horizonte. La galaxia se verácomo una tenue mancha grisácea de

Famosa y lejanaPor Walter Germaná, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

Desde nuestras latitudes, la mejor época para observar a la galaxia más popular del cielo-con cierta dificultad dada su baja altura-, es entre los meses de septiembre y noviembre.

En el cielo de Yamay la oscuridad es suficiente como para ver a Andrómeda a simple vista, la manchita central de la imagen.Desde nuestras latitudes, el tiempo para observar a esta galaxia es acotado.

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OBSERVACIÓN DE ANDRÓMEDA

forma ovalada, y tendremos que buscarlamirando casi exactamente hacia el puntocardinal norte, a 15º de altura, en las fe-chas y horarios indicados en la Tabla.Para encontrar a Andrómeda podemosguiarnos fácilmente con las estrellas yconstelaciones ubicadas visualmente ensu cercanía. La figura dominante, quese encuentra en el centro de nuestroMapa, es la constelación de Pegaso. Sedestacará principalmente su cuadrilátero,formado por las estrellas Scheat (Beta),Markab (Alfa), Algenib (Gamma) y Al-pheratz (Alfa Andromedae). Luego bus-caremos la constelación de Andrómeda:la figura se desarrolla hacia la parte infe-rior derecha del Mapa. Si comenzamosdesde la estrella Alpheratz (que une a Pe-gaso con Andrómeda) y descendemos endiagonal hacia abajo a la derecha, llega-remos a la estrella Mirach (Beta Andro-medae). A partir de aquí, un caminoformado por dos estrellas más pálidasnos permitirá alcanzar nuestro objetivo.

Con prismáticosHasta aquí hemos descrito cómo ubicara M 31 a simple vista. Pero si contamoscon binoculares, pequeños, medianos ograndes, nos serán de enorme ayuda. Así

podremos evidenciar un brillo mayor enla parte central de la galaxia, lo que co-rresponde a su núcleo, y en gran medidatambién su forma. Además, podremosdivisar a dos astros “vecinos”: M 33,también conocida como “Galaxia delTriángulo” (por el nombre de la conste-lación donde se encuentra), situada endiagonal, arriba a la derecha de M 31; yNGC 752, un cúmulo estelar abiertogrande, brillante y disperso, ubicado pordebajo de M 33.

Con telescopioSi contamos con un telescopio, podre-mos además apreciar otras dos manchascercanas a la estructura principal de An-drómeda. Éstas son M 32 y M 110, dosgalaxias satélites de M 31. También de-bemos tener en cuenta que Andrómedaes un objeto muy grande en el cielo(abarca 3º, es decir, como 6 lunas puestasuna al lado de la otra). Por eso, salvo quequeramos apreciar algún detalle en par-ticular, no nos será útil hacer uso demucho aumento en el telescopio, ya quela galaxia no entrará completa en elcampo del ocular. De hecho, será difícilque esto ocurra con la mayoría de los te-lescopios, aun trabajando con poco au-

mento. Por eso es que muchos creemosque Andrómeda es un objeto ideal paraobservar con binoculares.

Un intrusoPara finalizar, debemos hacer referenciaobligada al astro más brillante que do-mina la escena de todas estas noches, yque está ubicado en el extremo superiorderecho del Mapa. Se trata de Júpiter, si-tuado actualmente en la constelación deAries (la posición, ya que no es “fija”,

Para observar a estagalaxia es fundamental

alejarnos de lasgrandes ciudades.

En su mejor momento,desde Buenos Aires y

alrededores, Andrómedaapenas llega a elevarse

unos 15º sobre elhorizonte.

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Parte central de Andrómeda,la que resulta visible a simple

vista o con binoculares.

el tamaño aparente de la galaxia es igualal de 6 lunas puestas en fila.

AUTORES: D. L. HERNÁNDEZ Y A. MAESTRONIPLANETARIO DE LA CIUDAD DE BUENOS AIRES “GALILEO GALILEI”

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OBSERVACIÓN DE ANDRÓMEDA

está definida para diferentes fechas delcorriente año, aunque como se verá, nocambia demasiado). Los pormenores re-lacionados al planeta más grande del Sis-tema Solar y a su observación podránverse en el artículo siguiente. g

Para facilitar la búsqueda de la galaxia de Andrómeda (M 31), es conveniente primero ubicar el cuadrilátero de Pegaso. Luego,la constelación de Andrómeda y las estrellas Alpheratz y Mirach. Las posiciones de Júpiter valen sólo para el año 2011.

Gráfico que muestra la posición de la galaxiade Andrómeda en el momento de alcanzarsu mayor altura sobre el horizonte, para unalatitud como la de Buenos Aires (34,5º S).La Tabla de la izquierda indica los mejoresmomentos para observarla.

AUTORES: D. L. HERNÁNDEZ Y A. MAESTRONIPLANETARIO DE LA CIUDAD DE BUENOS AIRES “GALILEO GALILEI”

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El show de Júpiter

OPOSICIÓN DE JÚPITER

cLaVes para obserVar, entender y disfrutar su mejor acercamiento hasta 2022

El gigante a rayas del Sistema Solar se está robando todas nuestras miradas al cielo. Y con razón: afines de octubre, Júpiter se ubicó a su mínima distancia a la Tierra hasta el año 2022. Una excelenteoposición. Durante varias semanas se lo vio como pocas veces, brillante e inconfundible a ojo des-nudo, absolutamente impresionante y rico en coloridos y cambiantes detalles a través de telescopios.Y su observación sigue siendo óptima durante lo que resta del 2011.

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Por Mariano Ribas, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

úpiter es el quinto planeta a partirdel Sol y está unas cinco veces máslejos de nuestra estrella que la Tie-rra. Tanto, que para completar su

órbita, el gigantesco planeta gaseoso de-mora casi doce años de los nuestros.Cada 13 meses, la Tierra –que recorreuna órbita más chica y a mayor veloci-dad– “alcanza” a Júpiter del mismo ladodel Sol. Y entonces, fugazmente, los tresforman una línea casi recta en el espacio(Sol-Tierra-Júpiter). A eso se le llamaoposición, porque el Sol y el planeta seubican diametralmente opuestos desdenuestro punto de vista, tanto en el espa-cio como en el cielo. Al mismo tiempo,una oposición también marca (casi exac-tamente) el momento de menor distan-cia entre la Tierra y Júpiter (o cualquierotro planeta exterior) en cada año. Yaquí está el quid de la cuestión: si las ór-bitas de ambos planetas fuesen perfecta-mente circulares y concéntricas, todas lasoposiciones serían iguales, y cada 13meses Júpiter se ubicaría a la misma dis-tancia mínima de nuestro planeta. Perono es así.

Oposiciones: no todas igualesDesde los tiempos de Kepler, a comien-zos del siglo XVII, sabemos que las ór-bitas planetarias no son aristotélicamentecirculares, sino, justamente, kepleriana-mente elípticas, y que en el SistemaSolar no todo es tan prolijo, ni tan per-fectamente concéntrico, como algunavez se creyó. De hecho, y yendo direc-tamente al punto que nos interesa, lamoderada excentricidad de la órbita deJúpiter hace que su distancia al Sol varíeentre 740 y 816 millones de kilómetros.

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OPOSICIÓN DE JÚPITER

En consecuencia, la brecha de espacioque separa a la Tierra de Júpiter en cadaoposición, cada año, también varía no-tablemente: entre 591 y 676 millonesde kilómetros. Obviamente, esas variaciones reper-cuten directamente en el aspecto delplaneta visto en el cielo terrestre: sudiámetro aparente varía de 44 a 50 se-gundos de arco, y su magnitud visualoscila entre -2,4 y -2,9. La oposición deJúpiter de abril de 2005, por ejemplo,fue muy pobre, con el planeta a 667 mi-llones de kilómetros (diámetro apa-rente: 44,2”; magnitud: -2,4). En elotro extremo, la oposición de septiem-bre de 2010 fue prácticamente inmejo-rable: 592 millones de kilómetros(49,8” y -2,9). Fue la mejor desde 1963

y ligeramente superior a la de octubrede 2011.

La gran oposición de 2011En la noche del 28 de octubre, Júpiterestuvo a 594 millones de kilómetros dela Tierra, su menor distancia hasta sep-tiembre de 2022. Apenas un 0,4% máslejos que en la oposición del año pa-sado. Por eso, el planeta lució práctica-mente idéntico a aquella oportunidad:su diámetro aparente es de 49,6” y sumagnitud visual de -2,9. Para tener unaidea de semejante brillo, podemos decirque Júpiter se vio unas 4 ó 5 veces másluminoso que Sirio, la estrella más bri-llante de la noche; o poco menos queVenus, el famoso “lucero”.Más allá de la noche puntual de la

opos i c ión , va l e l apena des taca r queestos valores visualesexcepcionales de Júpi-ter s e mantuv ie roniguales entre el 22 y el31 de octubre. Másaún, durante más deun mes, entre el 9 deoctubre y el 11 de no-viembre, el diámetroaparente de Júpiter es-tuvo por encima de49”, un tamaño supe-rior al de la mayoríade sus oposiciones.Eso equivale al 3%del tamaño aparentede la Luna en el cielo.Puede parecer poco,pero es muchísimopara un planeta. Ade-

más, hasta fines de 2011 su observa-ción seguirá siendo óptima.

Mirando al giganteA simple vista, Júpiter siempre es unastro muy llamativo, y más aún en opo-siciones tan favorables como ésta. Sinembargo, el mayor espectáculo está re-servado para observarlo con binocularesy, especialmente, telescopios. Con unosbinoculares podemos ver el disco delplaneta pequeño pero bien definido, ya sus lados, cuatro brillantes “puntitos”de luz: Io, Europa, Ganímedes y Ca-listo, sus famosas lunas. Es muy intere-sante y entretenido verlas cambiar deposición noche a noche, incluso, horatras hora, a medida que recorren sus ór-bitas. Con telescopios medianos (100 a 150mm de diámetro), y si utilizamos unos200 a 250 aumentos (lo ideal para la ob-servación planetaria), Júpiter se ve del ta-maño de una moneda, como un discoachatado y de color predominantementeblanco. Un observador atento puede dis-frutar detalles atmosféricos: bandas ycinturones rojizo-amarronados (gruesasnubes que circulan en la alta atmósfera),las regiones polares (más oscuras que elresto del disco) y, por supuesto, la GranMancha Roja, ese colosal huracán de unos25 mil km de diámetro (el doble del de laTierra), observado por los astrónomosdesde hace más de tres siglos.

El regreso del SEBSin dudas, el principal atractivo deesta oposición de Júpiter es observarel “regreso” del Cinturón Ecuatorial Sur(también conocido como SEB, por su

toda la noche Cuando un planeta está en oposición puede versetoda la noche: sale cuando el Sol se oculta, y seoculta cuando el Sol sale (está opuesto al Sol en elcielo). Por eso, el viernes 28 de octubre Júpiter seasomó por el horizonte este-noreste hacia las 19:10hs (en Buenos Aires y alrededores). Enclavado en laconstelación zodiacal de Aries (muy cerca del límitecon Piscis), hacia las 22:00 hs el planeta se ubicó aunos 30 grados sobre el horizonte. Finalmente, hacialas 00:40 hs transitó por el norte, a 43º de altura. Entorno a este momento se dieron las mejores condicio-nes para observarlo con telescopios, dado quecuanto más alto está un astro sobre el horizonte,menos lo afecta la turbulencia de la atmósfera terres-tre. Júpiter siguió viéndose por todo el resto de lanoche, hasta que se ocultó por el oeste-noroesteluego de las 6 de la mañana, con la salida del Sol enel lado opuesto del cielo. Los horarios de salida, trán-sito y puesta son ligeramente distintos en las nochesprevias y posteriores.

Secuencia de imágenes que muestran la rotación de Júpiter, correspondientes a las 00:08, 00:32, 01:02 y 01:29 hsdel 22 de octubre de 2011.

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OPOSICIÓN DE JÚPITER

sigla en inglés), una de las dos principa-les súper estructuras atmosféricas delplaneta (la otra es el Cinturón Ecuato-rial Norte). Esta colosal franja de nubes,situada entre los 10 y 20 grados de latitudsur de Júpiter, se había desvanecido du-rante todo 2010. Comenzó a reapareceren los primeros meses de 2011 y ahoraparece haber vuelto a la normalidad. Puede parecer extraño, pero no es la pri-mera vez que esto ocurre. A partir de losregistros observacionales, los astrónomosplanetarios saben que desde 1901 hastahoy, el SEB ha pasado ya por 16 episodiosde desaparición-reaparición. Aunque susduraciones e intervalos han sido muy va-riables: algunos han durado unos pocosmeses; otros, más de un año. Y los interva-los han oscilado entre 3 y 15 años.¿Qué mecanismos se esconden detrás deestos fenómenos astro-meteorológicos?No hay certezas, pero sí una hipótesiscada vez más fuerte: “No estamos seguros,pero es posible que en las partes más altasdel SEB se formen grandes cirrus de amo-níaco, nubes que gradualmente lo iríanocultando a la vista”, explica GlennOrton, del Jet Propulsion Laboratoryde la NASA. Según Orton, esa posibleformación de cirrus de amoníaco he-lado (NH3) tendría que ver con cam-bios en los vientos globales de Júpiter,que arrastrarían ese compuesto desdezonas bajas hasta zonas altas de la at-mósfera. En pocas palabras, el SEB nodesaparecería realmente, sino que sim-plemente quedaría tapado (o desta-

pado) siguiendo un ciclo irregular deformación y disipación de nubes deamoníaco en la alta atmósfera joviana.Vale la pena repetirlo: esta magnífica opo-sición es nuestra mejor oportunidad paraobservar a Júpiter en más de una década.

Descollante e inconfundible a ojo des-nudo, y absolutamente impresionante através de telescopios. La primavera traebajo el brazo un regalo de aquéllos: unaauténtica y exquisita versión premium del“Rey de los planetas”. A no perdérselo. g

Júpiter sin el SEB, el 9 de agosto de 2010, y con el SEB, el 25 de septiembre de 2011.

planeta atmósferaJúpiter es un planeta fuera de serie. En pocas palabras, podemos definirlo como una enorme “bola de gas” (casi todo,hidrógeno) de casi 143.000 kilómetros de diámetro. Tan grande, que en su interior cabrían mil planetas como el nuestro.En Júpiter no hay superficie sólida, no hay “suelo”. Lo único sólido allí es su núcleo rocoso-metálico (quizás algo másgrande que la Tierra), escondido por debajo de profundísimas capas de hidrógeno y helio, a distintas presiones, tem-peraturas y estados físicos, incluso el líquido. La “superficie” de Júpiter es, en realidad, su súper atmósfera: un manto externo de miles de kilómetros de espesor.Está compuesta en un 80% de hidrógeno molecular (H2), casi un 20% de helio y cantidades menores de amoníaco,vapor de agua, fósforo, oxígeno, azufre, metano y etano. La parte más externa de la atmósfera de Júpiter tiene una tem-peratura de -130ºC. La velocísima rotación del planeta (40 mil km/hora) y los poderosos vientos jovianos “estiran” esasnubes heladas y forman varias franjas paralelas al ecuador del planeta. Las franjas claras, prácticamente blancas, sellaman “zonas”, y las oscuras son los “cinturones”, generalmente de colores amarronados y rojizos, a causa de la pre-sencia de fósforo, azufre e hidrocarburos. Las zonas y cinturones de Júpiter parecen formar parte de un complicadociclo de ascenso y descenso de gases, congelamiento y evaporación, vientos y fenómenos extremos que incluyen colo-sales tormentas, como la famosísima “Gran Mancha Roja”, conocida por los astrónomos desde mediados del siglo XVII.Y es justamente en este complejo marco astro-meteorológico donde se producen espectaculares fenómenos como lasmencionadas desapariciones y reapariciones del Cinturón Ecuatorial Sur (SEB).

fecha de oposición

8 de octubre de 1963

3 de abril de 2005

14 de agosto de 200921 de septiembre de 2010

29 de octubre de 20113 de diciembre de 2012

5 de enero de 20146 de febrero de 2015

distancia a la tierra

591.000.000 km

667.000.000 km

603.000.000 km592.000.000 km594.000.000 km609.000.000 km630.000.000 km650.000.000 km

diámetro aparente

49,81"

44,18"

48,88"49,79"49,59"48,38"46,76"45,30"

Mar

iano

Rib

as, P

lane

tario

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i”.

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PUNTOS CARDINALES

Por Diego Luis Hernández, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

La palabra “cardinal” hace referencia aque en la antigua Roma las calles de lasciudades estaban orientadas en direcciónnorte-sur y adornadas con cardos.

Es habitual decir que por la noche nos po-demos guiar gracias a las estrellas. Claro, hayque saber cómo hacerlo. Pero durante el díapodemos orientarnos también, gracias a laposición del Sol. Solemos decir también quecada día el Sol sale por el este y se oculta porel oeste. Pero esto no es estrictamente así. ElSol se asoma exactamente por el punto car-dinal este y se oculta exactamente por eloeste sólo en dos momentos del año: los delos equinoccios, es decir, cuando comienzanel otoño y la primavera. En esas fechas, elSol, en su recorrido aparente por el cielo(observado desde la Tierra), atraviesa elecuador celeste, que es lo mismo que elecuador terrestre pero extendido al cielo.Desde nuestras latitudes, durante el resto delaño, el Sol aparece y se oculta un poco co-rrido hacia el sur, en primavera y verano, oun poco corrido hacia el norte, en otoño einvierno.Sabido también es que las brújulas no apun-tan exactamente hacia el norte geográfico de

la Tierra, sino hacia el norte magnético denuestro planeta, que se encuentra despla-zado levemente con respecto al norte geo-gráfico. Entonces, si el Sol no sale todos losdías por el mismo lugar y las brújulas noapuntan directamente hacia el norte, ¿cómoubicamos con exactitud los puntos cardina-les durante el día? Muy simple: al mediodía,el Sol siempre atraviesa el meridiano dellugar. El meridiano es una línea imaginariaque podemos trazar uniendo el punto car-dinal norte con el cenit (el punto situadojusto por encima de nuestra cabeza) y elpunto cardinal sur. Pero: ¿cuándo es el mediodía? De acuerdocon la utilización o no del horario de ve-rano, podemos estar una o dos horas ade-lantados al mediodía real. Buenos Aires seencuentra en el Huso Horario -4, es decir,cuatro horas antes de Greenwich, que porconvención utiliza el Huso Horario 0 y estáen el meridiano 0 de la Tierra. En rigor deverdad, el meridiano que coincide con elHuso -4 pasa por la ciudad de Chivilcoy,160 km al oeste de la Capital Federal. Paraintentar ahorrar energía a comienzos de ladécada del ’90, en la Argentina se comenzóa utilizar, después de muchos años, el hora-

rio de verano, por lo que había que retrasarel reloj una hora para luego adelantarlo alfinal del período estival. Pero en 1994 no seregresó al horario normal, por lo que que-damos una hora corridos, es decir, utili-zando durante el año el Huso -3. Por eso, elmediodía, es decir, el momento del día enel que el Sol está más elevado, se da cerca delas 13 hs. En realidad, eso ocurriría exacta-mente en la ciudad de Chivilcoy, o en cual-quier lugar de la Tierra, más al norte o másal sur, que compartiera ese meridiano. Ycomo Buenos Aires se encuentra más haciael este, el mediodía ocurrirá unos pocos mi-nutos más temprano.Ahora sólo tenemos que esperar a las 13horas de cualquier día y verificar la posicióndel Sol. Justo por debajo, estará el punto car-dinal norte; por detrás, el sur; a nuestra de-recha, el este, y a nuestra izquierda, el oeste.Utilizando nuestros brazos podemos formarángulos de 90º para orientarnos.

Durante la nocheDe una manera similar, por la noche pode-mos utilizar las estrellas para orientarnos yencontrar los principales puntos cardinales.Durante mucho tiempo así lo hicieron los

Ud.

está

aquí Fo

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En una imagen tomada con largaexposición, si se apunta al polo sur

celeste, se puede apreciar cómo todo elcielo parece rotar en torno a un punto.

PUNTOS CARDINALES

navegantes. De mucha utilidad les resultóuna constelación que hoy es un emblema denuestras latitudes: la Cruz del Sur. AntonioPigafetta, el cronista de Magallanes, la men-ciona en sus crónicas por los mares australescomo una gran guía, que se iba elevando enel cielo a medida que más hacia el sur nave-

gaban. Por su parte, cuando varios años antesla había divisado Cristóbal Colón tras cruzarel ecuador, recordó un pasaje de la DivinaComedia de Dante en el que mencionabacuatro estrellas brillantes como la entrada alpurgatorio. Supersticioso, Colón emprendióel regreso hacia lugares más boreales donde

Aunque aquí no lo parezca, entre el norte y el este hay 90º. El Sol sale por el este y se oculta por el oeste sólo dos veces al año, en losequinoccios. Desde Buenos Aires, esos días el Sol se eleva 55º al mediodía, cuando transita por el meridiano del lugar. Durante

primavera y verano, el Sol sale y se oculta corrido hacia el sur y se eleva mucho más al mediodía. En otoño e invierno, sale y se ocultacorrido hacia el norte, y se eleva mucho menos. La altura del Sol varía según la latitud; el lugar por el que sale, no.

encontraría otros tipos de peligros. Desde Buenos Aires, la Cruz del Sur es unaconstelación circumpolar. Esto quiere decirque nunca se oculta bajo el horizonte, quese observa durante todo el año y que en elcielo parece moverse en torno al polo sur ce-leste (esto último no ocurre sólo con la Cruz,sino con todo el sector sur del cielo). No de-bemos confundirla con las “Falsas Cruces”,dos rombos que se encuentran entre la ver-dadera Cruz y la estrella Canopus, la segundamás brillante. Para encontrar el sur, hay que extender elpalo mayor de la Cruz del Sur cuatro veces ymedia, y allí estará el polo sur del cielo. Sidescendemos en línea recta hasta el hori-zonte, allí encontraremos el punto cardinalsur; por detrás quedará el norte; a nuestra iz-quierda el este y a la derecha, el oeste. Desde el hemisferio norte la Cruz del Sur noresulta visible. Pero allí cuentan con la estrellaPolaris, que coincide casi con el polo norteceleste. Por eso, a medida que nos adentra-mos en el hemisferio boreal, luego de pasarel ecuador, Polaris se irá elevando, hasta al-canzar el punto más alto en el cielo cuandolleguemos al polo norte. Independiente-mente de la latitud a la que nos encontre-mos, justo por debajo de Polaris, en elhorizonte, estará el punto cardinal norte; anuestras espaldas, el sur; a nuestra izquierda,el oeste; y a nuestra derecha, el este. Por su-puesto, si nos encontramos en el polo norte,cualquier paso que hagamos lo daremoshacia el sur. g

AUTORES: D. L. HERNÁNDEZ Y A. MAESTRONIPLANETARIO DE LA CIUDAD DE BUENOS AIRES “GALILEO GALILEI”

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PALEOCLIMA

Hace 700 millones de años, laTierra estaba habitada sólo porseres microscópicos. Peroluego de un evento conocidocomo Tierra Bola de Nievevemos la aparición de losprimeros animales. Duranteesta súper glaciación, elmundo estuvo cubierto por elhielo, incluso en el ecuador, ylos científicos se preguntan siesto tuvo que ver con laevolución de los animales.

Hace 700 millones de añosnuestro planeta era muydiferente de lo que es hoyen día, incluso su relación

con el resto del Sistema Solar, la Luna in-cluida. Para comenzar, los continentesque hoy reconocemos sobresaliendo delmar tenían una forma muy diferente, yestaban ubicados en otras regiones. Elclima también era distinto: podemosdecir que era el opuesto total al quevemos en la actualidad.Para los humanos de hoy puede resultarincreíble que la Tierra haya estado cubiertade hielo. Nuestra especie se ha enfrentadoa glaciaciones en su historia evolutiva. Laúltima de ellas, y la más fuerte que havisto, tuvo su punto más frío hace 18 milaños, momento en que los hielos cubrie-ron gran parte de Europa y también Nor-teamérica hasta la altura de la actualNueva York. Pero esta glaciación palideceen comparación con las que ocurrieronen el período geológico conocido comoNeoproterozoico, que terminó hace unos600 millones de años. Obviamente, noexistían humanos en aquellos tiempos, niprimates ancestros nuestros, ni mamíferos,ni animales de ningún tipo. La vida antesde esas súper glaciaciones conocidas como

Cuando la Tierra era una bola de hieloPor Martín Cagliani *mcagliani@sinectis.com.ar

Tierra Bola de Nieve era microscópica.Luego de las glaciaciones, la vida multice-lular se diversificó de una forma tan rápidaque al período se le dio el nombre de Ex-plosión Cámbrica. Claramente, cuandohablamos de velocidad lo hacemos en tér-minos geológicos, ya que la mentada ex-plosión ocurrió entre 575 y 525 millonesde años atrás.

La bola de nieve espacialEn las últimas décadas se vienen descu-briendo evidencias, en rocas de alrededorde 700 millones de años de antigüedad,que apuntan a la presencia de glaciaresinmensos y en crecimiento, ubicados enlatitudes ecuatoriales y al nivel del mar.Con la presencia de glaciación a unos 30grados del ecuador, los geólogos creenque el resto del mundo debería habersecongelado rápidamente. Esto se debe aque el hielo y la nieve reflejan la luz delSol; así, la radiación solar, o sea el calor,no es absorbida sino rechazada hacia elespacio. Sin ese calor solar la temperaturamundial bajó mucho. Hoy en día ocurre

lo contrario: al perder cada vez más su-perficie con hielo y nieve en los polosy en las altas cumbres, aparece la tierraoscura que absorbe el calor del Sol en vezde reflejarlo, lo que vuelve cada vez másveloz el calentamiento global.Científicos de la Universidad de Harvardhan publicado un estudio en la revistaScience que presenta evidencias de glacia-res en el ecuador hace 716 millones deaños; y no a 5 mil metros de altura comopuede llegar a existir hoy en día, sino alnivel del mar. Son parte de la glaciaciónque se conoce con el nombre de Sturtian,y que ya hace años se creía que podríahaber sido una de las que se volvieronglobales. Un equipo liderado por FrancisMacdonald descubrió pruebas claras deque esta glaciación duró al menos unos 5millones de años. Las rocas que estudia-ron están actualmente en Canadá, perohace 700 millones de años ese territorioestaba ubicado muy cerca del ecuador.

De cómo se mueven los continentesTerremotos como los recientes de Haití,

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PALEOCLIMA

evita que el dióxidode carbono, un gas deefecto invernadero,quede atrapado en lasrocas por esa mismaerosión, entonces seestabiliza en la atmós-fera a un nivel lo sufi-cientemente alto comopara prevenir que lasplacas de hielo avan-cen. Pero si los conti-nentes se ubican enlos trópicos, perma-necerían libres de hie-los por más que elplaneta se vuelvacada vez más frío y,al estar libres dehielo las rocas, eldióxido de carbonoseguiría siendo atra-pado y no habría freno

para que los hielos marinos crezcan ycrezcan.

La vida en el hieloAntes hablamos de que ya existía la vidacompleja en nuestro mundo hace 700 mi-llones de años. Existían lo que se conocencomo eukariotas, organismos compuestospor una o más células eucariotas, o sea, connúcleo. Todos los seres vivos que existen enla actualidad pertenecen al dominio Eu-karya, que luego se divide en cuatro reinos,dos de los cuales son las plantas y los ani-males. Pero hace 700 millones de años noexistía tal distinción, sólo había seres mul-ticelulares, pero no animales.Las primeras evidencias de animales apare-cen justo después de estas glaciaciones glo-bales. Por eso, los científicos se preguntanqué ocurrió con la evolución de estos seresvivos durante los 5 a 10 millones de añosen que el planeta pudo haber permanecidocubierto de hielo. Si bien los mares pudie-ron haberse congelado, desde el fondooceánico subían gases que evitaban la con-gelación total del agua, y la luz solar llegabaa algunas de esas zonas. El hielo tambiénera dinámico; se rompía con las mareas cre-adas por una Luna que, por aquel enton-ces, estaba más cerca de la Tierra, o abríaparches donde existían volcanes, prove-yendo así un refugio para la vida.En teoría, se cree que durante este evento

Chile o Japón son el reflejo del movi-miento de las placas continentales; unmovimiento lento que, a lo largo de mi-llones de años, puede hacer que los conti-nentes cambien de forma y de ubicacióncon respecto a los polos geográficos. Gra-cias al magnetismo y a la composición delas rocas, los geólogos pueden dar cuentade la antigüedad que tienen y dónde es-taba ubicado el polo norte magnético enaquella época. Así pudieron fechar unaformación rocosa del Yukón canadienseen 716 millones de años, y localizarla enel trópico, a 10 grados de latitud norte,o sea donde hoy está la costa caribeña deColombia o Venezuela.Se cree que por esa época la mayoría delos continentes estaba ubicada cerca delecuador, o en los trópicos. Esta configu-ración inusual podría haber precipitadoel evento Bola de Nieve, según algunasteorías. Esto es porque cuando los conti-nentes están cerca de los polos, como enla actualidad, el dióxido de carbono en laatmósfera se mantiene en concentracio-nes lo suficientemente altas como paramantener cálido al planeta. Cuando lastemperaturas globales bajan lo necesariocomo para que los glaciares cubran loscontinentes de latitudes más altas, comopor ejemplo la Antártida o Groenlandia,las placas de hielo previenen la erosiónquímica de las rocas bajo el hielo. Esto

de Tierra Bola de Nieve casi toda la vidadebe haber muerto. Pero gracias a los vol-canes existieron estos refugios, y tambiéngracias a ellos fue que el planeta cambió yse quitó de encima la cobertura de hielo.

Súper invernaderoEl dióxido de carbono (CO2) liberado seacumuló a niveles récord en la atmósferaya que, al estar todo cubierto de hielo, nohabía rocas ni nada que consumiera ocapturase este gas. Hoy sabemos que elCO2 es un gas que al existir en excesoproduce efecto invernadero, razón por lacual en la actualidad estamos sufriendo elcalentamiento global. Si hoy nos parecemucho, hace unos 600 millones de añosfue peor: la Tierra pasó de ser una pelotade hielo a ser un hervidero en un períodode no más de algunos siglos. Geológica-mente se lo podría calificar de trepidante.Parece algo improbable, pero no lo es.Hoy tenemos ejemplos de estos extremosen nuestro Sistema Solar: Venus, con susúper efecto invernadero y temperaturasincreíblemente altas; y Encelado, luna deSaturno, totalmente cubierta por el hielo,que de hecho es la que se cree podría al-bergar vida extraterrestre bajo aquellacapa helada, como lo hizo la Tierra hace700 millones de años. Ese frío extremoseguido del súper invernadero le produjoun estrés severo a la vida en nuestro pla-neta, que desde una perspectiva evolutivano tiene por qué haber sido malo. Algu-nos científicos creen que estos eventospodrían haber estimulado la evolución yel origen de los animales. No se sabe conexactitud qué fue lo que causó la glacia-ción que llegó a cubrir todo el planeta,pero gracias a ella podría ser que algunosmillones de años después se produjeseuna de las más grandes explosiones devida que se vio en la historia evolutiva dela Tierra: la Explosión Cámbrica, carac-terizada por un aumento de organismosmulticelulares en el registro fósil, entrelos que se destacaron los metazoos, losprimeros animales, que luego de cientosde millones de años derivarían en ustedesque están leyendo. g

* Martín Cagliani es escritor con estudios de perio-dismo científico, antropología, historia, guión de ciney televisión. Publica sus artículos en su sitiohttp://neanderthalis.blogspot.com/, en el diario Pá-

gina 12 y en diferentes medios de comunicación.

Distribución de los continentes cerca del ecuador, tal comoestaban hace cerca de 700 millones de años.

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METEORITOS

Campo del Cielo en el PlanetarioPor Adriana Ruidíaz, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

En nuestro Planetario se exhiben tres grandes meteoritos provenientes de Campo del Cielo:El Tonocoté (850 kg), un fragmento de El Taco (677,85 kg) y La Perdida (1625 kg), ademásde algunos fragmentos menores. Aquí, su historia.

En pleno monte, en el límiteentre las provincias de Chaco ySantiago del Estero, se encuen-tra Campo del Cielo, o Piguem

Nonraltá, como lo llamaban los habitan-tes originarios. Numerosos cráteres y frag-mentos metálicos son las huellas de unacontecimiento excepcional, ocurridohace aproximadamente 4000 años: unmeteoroide, de un peso estimado en 800toneladas, estalló en su entrada a la at-mósfera terrestre y se fragmentó en múl-tiples bloques. Esto originó uno de losmayores campos de impacto de meteori-tos conocidos en la Tierra. Pese a su valorcomo patrimonio científico, histórico ycultural, el área no cuenta con la protec-

ción adecuada. El gobierno del Chacodictó varias leyes para su preservacióny creó el Parque Provincial PiguemN’Onaxa, aunque estas medidas resultaninsuficientes para evitar el tráfico ilegal.

El hierro del ChacoEl Gran Chaco, una vasta planicie de másde un millón de km2, abarca parte deBolivia, Paraguay, Brasil y el noreste deArgentina. Se caracteriza por su gran di-versidad biológica y cultural. Hace 5000años estaba habitada por pueblos de caza-dores-recolectores nómades, provenientesde la región pampeana, que al asentarseen el área se fueron adaptando a las con-diciones ambientales y a los recursos na-

turales. Estos antiguos pobladores, perte-necientes a las etnias Quom, Mocoví,Abipón, Pilagá, Mbayá, Payguá y otras,fueron tal vez testigos de la caída de losmeteoritos de Campo del Cielo. La espec-tacular entrada en la atmósfera, acompa-ñada de truenos y estelas de luz, y losincendios posteriores en el monte, difícil-mente hayan pasado desapercibidos paraellos. No es fácil encontrar fuentes fidedignas,pero algunos relatos dan cuenta de unasucesión de hechos que podrían ser inter-pretados como una descripción de lacaída de los meteoritos y sus consecuen-cias: objetos encendidos que caen delcielo, grandes incendios seguidos de un

El primer sello postal argentino en 3D, dedicado a Campo del Cielo.

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por las exploraciones. En1774, Bartolomé Fran-cisco de Maguna hallóun enorme planchón demetal al que, por su pecu-liar forma, llamó “Mesónde Fierro”. Su peso fueestimado en 23 toneladasy las muestras extraídasfueron equivocadamenteidentificadas como plata.Dos años más tarde, nue-vas muestras permitierondeterminar que se tratabade “fierro de muy particu-lar calidad”. En 1783, una expedicióncomandada por el Te-niente de Fragata MiguelRubin de Celis, intentóconstatar si se trataba deun afloramiento o de una masa aislada.Excavaron y colocaron explosivos para in-tentar retirarlo de su sitio. Producto deestas maniobras, el “Mesón de Fierro”quedó sepultado y nunca más se lo encon-tró.

Heavy MetalEn el siglo XIX, las expediciones en buscadel gran bloque de hierro continuaron sinéxito. En cambio, en 1803, Diego Bravode Rueda halló una pieza metálica de casiuna tonelada, en el paraje de Runa Pocito;y en 1804, Fernando Rojas encontró untrozo de hierro similar a un gran tronco dequebracho. En la segunda mitad del siglose enviaron a la zona expediciones militaresque tenían como objetivo principal el do-minio del territorio. Sin embargo, no de-jaron de buscar el mítico “Mesón deFierro”. Aunque nadie pudo encontrarlo,se comenzaron a descubrir otros fragmen-tos de hierro de diversos tamaños. Esto,

junto con testimonios de indios nó-mades y otros pobladores de lazona, permitió llegar a la conclu-sión de que la región había sufridoel impacto de numerosos meteori-tos. En la actualidad no caben dudasacerca del origen de los fragmentosmetálicos dispersos en Campo delCielo, pero a fines del siglo XVIIIsu existencia era un verdadero mis-terio. Rubin de Celis, intrigado porel aspecto esponjoso del “Mesón de

METEORITOS

período de oscuridad y frío. Los nombrescon los que se designaba la zona, PiguemNonraltá y Otumpa, en lenguas del troncoGuaycurú que se traducen como “Campodel Cielo”, son más que sugestivos.En tiempos de la colonización española,relatos acerca de la existencia de una granmasa de hierro en el Gran Chaco, desper-taron el interés de las autoridades virrei-nales, ya que este metal, imprescindiblepara la fabricación de armas y herramien-tas, debía ser traído de España. En 1576,el capitán Hernán Mexía de Miraval par-tió junto a ocho soldados desde Santiagodel Estero, la ciudad más antigua de Ar-gentina, y luego de muchas dificultades,lograron encontrar un gran “peñol (sa-liente) de fierro”, del que tomaron mues-tras. Por algún motivo, el hierro delChaco quedó en el olvido durante dos si-glos, hasta que rumores de la existencia deuna mina de plata reavivaron el interés

Fierro”, supuso que había sido arrojado allípor algún volcán de la cordillera. Por esosaños, aunque ya se habían observado caídasde meteoritos en Europa y se había podidorecoger muestras del material, los científi-cos no reconocían la posibilidad de quepudieran “caer piedras del cielo”.En 1794 comenzó a especularse con el ori-gen extraterrestre de estos objetos. El físicoalemán Ernst Chladni (más conocido porsus trabajos sobre acústica) fue el primeroen asegurarlo, gracias al análisis de las caí-das registradas y al estudio de varios frag-mentos, entre ellos, uno procedente deCampo del Cielo. Su trabajo no fue acep-tado por la Academia de Ciencias de París,principal institución científica del mo-mento, pero en 1803 Jean Baptiste Biotaportó pruebas que apoyaban la teoría deChladni. Basó sus afirmaciones en el estu-dio minucioso de la composición y distri-bución de los más de 3000 fragmentos enlos que se partió un meteorito, cuya caídase observó en la ciudad francesa de L’Aigle.En el mismo año, Edward Howard habíapresentado ante la Royal Society de Londresun análisis químico de fragmentos deCampo del Cielo en el que sugería quepodría tratarse de un meteorito. En estastierras, Manuel Moreno, hermano deMariano y uno de los intelectuales de laRevolución de Mayo, parece haber sido elprimero en reconocer que el hierro delChaco se trataba de “piedras meteóricas dediferentes magnitudes”, tal como lo publicóen 1922 en La Abeja Argentina, el ór-

clasificaciónLos meteoritos se clasifican, a grandes rasgos, enmetálicos, rocosos y rocoso-metálicos; y más deta-lladamente, en base a criterios como distribución deminerales, tamaño del grano y abundancia de ele-mentos como hierro, níquel, calcio o magnesio. Losde Campo del Cielo son metálicos, también llamadossideritos; más específicamente, octaedritas tipo IAB,con estructura de Widmanstätten: un complejo cris-talino en el que se entrecruzan bandas de taenita,rica en níquel, y kamacita, pobre en níquel. Estáncompuestos aproximadamente por un 93% de hierroy 6% de níquel, y su característica distintiva son susincrustaciones ricas en silicatos y grafito.

Los cráteres de Campo delCielo no son como los que

vemos en la Luna. En la Tierra,la erosión y el depósito de

sedimentos alteran las estructu-ras y dimensiones originales.

En la actualidad no cabendudas acerca del origen de los

fragmentos metálicos dispersosen Campo del Cielo, pero a finesdel siglo XVIII su existencia era

un verdadero misterio.meteorito La Perdida.

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21

METEORITOS

Los viajes de el tacoEn 1962, un equipo de investigadores argentinos y norteamerica-nos, con la ayuda de pobladores del lugar, recorrió Campo del Cielopara estudiar cráteres y meteoritos. Para la misma época, don Lá-zaro Melovich se topó, una vez más, con algo metálico mientrastrabajaba con su arado en la Estancia El Rosario, en Santiago delEstero. Este objeto resultó ser un meteorito, bautizado El Taco ydestinado a ser estudiado en el Smithsonian Museum, en EstadosUnidos.Allí comenzó el periplo de este meteorito, después de haber per-manecido enterrado durante miles de años. Fue trasladado en ca-mión hasta Gancedo, a 15 km del lugar del hallazgo. Desde allí, El

Taco siguió su viaje en el Ferrocarril Belgrano hasta Buenos Aires.La siguiente etapa, en barco hasta el Lamont Observatory, en Pa-lisades, Nueva York; y luego al Smithsonian Museum, en Washing-ton. El proyecto de los investigadores norteamericanos era hacerun calco para preservar la forma original, cortarlo en dos bloques

gano de comunicación de la Sociedad deCiencias Físico-Matemáticas de BuenosAires.

Los primeros estudiosEl primer trabajo para estudiar científica-mente los meteoritos de Campo del Cielofue realizado por el geólogo argentino JuanJosé Nágera, de la Dirección General deMinas e Hidrología, en 1923. A medidaque la zona se iba poblando, comenzaron aregistrarse cada vez más hallazgos. Muchasde las piezas descubiertas fueron donadas adiferentes museos, algunas quedaron enmanos privadas y comenzó a discutirse lalegislación acerca de la propiedad de losmeteoritos. A mediados del siglo XX, en elcomienzo de la carrera espacial, los meteo-ritos representaban la única forma decontacto con elementos de procedenciaextraterrestre. El estudio de los cráteres me-teoríticos en la Tierra se convertía en unmodo de comprender los impactos dejadosen la Luna y en algunos planetas. Con susnumerosos cráteres, Campo del Cielo con-formaba un laboratorio natural ideal para ese

tipo de estudios. Otros sitios así seencuentran en Henbury, AustraliaCentral; Sikhote Alin, Siberia; y enla meseta de Yilf Kebir, en Egipto.Entre 1962 y 1972, un equipo deinvestigadores argentinos y estadou-nidenses, en un programa conjuntoentre el Servicio de HidrografíaNaval y el Lamont Geological Obser-vatory, de la Universidad de Co-lumbia, encabezado por WilliamCassidy, completó el trabajo de Ná-gera. Por primera vez se utilizaronmagnetómetros, detectores de me-tales y equipos para extracción demuestras estratigráficas, y se sumaron 16nuevos cráteres a los 4 ya estudiados. A par-tir de 1986, la Asociación Chaqueña de As-tronomía continuó los relevamientos eincorporó nueva tecnología, como la tele-detección satelital. Se estudiaron 6 nuevoscráteres y, desde 2005, con el apoyo de laNASA, se realizaron campañas que permi-tieron encontrar nuevos meteoritos, algu-nos de más de 10 toneladas de peso. Laconcentración de material es tan grande

que, a pesar de la depredaciónpor parte de recolectores clan-destinos y de la alteración delárea por actividades agrope-cuarias y desmonte desme-dido, se siguen registrandohallazgos.

Antiguos tesoros del espacioexteriorCada año la superficie de laTierra es alcanzada por 50.000a 200.000 toneladas de polvo

cósmico y meteoritos de diversos tamaños,que ingresan a la atmósfera a velocidades deentre 12 y 72 km/seg. Los fragmentos quese consumen debido a la fricción se deno-minan meteoros; son las llamadas “estrellasfugaces”. Los meteoritos son los que logranimpactar el suelo. Unos pocos provienen deantiguos impactos en la Luna o Marte, quelevantaron la corteza y, con el tiempo, lle-garon a la Tierra atraídos por su gravedad.La mayoría son partes pequeñas de objetosmayores del Cinturón de Asteroides. Sonmuy valiosos para la ciencia, ya que nospermiten ponernos en contacto con mate-rial proveniente del espacio exterior e inda-gar acerca de los orígenes del Sistema Solar.

Las pruebas del hechoEn la Tierra, los cráteres de impacto de me-teoritos no permanecen inalterados como enla Luna. Procesos de erosión y depósito de se-dimentos, a lo largo del tiempo, alteran su es-tructura y dimensiones originales. En Campodel Cielo se ha confirmado la existencia de al

y dejar dos lonjas para ser analizadas. Los bloques serían exhibidosen el museo, mientras que se planeaba devolver una de las lonjaspara ser exhibida en nuestro país. Sin embargo, el gobierno argen-tino reclamó una de las mitades y no sólo una fracción. El 28 de junio de 1965 El Taco emprendió un nuevo viaje, esta vezen barco, hasta el Instituto Max Plank en Mainz, Alemania, dondese lo pulió con arena, se lo pesó con precisión (1998 kg) y se locortó. Salvo las virutas (268 kg), el resto del material (los dos blo-ques mayores, de 895,80 kg y 677,85 kg; y las dos lonjas, de73,25 kg y 65,90 kg) se envió nuevamente a Estados Unidos.Desde allí, una de las mitades regresó a la Argentina en junio de1967. El destino de este meteorito era el Museo de Mineralogía yGeología de Buenos Aires, donde permaneció hasta su cierre, en1972, año en que pasó en calidad de préstamo al Planetario de laCiudad de Buenos Aires, donde es exhibido junto con El Tonocoté

y La Perdida.

meteorito El Tonocoté.

Plan

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.

meteorito El Taco.

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22

principales meteoritos descubiertos en campo del cielo

meteorito

Mesón de Fierro

El Abipón

El Chaco

El Mataco

El Mocoví

El Patio

El Taco

El Toba

El Tonocoté

La Perdida 1

La Perdida 2 o Las Víboras

Otumpa o Runa Pocito

Tañigo II

La Sorpresa

El Hacha

peso

23 ton

460 kg

37.400 kg

998 kg

732 kg

350 kg

1998 kg

4210 kg

850 kg

1625 kg

3120 kg

750 kg

3900 kg

14.980 kg

2,5 kg

descubrimiento

1576, Expedición de Miraval.

1936

Por Raúl Gómez en los años ’60. Cráter de penetración Nº 10,

Colonia La Tota, Chaco. Desenterrado en 1980 por Cassidy.

1937

Por el hachero Arturo Medina en 1925, en Colonia San Luis.

Hallado antes de 1960.

Por Lázaro Melovich en 1962 en Estancia El Rosario (S. del Es-

tero). Se hallaron otros fragmentos en el cráter. Total: 3090 kg.

En 1923 por el hachero Manuel Costilla en Estancia El Rosario.

Hallado en 1931.

Por Cassidy en 1967 en el cráter La Perdida (cráter Nº 9), en

el Dto. 12 de Octubre (Chaco).

Por Cassidy en 1967 en La Perdida, Dto. 12 de Octubre (Chaco).

1803, expedición de Diego de Rueda.

1998

2005, por Cassidy.

1924, en Gancedo, Chaco.

sitio de exhibición

Perdido desde 1783, probablemente in situ.

Museo Arg. Ciencias Naturales (Bs. As.).

Gancedo, Chaco. Exhibido in situ.

Museo Provincial Dr. J. Marc (Rosario, Sta. Fe).

Museo Arg. Ciencias Naturales (Bs. As.).

Estancia El Taco (Chaco).

Parte en el Planetario de Bs. As. y parte en el

Smithsonian Institution (Washington).

Museo Arg. Ciencias Naturales (Bs. As.).

Planetario de Buenos Aires.

Planetario de Buenos Aires.

Facultad de Humanidades de la UNNE,

Resistencia, Chaco.

British Museum, Londres.

El meteorito fue robado en 2003.

In situ.

Museo Arg. Ciencias Naturales (Bs. As.).

METEORITOS

menos 20 cráteres, en un área elíptica com-prendida entre los paralelos 27º 30’ y 27º 40’Sur, y los meridianos 61º 30’ y 61º 50’ Oeste,de aproximadamente 18 km de largo por 4km de ancho. Los cráteres de mayor tamañose disponen en el centro de la elipse, y la su-perficie total afectada podría ser muchomayor. Hay distintos tipos de cráteres: de ex-plosión, de penetración y de impacto y re-bote. Cada uno proporciona informaciónacerca de la forma en que los meteoritos im-pactaron el suelo. Las únicas variables son eltamaño y el ángulo de caída de los fragmen-tos, ya que la composición del suelo es relati-vamente homogénea. Muchos de los cráteresson de forma elongada y siguen el eje delcampo de impactos. El estudio de los cráteres y los fragmentosmeteóricos permite elaborar modelos que,mediante ensayos, comparaciones, cálculo yun poco de especulación, intentan recons-truir lo que ocurrió allí hace 4000 años. Ladisposición de los cráteres en un área deforma tan alargada sugiere que el meteoroideingresó en la atmósfera desde el sudoeste conun ángulo llamativamente muy bajo. Estaobservación es apoyada por las excavacionesy reconstrucción de la forma original de al-

gunos de los cráteres, en los que se pudo cal-cular con precisión la trayectoria y la veloci-dad del objeto que los originó. El ángulo deentrada se calculó así en unos 9º respecto a lasuperficie terrestre. El gran cuerpo metálicose partió al entrar en la atmósfera debido a lapresión ejercida por el aire al comprimirse porsu empuje. Su fragmentación pudo habersido favorecida por las inclusiones de silicatosque generan líneas de fractura. Para poder calcular la masa original del me-teoroide, antes de su entrada en la atmósferaterrestre, es necesario considerar la masa totalde los fragmentos recuperados, más la masanecesaria estimada para producir los cráteresconocidos; y tener en cuenta, además, que esimposible recuperar la totalidad de los frag-mentos pequeños; y que posiblemente exis-tan cráteres y meteoritos aún sin descubrir.Se calcula que la suma total del material es de300.000 kg. Al ingresar en la atmósfera losmeteoroides se calientan por la fricción, susuperficie se derrite y pierden masa por un fe-nómeno denominado ablación. Éste es otrofactor que debe ser incluido en el cálculofinal, que arroja un valor de entre 600.000 y800.000 kg.Muchos de los meteoritos de Campo del

Cielo, incluyendo El Chaco, de más de 37 to-neladas y uno de los más grandes del mundo,se encuentran en el lugar donde fueron en-contrados. Otros se exhiben en diversos mu-seos de nuestro país, para disfrute de quienesno tienen oportunidad de observarlos in situ.Sus nombres: El Mocoví, El Toba, El Abipón,El Mataco, evocan los nombres de pueblosque habitaron el Gran Chaco, que bautizaroncon el nombre de Piguem Nonraltá el áreaque luego se llamaría Campo del Cielo, y quetal vez fueron testigos, hace 4000 años, de esehecho increíble de ver caer del cielo grandespiedras que incendiaban el monte. g

bibliografíaComparison of four meteorite penetration funnels in

the Campo del Cielo crater field, Argentina. Mario A.Vesconi, Shawn P. Wright, Mauro Spagnuolo, RobertJacob, Carlos Cerrutti, Luciana García, Evangelina Fer-nández, William A. Cassidy. 2011 - Meteoritics & Pla-

netary Science, Vol. 46, N° 7: 935-949. Discovering

research value in the Campo del Cielo, Argentina, me-

teorite craters. Cassidy, W. A. & Renard, M. L. 1996 -Meteoritics & Planetary Science 31: 433-448. The

Campo del Cielo Meteorite Vol. I El Taco. Faivovich, G.y Goldberg, N. 2010 – dOCUMENTA (13).http://www.campodelcielo.com.ar/index.html - Aso-ciación Chaqueña de Astronomía - Campo del Cielo.

23

ACTIVIDAD SOLAR

obserVaciones y fotoGrafías deL soL reaLiZadas desde eL pLanetario

Furia rojaNuestra estrella es el escenario de toda una serie de variados y espectaculares fenómenos: desdemanchas solares y fáculas, hasta largos y serpenteantes filamentos, poderosos flares, elegantes ymonumentales protuberancias, o las aún más impresionantes eyecciones de masa coronaria.Fenómenos que, en su conjunto, definen lo que llamamos actividad solar, que alcanza su máximocada 11 años, aproximadamente. En esta segunda edición de Si Muove les dedicamos las páginascentrales a los curiosos avatares del Sol.

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el sol visible: manchas y fáculasLas manchas son los fenómenos sola-res más fácilmente observables. Estasregiones oscuras y más “frías” de lafotósfera (la “cara visible” del Sol),asociadas a campos magnéticos local-mente intensos, contrastan con lasmás sutiles fáculas, que son zonasmás brillantes y calientes. Unas y otrasalcanzan tamaños de decenas y hastacientos de miles de kilómetros. Aquíles presentamos algunas imágenes demanchas solares, tomadas con uno delos telescopios del Planetario “GalileoGalilei”, equipado con un filtro solar yun filtro amarillo, para dar mayor con-traste a los detalles.

ACTIVIDAD SOLAR

Observación contelescopio H-Alphadesde el Planetario“Galileo Galilei”.

h-alpha: el sol al rojo vivoLos telescopios comunes no permitencontemplar al Sol como un astro “vivo”,que suele parecer estático e inmutable.Los fenómenos solares más interesan-tes, ya sea por su dinámica, velocidad decambio o por su belleza y espectaculari-dad, no pueden verse en forma conven-cional. Para observar las prominencias,los filamentos, los flares y hasta las im-presionantes –aunque menos frecuen-tes– eyecciones de masa coronaria,hacen falta instrumentos capaces de “fil-trar” la brillantísima luminosidad de la fo-tósfera, para revelar la región donde esosfenómenos ocurren: la cromósfera solar.Se trata de una fina capa de gas caliente,de 400 km de espesor, ubicada por en-cima de la fotósfera. La cromósfera estáformada principalmente por átomos dehidrógeno excitado. Esos átomos emitenluz en una longitud de onda muy especí-

fica: la de 656,28 nanómetros ( 1 nm =10-9 metros, es decir, una millonésima demilímetro), situada en la parte roja del es-pectro visible. Esa luz roja se denominaH-Alpha, llamada así por ser la luz demayor energía emitida por los átomos dehidrógeno excitado1.

telescopios h-alpha Los telescopios comunes no pueden veral Sol en luz H-Alpha. Pero los llamadostelescopios H-Alpha sí pueden: estánequipados con una serie de filtros inter-nos que, justamente, filtran todo el restode la luz solar y dejan pasar tan sólo esadelgadísima “lámina” de luz roja. De esamanera, la imagen de nuestra estrella esauténticamente impresionante. Y “viva”.En cuestión de horas –y a veces, minu-tos– podemos ver prominencias que seelevan decenas de miles de kilómetrossobre el limbo solar; enormes lenguas degas caliente que, “esculpidas” por pode-

rosos campos magnéticos, erupcionan,cambian de forma, brillo y tamaño. Tam-bién es habitual observar finos y oscurosfilamentos, de cientos de miles de kiló-metros de largo, que no son otra cosaque la silueta de prominencias recorta-das contra el fondo del disco solar. Ozonas muy brillantes, donde a veces seproducen los llamados flares; poderososestallidos que liberan energía en regionesde fuertes campos magnéticos concen-trados. Un impresionante panorama que,en parte, tratamos de reflejar con estasfotografías, tomadas con una cámara di-gital acoplada a un pequeño telescopioH-Alpha de 40 mm de diámetro: el Per-

sonal Solar Telescope (PST) de la firmaespecializada Coronado. Una vez obte-nidas las fotos, las hacemos pasar porun lento y meticuloso procesado (utiliza-mos principalmente el conocido soft-

ware Adobe Photoshop) que nos permiteresaltar detalles y estructuras. Aquí estánlos resultados: un Sol “vivo”, ardiente ydinámico. La versión H-Alpha de nuestraestrella. Pura “furia roja”.

ACTIVIDAD SOLAR

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INSTITUCIONALES

Escuela de Museología de las Ciencias.La Punta, San Luis – 2011.

En el mes de agosto, el Planetario “Galileo Galilei” participó de la 2° Escuela Argentina deMuseología de las Ciencias, que reúne a los museos y centros de ciencias de nuestro país. La reunión se organizó con el apoyo del Mi-nisterio de Ciencia y Tecnología de la Universidad Provincial de La Punta, de Puerto Ciencia-UNER (Universidad Nacional de EntreRíos) y de la Escuela Latinoamericana de Museología de las Ciencias (Universidad Nacional de Colombia). Participaron expertos a nivelnacional y del exterior, quienes disertaron acerca de la temática del encuentro: “Impacto en las Actividades Educativas de los Museos deCiencia y Tecnología en las Escuelas”. Además, cada institución expuso sus actividades, intercambió experiencias y se planificaronacciones futuras en forma conjunta. Allí, nuestro Planetario presentó “El Museo del Planetario. Un espacio para la divulgación”.Además, se realizó la reunión plenaria de la AACEMUCYT (Asociación Argentina de Centros de Ciencia y Tecnología). Se redactóel estatuto que fue firmado por los socios fundadores, entre ellos, el Planetario de Buenos Aires, y se eligieron las autoridades. Lapróxima reunión se realizará en el Instituto Balseiro de San Carlos de Bariloche. De manera simultánea se desarrolló el II Festival deTeatro y Ciencia, donde compañías nacionales y latinoamericanas presentaron sus obras de divulgación.El viaje fue enriquecedor en todo sentido, no sólo por los aprendizajes sino también por las relaciones con profesionales de otrosmuseos. La experiencia permitió seguir posicionando al Planetario como referente en la divulgación científica.

Graciela Cacace, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

La Luna en vivodesde el Planetario

El sábado 3 de septiembre realizamos unaexperiencia de divulgación científica in-édita en la Ciudad de Buenos Aires: unapantalla gigante mostró “en vivo” la ima-gen de la superficie de la Luna, tomadacon un poderoso telescopio, como si fuéra-mos astronautas asomados a la escotilla deuna cápsula espacial. Junto a la pantalla, amodo de “viaje en etapas”, se instalaronvarios telescopios con aumentos cada vezmayores, para ver en forma directa a nues-tro satélite. La Luna en vivo desde el Pla-netario fue una verdadera fiesta astronó-mica, un evento público y gratuito al queasistieron unas 900 personas, y que repeti-mos con las mismas características en lanoche del 1º de octubre.

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FOTOGRAFíA ESPACIAL E IMáGENES SATELITALES

Retratos de la TierraPor Graciela Cacace, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

Desde la década del ’60, la fotografía forma parte de todas las mi-siones espaciales. En la actualidad, las mejores imágenes no son to-madas por los astronautas, sino por los satélites. Los datos extraídosa través de sensores multiespectrales proveen información valiosa queenriquece el campo de la investigación.

Un poco de historiaEl 12 de abril de 1961, el soviético YuriGagarin se convirtió en el primer ser hu-mano en viajar al espacio, en un vuelo or-bital de 108 minutos alrededor de laTierra en la nave Vostok 1. Gagarin tuvoel privilegio de ser el primero en contem-plar la Tierra, a través de la ventana de sucápsula, desde donde nunca nadie habíaestado antes. “He visto a la Tierra desde loalto”, afirmó eufórico al regresar.

50 años de Las primeras fotos desde eL espacio

Las primeras fotos de la Tierra. Arriba, la Tierra “completa” desde el Apolo 17, en 1972.A la izquierda, la primera imagen que tomó Titov desde la Vostok 2 en 1961.

Pero fue su compatriota Guerman Titovquien obtuvo las primeras imágenes denuestro planeta y pudo compartirlascon quienes quedaron en la superficie.Despegó el 6 de agosto de 1961 en laVostok 2 y, aunque su misión superóampliamente en muchos aspectos a la deGagarin, no ha tenido el mismo reco-nocimiento. Con una cámara de cineKonvas Avtomat al hombro, durante las 17vueltas que dio a nuestro planeta en unas

25 horas, ob-tuvo tres históricas imágenes

que muestran un planeta Tierra cubiertode nubes blancas sobre un fondo negro,un tímido amanecer y una imagen de laventanilla de la nave. Desde Titov, la fotografía forma parte detodas las misiones espaciales. Hoy laimagen de la Tierra como un planetaazul nos resulta muy familiar. Pero huboque esperar hasta 1972 para que los tri-

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FOTOGRAFíA ESPACIAL E IMáGENES SATELITALES

pulantes del Apolo 17, los últimos enpisar la Luna, fotografiaran por primeravez a nuestro planeta “completo”. Desdeese momento, cambió para siempre laperspectiva de análisis de la Tierra. Loscientíficos comenzaron a verla comoun todo donde agua, aire, rocas y vidainteractúan permanentemente.

En la actualidad, las mejores imágenes yano las toman los tripulantes de las navesrusas Soyuz, de los transbordadores esta-dounidenses (ya fuera de servicio) ni dela Estación Espacial Internacional, sinoque son obtenidas por los satélites queorbitan a la Tierra y por las sondas inter-planetarias. En materia de espacio, la dé-cada del ’70 fue muy fructífera. El 23 dejulio de 1972, Estados Unidos lanzó elprimer satélite de la Serie ERTS (EarthResources Technology Satellite), conocidocomo LANDSAT1. Si bien hubo otroslanzamientos anteriores, los LANDSATson los que realmente despertaron inte-rés en la comunidad científica. La posi-bilidad de fotografiar la Tierra desde elespacio permitió obtener mucha más in-formación. El horizonte se amplió y lavisión del planeta, también.

Imágenes satelitalesLa innovación tecnológica vertiginosapermite enriquecer día a día el conoci-miento de nuestro planeta y de sus habi-tantes, así como mejorar la gestión de losrecursos naturales. En este campo se desa-rrollan diferentes programas espaciales,tales como LANDSAT, SPOT, RADAR-SAT, entre otros. Los datos extraídos delas imágenes a través de sensores multies-pectrales, adecuadamente procesados einterpretados, proveen información va-liosa y de calidad que enriquece el campode la investigación, así como la toma dedecisiones. Los sensores montados en sa-télites tienen la capacidad de ver no sólolo visible sino también lo invisible al ojohumano. Las imágenes pueden informarsobre contaminación, sequías, inunda-ciones, incendios forestales, el aspectodel paisaje y la producción agropecuaria.Para que la observación remota sea posi-ble, es preciso que entre los sensores ins-talados en los satélites y la superficie dela Tierra, exista una interacción energé-tica en la que interviene, como fuente de

La teledetección es un verdadero sistema que incluye:a) Una fuente de energía, que generalmente es el Sol. b) La cubierta terrestre, que incluye lavegetación, el suelo, el agua, las construcciones y las ciudades. c) El sistema sensor, queestá compuesto por los sensores y su plataforma. Juntos integran un satélite. d) El sistemade recepción y comercialización. e) El o los intérpretes, que convierten los datos en informacióntemática, visual o digital. f) El usuario final.

iluminación, el Sol. Los sensores detec-tan las variaciones de radiación emitidao reflejada por las distintas cubiertas te-rrestres: bosques, montañas, mares, ríosy construcciones. Esa energía es retrans-mitida a través de la atmósfera y recibidapor el sensor, donde se graba, se codificao se transmite al sistema de recepciónterrena, y se almacena para su posteriorinterpretación. Cada sensor capta en di-ferentes longitudes de onda del espectroelectromagnético del Sol: visible, infra-rrojo, ultravioleta, ondas de radio, rayosgamma y microondas. De esta manera,se genera una enorme cantidad de infor-mación que proporciona una nuevaforma de estudiar la superficie del pla-neta Tierra. Los sensores remotos electrónicos generanuna señal eléctrica que corresponde a lasvariaciones de energía en la escena origi-nal, y brinda representaciones digitales dela Tierra en sistema binario, es decir, con0 y 1. Una imagen satelital es, por lotanto, una representación digital2 de unsector de la superficie de la Tierra, y se ne-cesita una computadora para analizarla einterpretarla. La imagen satelital pareceser una fotografía, pero es en realidad unamatriz de píxeles. El píxel (del inglés: pic-ture element) es la unidad más pequeña omínima de información de una imagendigital. Por eso, las matrices son sólo nú-meros que pueden formar imágenes en la

pantalla de una computadora a través dealgún software. Los píxeles proporcionanla información que compone la imagen;sus valores representan un promedio de laradiancia o energía reflejada por esa por-ción del terreno. Si nos acercamos muchocon un zoom, se ven los píxeles.Las imágenes digitales contienen valoresentre 0 y 255, que se corresponde exacta-mente con la capacidad de 1 byte3. Esos va-lores digitales pueden convertirse enintensidades de energía reflejada por las di-ferentes cubiertas de una superficie (tonos),y generan un producto casi fotográfico quepuede interpretarse visualmente. Un píxelcon un valor 0 se ve negro; uno con un valor255 se ve blanco; y entre ambos se da unavariedad de grises que depende de los ele-mentos de la superficie terrestre. Pero el ojo humano es más sensible a las va-riaciones cromáticas que a las variaciones detonos; por lo tanto, para una mejor inter-pretación de las imágenes se puede recurriral color. La mezcla de bandas del espectroaumenta la cantidad de información y elcolor es un elemento básico de la interpre-tación visual. Nuestros ojos perciben elrango espectral entre 0,38 m y 0,72 m(micrones), y separan la energía recibida entres componentes: azul, verde y rojo(AVR)4, que son los colores primarios en laluz. A partir de ellos, de sus combinacionesy de filtros, se obtienen los colores de lasimágenes satelitales.

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FOTOGRAFíA ESPACIAL E IMáGENES SATELITALES

FILAS

COLUMNAS

MATRIZ

PÍXELCada píxel tiene un valordigital que se convierteen intensidad de luz ygenera la imagen.

(255) Blanco - (0) Negro

TeledetecciónLa percepción de un objeto a distanciaes conocida como teledetección5. Hoypodríamos definirla como el proceso téc-nico que permite obtener una imagen dela superficie terrestre desde el espacio através de sensores, para luego codificarla,tratarla e interpretarla en el contexto deuna determinada aplicación. La telede-tección tiene como finalidad identificary caracterizar los elementos y los proce-

sos de la superficie terrestre, el espaciogeográfico y sus recursos. Las imágenessatelitales pueden manipularse constan-temente, y es posible añadir, restar, mul-tiplicar y dividir grandes matrices dedatos. Esta técnica se llama procesa-miento digital de imágenes. Con ella seobtienen documentos que representan yrecrean la realidad geográfica. Cada píxel de una imagen está georrefe-renciado, es decir, posee las coordenadasgeográficas que le otorgan una localiza-ción única. En la actualidad, este tipo dedatos es una fuente cartográfica esencial.Durante mucho tiempo, los mapas se ba-saron en trabajos de campo y en fotogra-fías aéreas. Hoy los mapas son digitales;

sus valores pueden ser interpolados ysensiblemente modificados. La teledetec-ción y el procesamiento digital de imá-genes son técnicas que ayudan a obteneruna cartografía mucho más precisa y ac-tualizada.

Y todo recién empiezaHace medio siglo que la humanidadsurca el espacio explorando lo descono-cido. Titov fue el primer fotógrafo espa-cial. Gracias a su trabajo, descubrimosuna nueva perspectiva de análisis del pla-neta que habitamos. En todo este tiempoel espacio y la llamada Era Espacial setransformaron en motor de desarrollocientífico y tecnológico imprescindiblepara nuestra sociedad. En nuestros días,el espacio está dejando de ser sólo unlugar dedicado a la investigación cientí-fica, pues las grandes compañías ven enél un nuevo mercado a punto de emer-ger. Un lugar de viajes exóticos con vistasimpactantes y nuevas sensaciones.¿Hasta dónde llegaremos? Eso sólo el

Imagen de un sector de la ciudad de Buenos Aires tomada por elsatélite Quick Bird (Google Earth-Digitalglobe).

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FOTOGRAFíA ESPACIAL E IMáGENES SATELITALES

FCC AVR 354 o RGB 453Falso color compuesto

FCCS AVR 234 o RGB 432Falso color compuesto estándar

CN AVR 123 o RGB 321Color natural

Imagen LANDSAT de un sector de la provincia de San Luis que muestra áreas de cultivo con riego por aspersión, que determinacampos en forma circular.

tiempo lo dirá. Mientras tanto, celebre-mos los logros hasta aquí alcanzados. g

1 La serie de satélites LANDSAT y el año de su lanzamiento: LANDSAT 1: 1972 – LANDSAT 2: 1975. LANDSAT 3: 1978 - LANDSAT 4: 1982 - LANDSAT 5: 1985 - LANDSAT 6: 1993. Lanzamientofallido - LANDSAT 7: 1999 (aún en servicio).

2 Digitalizar es transformar en dígitos, es decir, en números.3 Un bit está formado por 0 ó 1. Un byte son 8 bits, cuyas combinatorias posibles entre 0 y 1

tienen 256 posibilidades, que se traducen en valores digitales entre 0 y 255, visibles enuna imagen satelital.

4 Azul, Verde y Rojo (AVR). En inglés se conocen como RGB (Red, Green, Blue).5 Teledetección, o telepercepción, o teleobservación, o remote sensing en inglés (sensores

remotos), o télédétection en francés.

FOTO DE TAPA

La Vía Láctea y los árbolesLos oscuros y transparentes cielos serranos son ideales para contemplar a nuestragalaxia en toda su gloria. En la foto que ocupa la tapa de esta edición de Si Muove,la Vía Láctea parece recostarse sobre dos viejos árboles. Y recorre, en diagonal,unos 60 grados en el firmamento: desde la constelación de Escorpio y buena partedel centro galáctico (incluyendo al cúmulo estelar M7, que es la manchita queasoma sobre las sierras), hasta la emblemática Cruz del Sur, junto al Saco deCarbón (una famosa nebulosa oscura), en la parte superior derecha. La foto fue tomada el 15 de febrero de 2011 a las 03:42 hs, en la pequeñalocalidad de Las Rabonas, provincia de Córdoba, Argentina. Se utilizó unacámara réflex digital Canon 450D, montada en trípode, con una lente de 18 mm,una abertura de diafragma de F/4 y una exposición de 30 segundos a ISO 800.El procesado final se realizó con Adobe Photoshop.

31

ASTROFíSICA

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Huellas de una muerte anunciadaPor Dra. Gabriela Castelletti, miembro de la Carrera de Investigador Científico de CONICET,Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA).

Las explosiones de supernovas son uno de los constituyentes energéticos más importantes de lagalaxia. Son responsables de la inyección instantánea de grandes cantidades de energía en el mediointerestelar, y mezclan los elementos pesados creados en la estrella progenitora. Estos eventoscatastróficos serían, además, responsables de la aceleración de rayos cósmicos galácticos y podríandisparar la formación de nuevas generaciones de estrellas.

remanentes de supernoVas

La nebulosa del Cangrejo es un remanente de supernova compuesto por el material originalmente eyectado durante la explosiónde la estrella progenitora, y por partículas altamente energéticas provenientes del viento del pulsar que contiene en su interior.

32

ASTROFíSICA

Una breve historia de 10 millones de añosLa duración del ciclo estelar depende de lamasa de la estrella. Cuanto mayor sea sumasa, más rápidamente agotará su combus-tible nuclear, el cual resulta imprescindiblepara contrarrestar la presión gravitatoria queen todo momento intenta colapsarla. Enparticular, las estrellas con masas mayores aunas diez masas solares sólo vivirán unosdiez millones de años, lo cual significa unamilésima parte del tiempo de lo que duraráel ciclo estelar de nuestro Sol.Hacia el final de su evolución, estas estrellasmasivas explotan y producen uno de loseventos más energéticos observables en elespacio, conocidos como supernovas. Du-rante el ciclo estelar de estos objetos, el pro-ceso de contracción gravitacional y elconsecuente aumento de temperatura per-miten el inicio de reacciones termonuclearesque dan lugar a la creación de átomos máspesados que el hidrógeno y el helio. Enefecto, durante aproximadamente el primermillón de años, la estrella resistirá la contrac-ción gravitatoria quemando el hidrógenoque se encuentra en su interior. La fusióndel hidrógeno dará lugar a la formación dehelio, el cual, a su vez, podrá fusionarse paraformar átomos de carbono y liberar másenergía en ese proceso. No obstante, la con-tracción gravitatoria no se detiene, por locual la temperatura central aumenta en cadanueva etapa del ciclo estelar. Cuando la tem-peratura aumente lo suficiente, los átomosde carbono se fusionarán para formar oxí-geno. En las etapas más extremas de esteproceso pueden formarse elementos cadavez más pesados, tales como neón, magne-sio, silicio y hierro. Sorprendentemente, eltiempo estimado en el cual las reaccionesnucleares del carbono, oxígeno y silicio sedesarrollan, es de aproximadamente 100años, medio año y 1 día, respectivamente.El encendido del silicio produce un núcleoestelar rico en hierro con una temperaturaaproximada de mil millones de grados. Elcentro de hierro ya no puede producir másenergía, pero aún debe soportar el peso delas capas que lo rodean. A medida que el nú-mero de núcleos de hierro se incrementa, lamasa se acerca a un valor límite, a partir delcual la estrella será incapaz de resistir el pesode las capas externas y comenzará a colapsarirreversiblemente. Si en el punto final de laevolución estelar la región central tiene unamasa entre 1,4 y 3 masas solares, el colapso

gravitacional dará lugar a la for-mación de un objeto ultracom-pacto que será una estrella deneutrones (la cual puede ser, enciertos casos, detectada desde laTierra como un pulsar1); o que-dará un agujero negro si la masade la región central supera las 3masas solares. Como conse-cuencia de lo que sucede en elinterior estelar, las cáscaras másexternas de la estrella se desmo-ronan y luego son expulsadas avelocidades superiores a 10.000km por segundo (¡3% de la ve-locidad de la luz!). Este hecho dalugar a una poderosísima ondasupersónica, que se mueve haciael exterior y barre, comprime ycalienta el material interestelar atemperaturas de millones de grados. El co-lapso de la región central libera al espacio enforma instantánea una cantidad extraordi-naria de energía (1053 ergios, un 1 seguidode 53 ceros), de la cual el 99% escapa enforma de neutrinos2. La estrella se ha con-vertido en una supernova. El resultado de lainteracción del material eyectado y la ondaen expansión con el gas circundante, es co-nocido como un remanente de supernova.Estos objetos continuarán expandiéndosepor varias decenas de miles de años hastamezclarse completamente con el medio in-terestelar y desaparecer.

Las chicas también pueden explotarAproximadamente el 85% de las explo-siones de supernovas son el resultado delcolapso gravitacional de una estrella dealta masa. Sin embargo, las estrellas debaja masa también pueden experimentarun final catastrófico tipo supernova, pro-ducido por el colapso termonuclear de es-trellas enanas blancas3, que al acretar4

gradualmente masa de una estrella com-pañera binaria5 inician la detonación ex-plosiva del carbono. Estas explosionesproducen la destrucción total de la estre-lla. Excluyendo el hecho de que no dejanun remanente compacto, los restos de lasexplosiones termonucleares evolucionanen forma completamente análoga a losque provienen del colapso gravitacionalde la estrella, formando cáscaras en expan-sión y produciendo prácticamente los mis-mos efectos sobre el medio interestelar.

La frecuencia del desastreSi bien se espera que estos eventos devasta-dores ocurran en nuestra galaxia con una fre-cuencia de 50 a 100 años, la última vez quese observó a simple vista una supernovadesde la Tierra fue en el año 1604. Se creeque buena parte de los remanentes de las ex-plosiones que no hemos detectado estaríanlocalizados en la región interna de la galaxia,donde la emisión difusa del material galác-tico aumenta la confusión en la detección deestos desechos estelares perdidos.

Morfologías diversas en los remanentes desupernova: ¿quién establece las condiciones?La evolución temporal y espacial de los re-manentes de supernova está principalmentegobernada por su interacción con el gas cir-cundante. Las inhomogeneidades en la distri-bución de la materia interestelar, como porejemplo nubes densas y cavidades, puedenmodificar la expansión del frente de choqueoriginado en la explosión de supernova. Almismo tiempo, los remanentes juegan un roldecisivo en las propiedades del medio quelos rodea, enriqueciéndolo con elementospesados formados en el interior de la estrellaprogenitora. Más aún, la acción violenta delos frentes de choque sobre nubes del mediointerestelar, puede inducir la fragmentaciónde esas nubes en condensaciones densas que,eventualmente, pueden continuar contra-yéndose por acción de la gravedad, y crearasí escenarios propicios para el inicio de unnuevo ciclo de formación estelar. Por otrolado, existen factores intrínsecos al evento de

Esta imagen compuesta del resto de supernova SN1006incluye datos de rayos X, en verde, del observatorio

Chandra, y datos en radio, en tonos rojizos. Se cree queeste objeto constituye los restos de una estrella enana

blanca que formó parte de un sistema estelar binario.

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ASTROFíSICA

supernova, como por ejemplo, el mecanismode explosión en sí mismo, la aceleración departículas en el frente de choque o la posiblepresencia de una estrella de neutronespulsante, los cuales también controlan laevolución de los remanentes estelares. Laexistencia de un pulsar, por ejemplo, energizael resto de supernova, al inyectar partículasrelativistas6 y campos magnéticos durante laevolución del remanente. Los remanentes de supernovas pueden emi-tir radiación en casi todo el espectro electro-magnético, desde las ondas de radio hasta losenergéticos rayos X, o incluso rayos gamma.Sin embargo, la marca característica de estosobjetos es la emisión sincrotrónica7 en ondasde radio, producida por las partículas ace-leradas que se acoplan con el campo mag-nético comprimido detrás del frente dechoque. Tradicionalmente, los restos de supernovasson clasificados, de acuerdo a su morfología,en tres categorías principales: tipo cáscara, decentro lleno y compuestos. Esta clasificacióntiene su origen en observaciones realizadasen ondas de radio, las cuales constituyen elprincipal método en el descubrimiento deestos objetos. Al presente, en la Vía Lácteahay más de 270 restos de supernovas detec-tados, de los cuales los que poseen una apa-riencia tipo cáscara comprenden la mayor

parte, aproximada-mente el 80%. Exis-ten ciertos casos en loscuales la cáscara deemisión originada trasla explosión de super-nova es prácticamenteesférica, debido pro-bablemente a que elremanente evolucionaen un medio uni-forme. Algunos ejem-plos de esta clase sonel remanente cono-cido con el nombreTycho, o el remanentede SN1006. El pri-mero es el resultadode una supernova queocurrió en la constela-ción de Casiopea, ysu nombre se debeal famoso astrónomoTycho Brahe. La luzde esta gigantesca ex-

plosión llegó a nuestro planeta en el año1572. Se trata de una de las ocho explosionesocurridas en nuestra galaxia que fueron ob-servadas a simple vista. El segundo ejemploes el remanente de una explosión que tuvolugar en la constelación austral del Lobo.Distante unos 7100 años luz,se observó en la Tierra en elaño 1006. Estos dos rema-nentes son el resultado deexplosiones termonuclearesocurridas en enanas blancasque formaron parte de un sis-tema estelar binario. Nin-guno de estos restos desupernovas alberga en su in-terior un remanente ultracompacto, como un pulsar.Algunos remanentes de su-pernovas también pertene-cientes a esta clasificaciónpresentan morfologías conformas irregulares, desvián-dose de la simetría esféricaideal. Tales irregularidadesson debidas a inhomogeneida-des del medio interestelar conlas cuales interactúa la ondaen expansión. Los remanentes de supernovacon centro lleno también

presentan una variedad de formas, origina-das por la presencia de un pulsar central.Ninguna cáscara de emisión ha sido detec-tada en este grupo de remanentes. Un ejem-plo típico de esta clase de objetos es laNebulosa del Cangrejo (imagen pág. 31).Los restos de supernovas compuestos sonllamados así por compartir característicasmorfológicas con ambas clases descriptas an-teriormente. Es decir, en ellos se observa unacáscara brillante en expansión y una estrellade neutrones pulsante que sustenta la emi-sión en su interior. Si bien los grupos mencionados incluyenuna gran cantidad de remanentes detectadosen nuestra galaxia, es posible encontrar casoscuya morfología no se ajusta con los tipos ca-nónicos en que se clasifican estos objetos. Elremanente llamado CTB 80 es producto deuna supernova ocurrida hace 10.000 años aunos 6500 años luz de distancia. Éste es sinduda uno de los desechos estelares más exó-ticos que se conoce en la Vía Láctea, cuyaapariencia en ondas de radio es difícil de re-conciliar con los modelos convencionales. Setrata de un remanente compuesto por tresregiones de bajo brillo superficial, cada unaextendiéndose aproximadamente 57 añosluz (5,2 x 1014 km). Estos amplios brazos seinterceptan en una nebulosa central brillanteoriginada por el viento compuesto de partí-

CTB 80, el remanente de una explosión estelar que ocurrió hacemás de 10.000 años, observado por el radio interferómetro VeryLarge Array (USA). Es uno de los remanentes de supernova más

exóticos conocidos en nuestra galaxia. En la región brillante centralse encuentra el pulsar PSR B1951+32 (indicado por una cruz),que se desplaza transversalmente a una velocidad de 250 km/smientras rota sobre su propio eje 40 veces en un milisegundo.

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W44 es un remanente de supernova evolucionado. Su estruc-tura filamentaria se debe a la colisión del frente de choquecreado en la explosión de supernova con nubes moleculares

gigantes de varias centenas de masas solares. La imagen mues-tra la combinación de la emisión en ondas de radio detectadacon el Very Large Array (rojo) y la emisión en infrarrojo obser-

vada por el Observatorio Espacial Spitzer (verde).

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ASTROFíSICA

culas relativistas y campos magnéticos inyec-tados por el pulsar PSR B1951+32. Esta ne-bulosa central es una de las más grandes ybrillantes observadas en ondas de radio alre-dedor de un pulsar. En base a observacio-nes realizadas en rayos X, se determinó unperíodo de rotación de aproximadamente40 milisegundos para el pulsar, el cual semueve en el interior de CTB 80 con unavelocidad transversal de 250 km/s. Al pre-sente no existe ningún tipo de evidenciaobservacional sobre la presencia de nubesmoleculares vecinas que pudieran dar cuentade la morfología peculiar de este remanente.W44, en cambio, pertenece a un pequeñogrupo de restos de supernovas en nuestra ga-laxia, para el cual la asociación con nubesmoleculares ha sido bien demostrada. Setrata de un remanente evolucionado, deunos 20.000 años de edad, el cual aloja elpulsar PSR B1853+01. La distancia a esteremanente es de 9800 años luz. Tres nubesgigantes, con una masa total de varias cente-nas de masas solares, rodean este objeto quealguna vez fue una estrella masiva. Este restode supernova es un ejemplo claro de cómola presencia de inhomogeneidades en el mediointerestelar puede perturbar la evolución delfrente de choque en expansión, en este caso,produciendo un resto de supernova con unaestructura completamente filamentaria.Junto con W44, el remanente de supernovaIC443, distante unos 5000 años luz de laTierra, es uno de los objetos más exhausti-vamente estudiados en todo el espectro elec-tromagnético, ya sea por su interacciónindiscutible con gas molecular denso o porcontener una estrella de neutrones que rotarápidamente sobre sí misma.

El trabajo de todos los díasEn la actualidad, es claro que cada rema-nente de supernova es un producto únicode la historia de su estrella progenitora y lainfluencia del medio circundante. A fin deestablecer modelos globales, las teorías ne-cesitan del apoyo que brinda la observaciónastronómica de la emisión proveniente deestos objetos. Más aún, sólo a partir de laobservación realizada en varios rangos delespectro electromagnético, es posible armarun escenario coherente para avanzar en lacomprensión de la enorme variedad de pro-cesos físicos desencadenados en un resto desupernova, así como también el efecto queestas explosiones tienen sobre el ambiente

circundante.La adquisición de datos astronómicos conalta sensibilidad y resolución angular re-quiere la elaboración de propuestas cientí-ficas que son sometidas a la aprobación porparte de comités de asignación de turnos detelescopios internacionales. Una vez que lafase de obtención de datos es completada,se realiza la calibración y procesamiento delos datos experimentales. El paso si-guiente es el análisis y confrontación delas observaciones con modelos teóricos quepermitan explicar la física de los fenómenosobservados.

La contribución de los remanentes desupernovas a la producción de rayoscósmicosLos rayos cósmicos son partículas cargadasque bombardean constantemente la at-mósfera de nuestro planeta. Aunque lamayor parte de estas partículas son protones(90%), también incluyen otros núcleos ató-micos más pesados que el del hidrógeno, delos cuales el núcleo del átomo de helio (lla-mado partícula alpha: 2 protones y 2 elec-trones) es el más común (9%), y en menorproporción incluye electrones libres. Debidoa su carga, los rayos cósmicos son deflectadospor los campos magnéticos presentes en lagalaxia, y por lo tanto es muy difícil concluircerteramente su origen. Numerosos traba-jos teóricos proponen que en los frentesde choque en expansión de los remanentesde supernovas tiene lugar, através de distintos procesosfísicos, la aceleración de losrayos cósmicos galácticosque bombardean nuestroplaneta.La búsqueda de evidenciaobservacional a favor de laspredicciones se ha intensifi-cado notoriamente en la úl-tima década. El empleo denuevos telescopios capacesde detectar la radiación X denaturaleza no térmica y laemisión gamma, brindó laevidencia indiscutible deque al menos algunos rema-nentes de supernovas en laVía Láctea son capaces deacelerar partículas hastaenergías de decenas de billo-nes de electronvoltios. g

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Resto de la explosión de supernova IC443. El color magentacorresponde a la emisión en radio observada con el Very LargeArray. La emisión en el rango visible (con datos del DigitalizedSky Survey) se ha coloreado en verde. Este remanente es una delas fuentes de radio más brillantes en la Vía Láctea y uno de los

objetos más frecuentemente observados por los astrónomos debidoa su interacción con nubes densas vecinas.

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CIELO Y DEPORTES

Las estrellas de BrasilPor Diego Luis Hernández, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

Durante los próximos años todas las miradas deportivas estarán puestas en nuestrovecino país. En 2013 Brasil será sede de la Copa de las Confederaciones1; en 2014 or-ganizará el Mundial de fútbol2; al año siguiente, la Copa América; y para finalizar, en2016 se realizarán en Río de Janeiro los Juegos Olímpicos3. Los colores verdeamarelosson bien conocidos por nosotros, pero durante esos cuatro años soñaremos con ellos.Al menos, tendremos bien presente un sector del cielo, ya que el círculo central de labandera brasileña, donde desde 1822 se ubicaba la corona de la monarquía, hoy con-tiene, de manera simbólica, una parte de la esfera celeste.

E l disco azul de la banderarepresenta el cielo obser-vado hacia el sur desde Ríode Janeiro, supuestamente,

en la mañana del 15 de noviembre de1889, cuando Brasil dejó de ser unimperio y se proclamó República. Locurioso es que en esa fecha las estrellasse ubican en esa posición con el Sol yaalto sobre el horizonte y, por lo tanto,no son visibles debido a la luz del día.Otro momento para observar esecielo, por la noche, puede ser a co-mienzos del invierno, luego de lapuesta del Sol. De la forma que sea, labandera no incluye la posición de laLuna o de los planetas en aquel mo-mento.

La esfera celeste no aparece comola observamos desde la Tierra, sinocomo si la estuviéramos viendo desdeafuera. Las 27 estrellas de la banderarepresentan a los 26 estados de Brasily a Brasilia, su capital. De todas ellas,una sola está por encima de la bandacon la inscripción “Orden y Pro-greso”, y representa al estado de Pará,cuya capital, Belém, era la ciudad quese encontraba más al norte en el mo-mento de la creación de esta bandera4.Esa estrella sería Spica, Alfa de laconstelación de Virgo. En realidad,Spica se encuentra apenas un pocomás al sur del ecuador celeste, pero enla bandera de Brasil aparece al norte,y marca que este país posee tierras enambos hemisferios. Curiosamente, la

estrella Procyon (Alfa del Can Menor),que sí se encuentra al norte del ecua-dor celeste, en la bandera aparece unpoco al sur.

Entre las estrellas detectables a simplevista, Sigma Octantis es la que más alsur se encuentra en la esfera celeste.Puede verse con mucha dificultad, y esnecesario observarla en un cielo bienoscuro. Por su posición, todo el cieloparece girar en torno a un punto muycercano a esta estrella (como ocurre conPolaris en el hemisferio norte), y desdeel sur puede verse durante todo el año.En la bandera de Brasil, Sigma Octantis

aparece bien abajo y representa al Dis-trito Federal Brasilia.

La presencia de la Cruz del Sur en elcentro de la esfera hace referencia alprimer nombre dado a Brasil por losportugueses, “Tierra de Santa Cruz”.Es raro que no aparezcan los punterosde la Cruz, Alfa y Beta del Centauro,las dos estrellas más brillantes de lazona, y sí figuran las constelacionesdel Triángulo Austral, parte de Hydray un Escorpio un poco “desarmado”.Para compensar, están Sirio y Cano-pus, las dos estrellas más brillantes delcielo.

La esfera central de la bandera de Brasil contiene parte del cielo austral, como si lo estu-viéramos observando desde afuera.

spica

procyon

canopus

siGma octantis

Escorpio

Triángulo Austral

Cruz del Sur

Hydra

sirio

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CIELO Y DEPORTES

El sector de la esfera celeste, vista desde afuera, tal como aparece en la bandera de Brasil. La posición delSol corresponde a la mañana del 15 de noviembre de 1889.

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Siempre la misma cara...desde la Tierra

Por Diego Luis Hernández, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

En la Luna, la rotación y la traslación alrededor de la Tierra duran lo mismo, casi un mes. Es como sien la Tierra un día entero durara 8766 horas (365 días y 6 horas). En el cielo de nuestro satélite, elSol y las estrellas se mueven, en forma aparente, mucho más lentamente que en el cielo terrestre.Desde la superficie lunar, nuestro planeta se ve siempre quieto en el cielo, y sólo cambia de posiciónsi el observador se mueve varios kilómetros.

no hay Lado oscuro de La Luna, sóLo Vemos…

LA LUNA ROTA

Desde la Tierra, estemos dondeestemos y en cualquier épocadel año, vemos siempre lamisma cara de la Luna. No

importa en qué fase se encuentre nuestro sa-télite, siempre nos muestra la misma mitadde su superficie. Existe la posibilidad de am-pliar ese 50% a casi un 60%, gracias a unconjunto de oscilaciones y posiciones de laLuna con respecto a la Tierra, llamadas Li-braciones, que nos permite “espiar” un pocosobre los “bordes” lunares. Así, en diferentes

momentos podemos ver algunos cráteres quese encuentran hacia un lado o hacia el otro. Pero… ¿por qué la Luna nos muestra siemprela misma cara? ¿Acaso no rota como la Tierra?No es difícil de entender, aunque no es muysimple de explicar. Resulta que por interaccióngravitatoria entre la Tierra y la Luna, más lasfuerzas de marea que nuestro satélite ejercesobre la Tierra, la Luna tarda el mismo tiempoen rotar sobre su eje que el que le lleva trasla-darse alrededor de la Tierra: 27 días y medio.Las mareas elevan y hacen descender el nivel

del mar en un lado y otro de las costas. En laTierra, el agua está “suelta”, y la pequeña “sa-cudida” gravitatoria que la Luna le ejerce pro-voca, por rozamiento, esas mareas, que actúancomo un “freno” sobre la rotación terrestre.Ese “freno” es muy leve, pero suficiente comopara que el día terrestre se esté alargando arazón de un segundo cada mil años. Esto nos muestra la atracción gravitatoria quela Luna despliega sobre la Tierra. Por su parte,la Tierra ejerce un efecto mucho mayor sobrela Luna, unas 80 veces superior. Pero allí nohay agua, por lo que el “estiramiento” se pro-duce directamente sobre la superficie denuestro satélite, lo que provoca una disminu-ción más notable en su período de rotación.Así se llegó al punto en el que el día lunardura lo mismo que el mes lunar, y como con-secuencia, desde la Tierra vemos siempre lamisma cara de la Luna. Por las mismas razones, se supone que dentrode muchos millones de años el día aquí du-rará considerablemente más que 24 horas.Las fuerzas intentarán equipararse y la Lunay la Tierra se mostrarán siempre mutuamentela misma cara, pero a una distancia mayor alos casi 400 mil km que hoy las separan.Intentamos aquí ser lo más claros y simplesque hemos podido, y para eso hasta hemosdejado de lado consideraciones más físicas ytécnicas. Quizás, una ilustración más didác-tica para demostrar la rotación de nuestro sa-télite sea la siguiente experiencia: gire unomismo (como si fuera la Luna) alrededor deotra persona (la Tierra), sin dejar de mostrarlesu rostro a medida que da vueltas a su alre-dedor; y que esta otra persona, a su vez, en elcentro, dé vueltas sobre sí misma simulandola rotación terrestre. g

Gracias a las Libraciones, en algunos momentos podemos apreciar hasta un 60% de lasuperficie lunar. A la izquierda, el cráter Langrenus (1) parece más cerca del limbo.

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GALERíA ASTRONÓMICA

Eclipse mundialEl 11 de julio de 2010 un grupo de expedicionarios viajó a Pehuajó, provincia de Buenos Aires, para alcanzar a observar, desde unlugar más al suroeste que nuestra ciudad, un porcentaje mayor del último eclipse de Sol visible desde nuestro país. No fue fácil, yaque a las dudosas condiciones climáticas se sumaba el hecho de que el máximo del Eclipse (parcial desde nuestras latitudes; totaldesde El Calafate, Santa Cruz) se daba con el Sol ocultándose bajo el horizonte. Por eso, el producto fue esta extraña foto realizadapor Mariano Ribas, con la Luna “mordiendo” a nuestra estrella y haciéndola parecer una aleta de tiburón.

Gases en expansiónM 27, más conocida como Dumbbell,

son los restos expulsados y en expansiónde una estrella gigante roja, que en el pa-sado pudo haber sido como nuestro Sol,

al que le ocurrirá algo similar dentro de 6mil millones de años. A este tipo de obje-

tos se los llama “nebulosas planetarias”,porque vistos a través de un pequeño

telescopio presentan discos similares aplanetas. Omar Mangini realizó esta

hermosa imagen con su telescopio Nebula 1, un “Reflector Newton

254/1200, F/5”, construido con sus propias manos.

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GALERíA ASTRONÓMICA

La piña cósmicaUna impresionante imagen de una galaxia espiral reali-zada por Sergio Eguivar desde Martínez, provincia deBuenos Aires. Se trata de M 64, la galaxia del Ojo Negro,que se encuentra en la constelación de Coma Berenices yes visible fácilmente con un telescopio de aficionado. Sesupone que la banda de polvo oscuro, que gira por en-cima y en sentido opuesto a la estructura principal, es elproducto de una colisión con una galaxia menor.

Por una cabezaDebido a su llamativa silueta, la nebulosa Cabeza de Caballo es uno de los objetos astronómicos más conocidos. Es una nebulosaoscura visible gracias a que se encuentra por delante de otra brillante. Todo en la constelación de Orión. Es también uno de los ob-jetos más difíciles de observar con telescopios. Lo hemos intentado muchas veces bajo cielos realmente oscuros; hemos “llegado allugar” y detectado las estrellas que se encuentran en la región, pero de la Cabeza de Caballo, nada. La mejor forma de distinguirla esa través de la fotografía, que permite una larga exposición (en este caso, más de 13 horas). En esta excelente imagen realizada porEzequiel Belocchio, que abarca un campo de 2,5º, la estrella más brillante es Alnitak, una de las Tres Marías. Por debajo, la nebulosade la Flama (NGC 2024), y por encima de la Cabeza, Sigma Orionis, una estrella quíntuple, fácilmente visible con telescopios.

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GALERíA ASTRONÓMICA

Las joyas de la CoronaLa constelación de la Corona Austral estácompuesta por un grupo de estrellas enforma semicircular que parecen brillar conuna magnitud similar. Con binoculares seaprecia el color azul de sus componentes y,además, un hermoso cúmulo globular(NGC 6723), ese racimo que aparece en elmedio, a la derecha de la imagen. La técnicade la larga exposición en la fotografía revelaotros detalles más tenues, como esa nube depolvo oscuro y frío que se interpone ante laluz de estrellas más lejanas. Esta imagen fuerealizada por Leonardo Julio desde Inten-dente Alvear, La Pampa, y fue elegida comola Foto Astronómica del Día (APOD, en in-glés) en el sitio de la NASA el 27 de junio.

Coloso globularUn cúmulo globular es una estructura esférica que puede contener desde unas decenas de miles de estrellas hasta algunos millo-nes, agrupada de manera muy concentrada en torno al núcleo de la galaxia. Con cinco millones de estrellas, Omega Centauri esel más grande de los que se conocen en nuestra galaxia y, posiblemente, haya sido el núcleo de otra galaxia menor absorbida porla Vía Láctea. Se puede observar a simple vista y fue fotografiado por Matías Tomasello desde Munro, provincia de Buenos Aires.

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SISTEMA SOLAR

cumpLió su primera VueLta aL soL desde su descubrimiento

El año de NeptunoPor Mariano Ribas, Planetario de la Ciudad de Buenos Aires “Galileo Galilei”.

Neptuno tiene tres descubridores: Le Verrier y Adams lo hallaron “matemáticamente”,y Galle lo observó luego, hace 165 años.

Hay años y años. Y los del oc-tavo planeta del SistemaSolar son tan largos comodos vidas humanas. Tan es

así que, recién ahora, Neptuno acaba decompletar su primera vuelta al Sol (su pri-mer “año”) desde su descubrimiento, a me-diados del siglo XIX. Y no por casualidad,durante estos últimos meses de 2011 po-dremos observarlo casi exactamente enaquel histórico parche del cielo donde fueidentificado por primera vez. Pero antes desalir al encuentro de aquel lejanísimo yenorme mundo azul marino, bien vale lapena repasar brevemente la curiosa historiade su descubrimiento.

De Galileo a las anomalías de UranoEmpecemos por lo no tan conocido: en di-ciembre de 1612 y enero de 1613, Galileovio a Neptuno. Pero nunca lo supo. Enrealidad, lo confundió con una “estrella

fija”, mientras observaba los movimien-tos de Júpiter y sus lunas con un rudi-mentario telescopio. Más tarde, otrosastrónomos (entre ellos, el británicoJohn Herschel, hijo de William, el des-cubridor de Urano)volvieron a tro-pezar con elp laneta

sin saberlo. Hasta apare-ció en algunos mapas ce-lestes como una estrellamás. La confusión eraabsolutamente compren-sible: aun con telescopiospotentes, Neptuno no esmás que una mota deluz gris-azulada, con undisco apenas discernible,ligeramente más grandeque la imagen siemprepuntual de las estrellas.Tan o más curioso resultael hecho de que Nep-tuno fue descubiertomatemáticamente. Conpapel, lápiz, inteligenciay elegantes cálculos. Ysobre las bases de las leyes de movimientoplanetario (Kepler) y la gravitación univer-sal (Newton). La primera puntada la dio elfrancés Alexis Bouvard, en 1821, cuando sedio cuenta de que Urano mostraba sutilesanomalías en su movimiento: en los añosprevios, el planeta se había movido más rá-pido de lo esperado. Entonces, sospechóque un planeta desconocido –gravedad me-diante– podía ser el responsable. Una dé-cada más tarde, Urano comenzó a moversemás lento de lo que cabía esperar. Y enton-ces sí, ya no quedaron dudas: hacia 1840,consideradas ya las influencias gravitatoriasde Júpiter y Saturno, varios astrónomos eu-ropeos comenzaron a considerar muy seria-mente que debía haber “algo” que habíaacelerado y desacelerado al, por entonces,

último planeta conocido del SistemaSolar.

Un planeta, tresdescubridoresAquí entran enescena los prin-cipales prota-

gonistas de esta historia planetaria: entre1845 y 1846, trabajando en forma comple-tamente independiente, el británico JohnCouch Adams (1811-1877) y el francés Ur-bain Jean Le Verrier (1819-1892) predijeronmatemáticamente la posición del nuevo pla-neta. Pero, lamentablemente, ni el extrema-damente tímido e ignoto Adams, ni elreconocido y arrogante Le Verrier, lograronconvencer a los principales astrónomos desus países para lanzarse a una “cacería” teles-cópica del supuesto planeta. Por eso, Le Ve-rrier decidió escribirle una carta a su amigo,Johann Galle, un astrónomo alemán quetrabajaba en el Observatorio de Berlín. En-tusiasmado con el desafío, Galle persuadióal director del observatorio, Johann Encke,para permitirle realizar la búsqueda. Finalmente, en la medianoche del 23 al 24de septiembre de 1846, Johann Galle, conla ayuda del joven estudiante HeinrichLouis d´Arrest, encontró a Neptuno graciasa los precisos datos de Le Verrier. Extrema-damente precisos: Galle vio a Neptuno conel magnífico telescopio refractor Fraunhofer(de 23 cm de diámetro) a tan sólo 1° de la

Neptuno fotografiado por la Voyager 2 (NASA) en 1989.

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SISTEMA SOLAR

posición calculada por Le Verrier, apenasalgo más lejos de la posición predicha porAdams, muy cerca del límite entre las cons-telaciones de Acuario y Capricornio. Portodo esto, es justo decir que Neptuno tienetres descubridores: Le Verrier, Adams yGalle. Y mucho antes, un “casi” descubri-dor: Galileo.

Observando a NeptunoY aquí estamos, celebrando el “Año de Nep-tuno”: el pasado 12 de julio el octavo planetacumplió su primera vuelta al Sol desde la his-tórica noche de su descubrimiento. Es decir,164,8 años después. Sin embargo, por unacuestión de perspectiva (fundamentalmentepor los cambios de posición de la Tierra),

varlo, sólo necesitamos un mapa celeste y unpequeño telescopio. Incluso, hasta es posibleverlo con binoculares. Pero sólo con teles-copios de 15 a 25 centímetros de diámetro,y unos 250 aumentos, Neptuno aparececomo un disco, diminuto pero bien defi-nido, de color gris azulado, y ya no comoun punto, como se ven las estrellas concualquier telescopio. El mapa que acompaña este artículo nosmuestra la posición de Neptuno y destacaespecialmente la posición que ocupó los días27 de octubre y 22 de noviembre (retrogra-dación1 mediante), que es justamente ellugar donde fue identificado por primeravez. Observar a Neptuno en estas fechas escomo viajar hacia atrás en el tiempo, trasla-darse hasta aquella mágica noche del 23 al 24de septiembre de 1846 y revivir uno de losmomentos claves de la historia de la Astro-nomía. Y mientras observamos al lejanísimogigante azul podemos detenernos unos ins-tantes, proyectar la mirada hacia el futuro ypensar: ¿cómo será el mundo en el próximo“cumpleaños” de Neptuno… en el año2176? g

Imagen de Neptuno a través de un telescopio con 50 aumentos.En el recuadro llevamos a 300 los aumentos para detectar eldisco del planeta y, por encima, su mayor luna, Tritón.

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Carta celeste para la lo-calización de Neptuno,entre las constelaciones deCapricornio y Acuario.En el detalle, la posicióndel planeta a lo largo deestos meses y el lugar en elque se encontrabacuando fue descubierto,hace 165 años.

Neptuno recién volverá a ocuparen el cielo el mismo lugar dondefue identificado por Galle, en oc-tubre y noviembre. Y para obser-

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MIGRACIONES

La navegaciónastronómica delas avesPor Roberto Ares*ares.roberto@gmail.com

Como nosotros, también hay aves que observanel cielo. Algunas especies lo hacen para orientarsedurante las migraciones, y deciden la dirección delvuelo de acuerdo con la posición de algunas“constelaciones” y de la estrella polar. Unas utilizansus propios mapas estelares, y otras, el magnetismoterrestre.Las razones de un viajeHay cerca de 10.000 especies de aves enel mundo, de las cuales unas 1000 estánrepresentadas en la Argentina. Todas tie-nen plumas, pero algunas no vuelan(como el ñandú). Muchas son residentesde un lugar o se mueven poco. Algunascambian de sitio cuando las condicionesde alimentación las obligan. Pero cerca deun 40% de las especies son capaces dehacer migraciones, y algunas resultan sersorprendentes. ¿Cuáles son las características de lasmigraciones? Se considera migracióncuando los desplazamientos son impor-tantes en longitud (cientos o miles de ki-lómetros) y en duración (varios meses).Debe estar involucrada la mayoría dela población; no basta con que se mue-van individuos aislados. Debe ser vo-luntaria y no motivada por trastornosatmosféricos circunstanciales. Debe serperiódica (normalmente anual y ligada alciclo reproductivo) y, además, deben via-jar de ida y vuelta.¿Qué obliga a estos movimientos periódi-cos y masivos? Las migraciones son moti-vadas por el cambio anual del clima, queproduce variaciones sobre la disponibili-dad del alimento. Así que, desde que hayestaciones anuales –en otras palabras,desde que la Tierra gira sobre su eje concierta inclinación–, deberían existir lasmigraciones. Siempre hubo condiciones

para las estaciones anuales(o casi siempre), y por ello,para las migraciones, aun-que existieran pocos anima-les capaces de migrar. Haypruebas de que ancestros demamíferos y dinosauriosmigraban en el sur de Brasilhace 230 millones de años,como en la sabana africanaactual, por dar sólo unejemplo mediático. Pero lasaves tienen migraciones queimpresionan debido a la ca-pacidad de volar y de llegarmuy lejos. El deseo de migrar es in-nato, es una herencia gené-tica. Las aves criadas ensoledad sienten el deseode migrar en determinadaépoca del año y se orien-tan en las jaulas hacia unadirección preferida. Laduración del día es un dis-parador para los deseos demigrar. En el laboratorio semodificó el régimen dehoras de día y noche deforma que se pudo cambiartambién la época de ansie-dad migratoria. Los campeones de las mi-graciones van desde el ex-

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Los gaviotines golondrina (Sterna hirundo) llegan a la Bahía de Samborombón en primavera, luego de un viaje desde Canadá.

tremo ártico hasta el antártico, ida yvuelta, en un viaje anual. Son los gavioti-nes (familia Laridae), que recorren más de10.000 km de ida y otro tanto de vueltadurante más de 10 años de vida prome-dio. Se supone que el origen de estas enor-mes migraciones fueron las glaciaciones,que obligaron a las especies del hemisferionorte a abandonarlo cuando se cubría dehielo. En los últimos 2 millones de añoslos glaciares avanzaron y retrocedieron, yafectaron la distribución humana en Eu-ropa y Asia, y también la de las aves.

Los mapas disponibles ¿Cómo se orientan las aves durante susviajes? Las herramientas de navegaciónson los sentidos que, en algunos casos, tie-nen particularidades diferentes a los de loshumanos. Sin duda que usan los acciden-tes geográficos como referencia, pero tam-bién se sabe que arman mapas de olores ysonidos. En Italia se verificó que las palo-mas pueden utilizar olores provenientesde los campos donde nacieron. Las palo-mas no migran, pero se orientan a la per-fección. Se cree que algunas especies soncapaces de guiarse por sonidos de baja fre-

cuencia (infrasonidos), como pueden serlos producidos por los ríos, el mar o elviento sobre las montañas. Esto permitetener un mapa del lugar de destino, peroa corta distancia. Para distancias mayoresse necesitan referencias externas a la su-perficie terrestre.En muchas especies de aves, las críashacen solas su primera migración. Estosugiere que nacen con un “mapa de ruta”que no puede ser geográfico –que puedemodificarse con rapidez–, sino astronó-mico. También se sabe que aquellas quehan realizado una migración anterior pue-den corregir los desvíos. La experienciamejora la información innata y tomadatos de la geografía. Esto se comprobóen estudios realizados en Europa. El Ins-tituto de Investigaciones Ecológicas deHolanda capturó 11.000 estorninos du-rante la migración que realizan desde Es-candinavia hasta el norte de Francia.Luego los llevaron de Holanda a Suiza,donde se los liberó. El resultado fue quelos estorninos que realizaban su ruta porprimera vez no corrigieron el vuelo y ter-minaron en España. En cambio, los expe-rimentados pudieron llegar al norte de

Francia sin problemas. La experiencia lespermitió corregir el recorrido.En años recientes se introdujo el segui-miento satelital, lo cual mejoró notable-mente la identificación de las rutas queutilizan las aves durante la migración. Asíse ha podido comprobar que las águilaspescadoras experimentadas pueden corre-gir mejor la deriva producida por las con-diciones climáticas.

Observando el cielo Las aves que vuelan de día pueden orien-tarse por la geografía y la posición del Sol.Pero la posición del Sol cambia, así quedeben corregir la dirección del vuelo conun reloj interno diario. El Sol también in-dica su posición antes del amanecer y des-pués del anochecer. Se trata de un granarco de luz polarizada sobre el cielo noc-turno. Tiene centro en el Sol, que se en-cuentra bajo el horizonte, y está a 90° deél. La luz polarizada es producida por laatmósfera y se sabe que muchos animalesusan esta información para orientarse porla noche.Muchas aves migran de noche para eludira los predadores, por lo que deben usar

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A través del experimento con el embudo de Emlen se demostró que el colorín azul(Passerina cyanea) obtiene información direccional gracias a la configuración de algunasconstelaciones. El ave puede determinar una dirección de referencia, como el norte, con larelación geométrica fija de las estrellas. Cuando se le presentó, en un planetario, un cielo

corrido en el tiempo, no cambió su orientación. Esto indica que el colorín noincorpora su reloj biológico en el proceso de orientación y que obtiene la información

direccional únicamente de los patrones estelares.

Las migraciones son motiva-das por el cambio anual delclima, que produce variacio-nes sobre la disponibilidaddel alimento. Muchas aves

migran de noche para eludira los predadores, por lo queusan las estrellas como guía.

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también las estrellas como guía. Ademásvuelan los días nublados, así que deberíantener otro mecanismo de navegación al-ternativo. Pero no avancemos más rápidode lo que nuestras alas nos lo permiten.¿Cómo podemos estar seguros de que lasaves usan las estrellas para orientarse? Lasformas de estudio son variadas. Encampo, el seguimiento de aves marcadasy mediante transmisores satelitales per-mite rastrear la ruta. En el laboratorio, encambio, la técnica de estudio más difun-dida es el embudo de Emlen. Consiste enuna jaula que sólo tiene visibilidad haciaafuera en la parte superior, pero está ce-rrada por un vidrio o un alambre tejido.Si colocamos la jaula en un planetario,podemos estudiar la reacción de las avesante ciertas partes del cielo. En tanto, lasparedes de la jaula se recubren de un papelque queda marcado con las patas de lasaves, y así se puede contar las “preferen-cias” de movimiento de acuerdo al grupode estrellas que se les presenta.En el embudo de Emlen se estudió la res-puesta del colorín azul, un pequeño pase-riforme1 del norte de América, que migradesde Estados Unidos hasta Centro Amé-rica cruzando el Mar Caribe. Expuestoslos colorines al planetario dentro de sujaula-embudo, se encontró que se guíanpor la posición relativa de las constelacio-nes. Resulta mucho más fácil distinguirgrupos de estrellas que estrellas individua-les. Por eso, los humanos han denomi-nado con nombres propios a gruposcaracterísticos. Por ejemplo, a los colori-nes se les presentaron las constelacionesde Cepheus, Casiopea y la Osa Mayor,que giran en torno a la estrella polar (enel hemisferio norte). Se comprobó que loscolorines deciden la dirección del vuelode acuerdo con la posición de los gruposde estrellas referidos a la estrella polar.Esto se hizo cambiando los horarios rela-tivos entre el tiempo real y el que mos-traba el planetario. Claro que las aves notienen idea de nuestras “constelaciones”,que son arbitrarias. Utilizan sus propiosmapas estelares, los cuales desconocemos,pero deben ser muy efectivos.

Un campo de líneasLa Tierra tiene 6400 km de radio. Su nú-cleo interno, que ocupa la franja desde5100 hasta 6400 km de profundidad, es

de hierro sólido. El núcleo externo, entrelos 2900 y 5100 km, es de hierro líquido.En este núcleo externo existe una co-rriente convectiva que es responsable delmagnetismo terrestre. Probablemente, elcampo magnético sufrió un cambio im-portante hace 1000 millones de años,cuando se aisló el núcleo interno sólido yse regularizaron las corrientes convectivasdel núcleo externo. Este campo magné-tico posibilita una protección contra elviento solar y los rayos cósmicos, y per-mitió la evolución de la vida fuera delagua. Contemporáneo con la aparicióndel campo magnético terrestre es la sepa-ración de la vida pluricelular en animales,plantas y hongos. ¿Coincidencia?El campo magnético terrestre posee lospolos norte y sur corridos de los polosgeográficos. Pero poco importa porque semueve con el tiempo y, en forma bastanteperiódica (aunque es impredecible aún),se invierte. El actual polo sur magnéticopasará a ser el polo norte en el futuro.Estas inversiones están magníficamentedocumentadas en las rocas basálticas queemergen en el centro del Océano Atlán-tico (el rift centro-oceánico). Cuandosurge el magma y se solidifica, las partícu-las de hierro se orientan en la direccióndel campo magnético terrestre de ese mo-

mento. Por lo tanto, si averiguamos laedad de la roca y vemos la orientación delhierro, sabemos en qué lugar estaba elpolo norte en ese momento.Hay numerosas pruebas de que algunasaves usan el magnetismo terrestre comoherramienta de navegación. ¿Cómo detec-tan el magnetismo? La evolución desarro-lló dos herramientas de detección delmagnetismo. ¿Distinguen las aves el polonorte del sur? Si fuera así, una inversiónde los polos como el mencionado antespodría tergiversar todo el sistema de na-vegación. Los humanos, ¿también po-demos orientarnos por el magnetismoterrestre? Hay evidencias de que la res-

Osa Mayor

Osa Menor

Cepheus

CasiopeaPOLARIS

N

Dirección del vuelo

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puesta es “sí, pero muy mal”. Veamos estosaspectos en orden.

La navegación biológica Sobre los instrumentos de navegaciónhay pruebas de dos tipos. El primero esun compuesto mineral de hierro y oxí-geno llamado magnetita. Se sabe debacterias que sintetizan la magnetita yque les serviría como brújula. Esta sus-tancia fue hallada en la cabeza de las pa-lomas, en moluscos y en el estómago delas abejas. Las palomas tienen en laparte superior del pico pequeños granosde magnetita en dendritas dispuestas enuna distribución tridimensional. Comola magnetita está dispersa en el reinoanimal, es probable que la detección delmagnetismo haya sido uno de los pri-meros instrumentos de navegación usa-dos por la vida.Pero muchos animales no puedenorientarse si se los priva de la visión. Tales el caso del salmón, las tortugas y al-gunas aves. Por eso es que en estos casosel otro tipo de instrumento de navega-ción debe estar en los ojos, en la retina.Es interesante que los criptocromos2

presentes en los detectores de la retina,no sólo reaccionan a la luz, sino tam-bién al magnetismo. Los criptocromosestán presentes también en las plantas,y entonces, aunque no puedan ver, qui-zás podrían responder al magnetismoterrestre.En la Universidad de Frankfurt secapturaron petirrojos que migraban deEscandinavia al ecuador africano. Loscolocaron en un campo magnético ar-tificial y notaron que los pájaros nodetectaban la inversión. Así que, suherramienta de navegación no les sirvepara distinguir entre norte y sur. Si selos hace volar con campos magnéticosvariables, se desorientan. También pier-den la orientación si vuelan en zonascon anomalías magnéticas donde los de-pósitos minerales alteran el campo mag-nético normal. Se verificó que si se lestapaban los ojos a los pájaros perdían laorientación, de forma tal que dejabande percibir el campo magnético. Enton-ces, la herramienta de navegación, sinduda, está en la visión. En condicionesnormales se encontró que podían detec-tar la inclinación del campo magnético

al que se las sometía. Y aquí está la clavede la orientación.El campo magnético terrestre tiene laslíneas paralelas a la Tierra en el ecuador,pero se inclinan hasta ser perpendicula-res al terreno en los polos magnéticos.Esta variación en la inclinación de laslíneas de campo entrega información dela posición en la Tierra. Si queremosimaginar cómo las aves ven el campomagnético, supongamos que estamos enuna densa neblina: la dirección del Solaparece como una zona más densa enluminosidad muy difusa. Así identifica-rían las aves los polos magnéticos. ¿Podemos los humanos detectar elcampo magnético terrestre? Se han rea-lizado diferentes experiencias y todasindican que existe una muy leve ten-dencia estadística a favor de que pode-mos reconocer la dirección de los polos.Por ejemplo, se desorienta al sujeto bajoestudio y se le pregunta dónde está elnorte. También se ha verificado unatendencia a observar el norte con másluminosidad en un ambiente de igualintensidad luminosa.En los humanos, el cerebro está latera-lizado; el hemisferio izquierdo gobiernala parte derecha del cuerpo. Esto ayudaa dividir las tareas dentro del cerebro.En las aves, también ocurre así. El ladoderecho del cerebro recibe la informa-ción del ojo izquierdo (y viceversa).Esto ayuda a la visión tridimensional.Lo mismo ocurre para el oído, lo cualfacilita la detección de la dirección delorigen del sonido, tal como ocurre enlos humanos. Pero en las aves, el ojoderecho (conectado al hemisferio iz-quierdo del cerebro) detecta mejor el

magnetismo. Claro, el magnetismo norequiere de una capacidad tridimensio-nal como la visión y el sonido.

Buen viaje Es imposible generalizar. No podemosdecir “las aves…”, porque las especiesson distintas. Algunas tienen más agudoslos sentidos de orientación mediante elSol o mapas estelares, y otras, mediantemagnetismo. Otras especies, en cambio,los han perdido por falta de uso, talcomo ocurre en los mamíferos, entre losque nos encontramos nosotros. Pero loque sí sabemos es que muchas especiesde aves miran también el cielo. Nosotroslo hacemos por necesidad y curiosidad.Las aves que migran observan el cielopor necesidad, pero ¿cómo podemosestar seguros de que no sienten tambiéncuriosidad y cierto orgullo al llegar aldestino, después de sortear innumerablesperipecias en su largo camino migrato-rio? g

* Roberto Ares, graduado en Ingeniería, sededica al estudio autodidacta de las cienciasfísicas y biológicas. Ha publicado varios libros,entre los que se destacan “Aves, Vida y

Conducta”, “Birds of The Pampa” y “Vida en

Evolución” (coautoría con el paleontólogoSebastián Apesteguía). En la actualidad,también se dedica a la producción de docu-mentales sobre vida y conducta de las aves:www.laculturadelasaves.com.ar. (Página delautor: www.robertoares.com.ar. Libros sobrenaturaleza: www.vmeditores.com.ar).

1 Paseriforme: gran orden que abarca más dela mitad de las especies de aves. Son las quetienen “forma de pájaro”, las típicamente pe-queñas y cantoras.

2 Los criptocromos son fotorreceptores de luzazul y violeta.

Las líneas del campo magnético y el efecto de la luz polarizada son algunas de lasherramientas utilizadas por las aves en las migraciones.

campo magnético