AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html FEBRERO 2008, NÚMERO: 24

V E N U S E X P R E S SE L C I N T U R Ó N D E A S T E R O I D E S

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

R O T A C I Ó N E N M O D E L O S E S T E L A R E SO N D A S G R A V I T A T O R I A S

MÁSERES EN EL ESPACIO

REPORTAJESMáseres en el espacio ...3Venus Express ...6El complejo cinturón de asteroides ...9

DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOSRotación diferencial y oscilaciones estelares ...12

ACTUALIDAD ...14

ENTRE BASTIDORES ...17

HISTORIAS DE ASTRONOMÍA: El astrónomo de vistaprodigiosa ...21

CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRESOndas gravitatorias...22

ACTIVIDADES IAA ...23

En la nochevieja de 2007 se detectó una supernova(SN2007uy) en la galaxia NGC 2770, situada en la cons-telación del Lince. Este fenómeno explosivo, resultado delcolapso de una estrella masiva cuando fusiona elementospesados en su interior, se da con frecuencia en elUniverso. Sin embargo, lo realmente excepcional es quedos explosiones sean detectadas al mismo tiempo en lamisma galaxia. Mientras se observaba SN 2007uy nuevedías después de su explosión, el satélite Swift (NASA)detectó en rayos X una fuente transitoria en el otroextremo de NGC 2770, probablemente un X-ray Flash(XRF), o una versión menos energética de las explosionesde rayos gamma (conocidos por su acrónimo en inglés,GRBs). Observaciones ópticas posteriores mostraron queel XRF emitía en el óptico, mostrando un espectro típicode supernova (SN 2008D), de forma similar a lo observa-do en otros GRBs. En la imagen se indica mediante un círculo la posición deotra supernova (SN 1999eh, actualmente no visible), quefue detectada en la misma galaxia unos pocos añosantes. Fuente: VLT.

NGC 2770, una factoría de supernovas

SUMARIO

Astrónomos del Instituto de Astrofísica de Andalucía han participado en la inusual detección de dos supernovas en la mismagalaxia al mismo tiempo

Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,Rafael Garrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Iván Agudo, Julio Rodríguez, Pablo Santos y MontserratVillar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.

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

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

Esta revista se publica con la ayuda FCT-08-0130 del Programa Nacional deFomento de la Cultura Científica y Tecnológica 2008.Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

LA NAVEGACIÓN POR MAR TIENESUS RIESGOS, sobre todo cuando el barcoestá cerca de tierra. La situación se compli-ca por la noche, cuando los marineros nopueden ver la costa con sus propios ojos. Sepuede mantener una distancia prudencial a lacosta pero, como ésta no es una línea recta,el barco podría encontrarse con un cabo ynaufragar. Desde tiempos antiguos se hanconstruido faros para ayudar a la navegaciónnocturna. Un faro emite un potente haz deluz para marcar las zonas más peligrosas de

la costa. No permite ver la costa pero su pre-sencia nos permite inferir dónde se encuen-tra un cabo o la entrada a un puerto.En este artículo vamos a tratar con una espe-cie de "faros" que encontramos en elUniverso. Son potentes haces de radiaciónque, aunque no nos permiten ver directa-mente los objetos astronómicos de los queprovienen, sí nos sirven para inferir su pre-sencia e incluso su forma y movimientos.Estos "faros" son los máseres, herramientasmuy potentes gracias a las que es posibleestudiar algunas zonas del espacio con elmayor detalle que podemos alcanzar hoy endía en Astronomía.

Máseres y láseresLa palabra "máser" es un acrónimo proce-dente de las palabras inglesas microwaveamplification by stimulated emission ofradiation, que en castellano se traduciría

como "amplificación de MICROONDASmediante emisión estimulada de radiación".El fenómeno físico involucrado es exacta-mente el mismo que el de un láser (amplifi-cación de LUZ mediante emisión estimuladade radiación). La única diferencia entre unláser y un máser es la longitud de onda de laradiación que se amplifica: se trata de luzvisible en el caso de un láser y microondasen un máser. Las microondas son las ondasde radio de longitud más corta (entre aproxi-madamente un milímetro y un metro). Unhorno doméstico de microondas calienta losalimentos utilizando ondas que suelen ser deunos 12 cm.Para entender el fenómeno físico de la emi-sión máser o láser, debemos repasar antesalgunas propiedades de la materia y la radia-ción: Los átomos y moléculas pueden estar en

distintos niveles de energía.

EPORTAJESMÁSERES EN EL ESPACIO R

LOS MÁSERES SE HANREVELADO COMO POTENTESHERRAMIENTAS EN LAINVESTIGACIÓN ASTROFÍSICAPor José Francisco Gómez(IAA-CSIC)

Máseres en el espacio

ESQUEMA DEL PROCESO DE EMISIÓNMÁSERLas moléculas excitadas, o en un nivel alto deenergía, están indicadas con los círculos rojos;los pequeños círculos azules representan molé-culas sin excitar, o en un nivel bajo de energía.A y B. Un grupo de moléculas es excitado porradiación o choques.C. Estas moléculas se hallan en un nivel altode energía (población invertida); un fotón incidepor la izquierda.D. El fotón estimula la emisión de la primeramolécula, que libera la energía retenida en elpaso A; como resultado, dos fotones y unamolécula en un nivel bajo de energía. E y F. Los fotones estimulan la emisión de lasdos moléculas siguientes, en un proceso quecontinúa doblando el número de fotones muyrápidamente.

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Un átomo o una molécula que absorbaenergía puede pasar a un nivel superior. Y,al contrario, pasaría a un nivel inferior libe-rando la energía sobrante. Una forma de caer a un estado inferior

es emitir radiación. La diferencia de energíaentre los niveles determina la longitud de laonda (y por tanto, la frecuencia) emitida.Así, los átomos y las moléculas actúan deforma similar a una emisora de radio comer-cial, que emite ondas con una frecuenciadeterminada. Si queremos escuchar una emi-sora concreta, debemos sintonizar su fre-cuencia. En Astronomía, debemos "sintoni-zar" una frecuencia concreta para estudiarla emisión de una molécula o de un átomo. En situaciones de equilibrio, la cantidad

de partículas en cada nivel de energía estádeterminada por la temperatura del mate-rial. En los materiales más calientes hay máspartículas en estados de alta energía. Pero,en cualquier caso, siempre habrá más partí-culas en los estados inferiores que en lossuperiores.

Para que un material produzca emisiónmáser o láser deber romperse este equilibrio.Inyectando energía en el material puede con-seguirse una inversión de población entredos niveles, es decir, que haya más átomoso moléculas en el nivel de energía superior.Mientras dura esta inversión, se hace pasarradiación con la longitud de onda que justa-mente corresponda a la diferencia de energíaentre los niveles. Esta radiación estimula una

caída súbita de las partículas del nivel supe-rior al inferior, produciendo un potente"fogonazo" de luz o de microondas. De estamanera se consigue un haz de radiaciónintenso, estrecho y monocromático (con sóloun "color" o longitud de onda).Este proceso de emisión estimulada de radia-ción fue postulado por primera vez (¡cómono!) por Albert Einstein en 1917. El primermáser artificial fue desarrollado en 1953 porel físico norteamericano Charles Townes,utilizando amoniaco como material amplifi-cador de microondas con longitudes de apro-ximadamente un centímetro (24 GHz de fre-cuencia). Su descubrimiento le hizo merece-dor del Premio Nobel en 1964. Pero lo quenos interesa aquí no son los máseres cons-

truidos por el hombre, sino los que se pro-ducen de forma natural en el espacio.

Máseres astronómicosPara que en el espacio se produzca una emi-sión máser deben darse como mínimo doscondiciones: en primer lugar, tiene quehaber la suficiente cantidad de gas para quesus moléculas puedan amplificar la radia-ción. En segundo lugar, debe existir unaimportante fuente de energía que consigainvertir la población de los niveles de lasmoléculas. Estas condiciones se dan en dis-tintos ambientes: regiones de formaciónestelar, cometas, atmósferas planetarias,estrellas en sus últimas fases de vida e inclu-so cerca de los agujeros negros centrales dealgunas galaxias.Es bien sabido que el espacio no está com-pletamente vacío. Existe materia intereste-lar, compuesta fundamentalmente por hidró-geno gaseoso. En objetos como los mencio-nados arriba, este gas es especialmentedenso. Aparte del hidrógeno, hay otrasmoléculas en el medio interestelar, aunqueen proporciones mucho menores. Son preci-samente algunas de estas moléculas las queactúan como amplificadores de radiación yproducen la intensa emisión máser. Losmáseres más utilizados en Astronomía sonlos producidos por el radical hidroxilo, elmonóxido de silicio, el metanol y el agua. El primer máser astronómico detectado fueel de hidroxilo, en 1965 (Weaver y colabo-radores). Esta molécula emite radiaciónmáser en varias longitudes de onda, pero susmáseres más utilizados están en 18 cm (1,7GHz de frecuencia). Otro descubrimientofundamental fue el de los máseres de agua,con longitud de onda de un centímetro (22GHz), en 1969 (Cheung y colaboradores).Dada su importancia astronómica, las fre-cuencias de microondas a las que emitenestos máseres de hidroxilo y agua estánreservadas para observaciones astronómi-cas, y no deberían utilizarse comercialmen-te (por ejemplo, para telefonía móvil o difu-sión de emisiones de radio y televisión). Sinembargo, en los últimos años cada vez esmás difícil poder observar máseres de hidro-xilo sin interferencias de radioemisionesartificiales. La producción de un máser en un objetoastronómico requiere unas condiciones muyparticulares de densidad, temperatura einyección de energía externa. Cualquier des-viación de esas condiciones elimina la posi-bilidad de invertir los niveles de energía.Por esta razón, las zonas de emisión máserque observamos son muy pequeñas, y apa-recen como puntos muy brillantes. Como unfaro en el espacio.

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NGC 2071 -IRS 3 Emisión máser en una estrella en formación. Los cír-culos blancos representan zonas de emisión máser dela molécula del agua, que trazan un disco de gas en elque podría estar fomándose un nuevo sistema plane-tario. En color, emisión en radio de un chorro de mate-rial expulsado en dirección perpendicular al disco.Fuente: José M. Torrelles et al y NRAO/AVI).

ÓRBITA DE NEPTUNO

CHORRO

MÁSERES DE AGUA EN UNDISCO PROTOPLANETARIO

Radiotelescopio de la NASA en Goldstone, EEUU. Estaantena, de setenta metros de diámetro, es idéntica a lade Robledo de Chavela en España (NASA-JPL).

Cómo se observan los máseresastronómicosLos máseres son emisiones intensas demicroondas que, como dijimos anteriormen-te, son ondas de radio de longitud corta. Porlo tanto, no se observan con telescopios ópti-cos convencionales, sino con antenas deradio: los radiotelescopios.Aunque no es el único tipo de estudios quepueden realizar, una parte importante deltiempo de estos radiotelescopios se empleaen observar máseres. Sus grandes tamañosgarantizan poder detectar estas emisiones,incluso en objetos muy distantes como gala-xias activas situadas a varios millones deaños luz. Por ejemplo, los radiotelescopioscomo los de Arecibo en Puerto Rico (305metros de diámetro), Green Bank en EstadosUnidos o Effelsberg en Alemania (ambos de100 m), o Robledo de Chavela en España(70 m), se encuentran entre los más sensi-bles del mundo para detectar ondas de radio,entre ellas la emisión máser.Para poder estudiar con detalle cómo se dis-tribuye la emisión máser hay que recurrir ala técnica de la interferometría. Consiste enobservar simultáneamente el mismo objetocon varias antenas y hacer interferir lasseñales recibidas por cada una. Cuanto másdistantes estén las antenas entre sí, se puedendistinguir detalles más finos en las imáge-nes. El telescopio más importante que utili-za esta técnica es el Very Large Array, enEstados Unidos, compuesto por 27 antenascon separaciones máximas de 36 km.

También es posible realizar interferometríaentre antenas situadas en distintos continen-tes. De esta forma se obtienen imágenes conel mismo detalle que podría conseguir ungran radiotelescopio con un diámetro igual alde la Tierra (más de 12.000 km). Medianteinterferometría se han tomado imágenes de laemisión máser de objetos astronómicosalcanzando detalles del orden de diez micro-segundos de arco. Para hacernos una idea dela altísima precisión que esto representa, diezmicrosegundos equivalen aproximadamenteal tamaño con el que veríamos una monedade un céntimo que estuviera en la superficiede la luna. Ninguna otra técnica enAstronomía puede, hoy por hoy, alcanzareste poder de resolución. Esto convierte a losmáseres en una herramienta muy poderosa

para estudiar los objetos astronómicos en losque se producen.

Un ejemplo de estructuras trazadaspor máseres: estrellas en formaciónLas estrellas se forman en el seno de nubesde gas y polvo. Algunas zonas de estasnubes colapsan para dar lugar a un embriónestelar, o protoestrella. A partir de aquí, laprotoestrella debe ir ganando material de suentorno hasta alcanzar la masa necesariapara poder iniciar reacciones nucleares en suinterior. En estas primeras etapas nos encon-tramos con la protoestrella rodeada de undisco de gas (imaginemos la protoestrellacomo una bolita en el agujero de un CD). Laprotoestrella va engullendo masa del disco yal mismo tiempo expulsa una pequeña canti-dad de materia a velocidades de cientos dekm/s, en forma de energéticos chorros coli-mados en dirección perpendicular al disco.Esta configuración es importante, porqueilustra no solo cómo se forma una estrella,sino también la formación de planetas: eldisco circunestelar proporciona la materia

prima para un futuro sistema planetario entorno a la joven estrella. Por eso, a estos dis-cos se los llama discos protoplanetarios.En este proceso se dan las condiciones idó-neas para que se produzca emisión máser:existe una cantidad apreciable de gas en elentorno de la protoestrella que, al expulsarmasa a gran velocidad, proporciona la fuen-te de energía necesaria para invertir lapoblación de los niveles de algunas molécu-las y producir emisión máser. Por ejemplo,los máseres de la molécula de agua queobservamos en estrellas jóvenes parecen tra-zar los chorros colimados en algunos casos.Se observan alineados y moviéndose endirecciones opuestas desde la protoestrellacentral. Sin embargo, en otros objetos losmáseres trazan discos protoplanetarios. Semueven a las velocidades que se esperaríande un gas en rotación en torno al objeto cen-tral (mayores velocidades más cerca del cen-tro) y tienen un tamaño similar al de nuestroSistema Solar: unas cien unidades astronó-micas (ver imagen de NGC 2071-IRS 3, págcontigua).

En el IAA realizamos observacio-nes de alta resolución de la emi-sión máser, especialmente delas moléculas de hidroxilo yagua. Con esta importante herra-mienta estudiamos la formaciónde nuevas estrellas y sistemasplanetarios. En algunos casos,hemos visto procesos inexplica-bles con las teorías existentes deformación estelar (como laexpulsión de "burbujas" esféricasde gas en estrellas jóvenes).También investigamos las últi-mas etapas de vida de estrellascomo el Sol, cuando toman laforma de nebulosas planetarias.Hasta hace poco se pensabaque las nebulosas planetarias noproporcionaban la suficienteenergía para generar emisiónmáser de agua, pero ya hemosconseguido descubrir tres deellas que sí lo hacen. Estos tresobjetos podrían pertenecer a untipo especial de nebulosas pla-netarias muy masivas. Quedan aún muchos interrogan-tes en el estudio de las primerasy últimas etapas de la evoluciónde las estrellas, y las observacio-

nes de la emisión máser seráncruciales, dada su capacidad

para alcanzar un enorme detalleen sus imágenes.

INVESTIGACIÓN DE MÁSERES EN EL IAA

K3-35 es la primera nebulosa planetaria en la que se ha detectado emi-sión máser de agua. Los máseres de agua están localizados en un discode radio 85 UAs y en los extremos de un chorro bipolar a 5000 UAs delcentro; también muestra máseres de hidroxilo (OH) en diferentes fre-cuencias. La presencia de agua indica que K3-35 es una nebulosa pla-netaria extremadamente joven. Ref: L.F. Miranda, Y. Gomez, G. Anglada, J.M. Torrelles, 2001, Nature, 414, 284-286.

MÁSERES EN EL ESPACIO

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Las zonas de emisión máserque observamos son muypequeñas, y nos aparecen

como puntos muy brillantes.Como un faro en el espacio

TAJESVEENNUUSS EEXXPPRREESSSSRREPO

HA TRANSCURRIDO POCO MÁS DEAÑO Y MEDIO DESDE SU INSER-CIÓN EN ÓRBITA (abril de 2006), dosaños desde su lanzamiento (noviembre de2005), y cinco años desde que la AgenciaEspacial Europea (ESA) diera la aproba-ción definitiva para su lanzamiento, lo quesupone un récord en la historia de la inves-tigación planetaria y de las misiones de ESAen particular.

Ventajas dde VVeennus EExprreessA pesar de ser una misión construida con ins-trumentos "prestados" de Mars Express y deRosetta, con la misma plataforma de MarsExpress y con el lanzador Soyuz-Fregat quela lanza a una órbita muy elíptica en torno aVenus (similar a la de Mars Express), losobjetivos científicos de VEX son de peso sufi-ciente para esperar avances significativos ennuestro conocimiento de la superficie y laatmósfera de Venus. De hecho, la similitudcon Mars Express, operativa al menos hasta2009, es ya una ventaja única de esta misión,porque permite una sinergia muy útil para laplanetología comparada, dadas las medidassimilares y simultáneas en ambos planetas enel mismo momento del ciclo solar.Hace 25 años terminó la vida útil del orbitalPioneer Venus (PVO), la misión que másinformación nos ha suministrado acerca denuestro planeta vecino. Las misiones poste-riores han sido más cortas, como los globosVega 1 y 2, o los fly-by (sobrevuelos) de lasmisiones Galileo y Cassini en ruta a Júpitery Saturno, o muy específicas, como la misiónMagallanes dedicada a estudiar la superficiede Venus en detalle. Aparte de algunos resul-tados sobre la atmósfera venusina obtenidosmediante ocultación de radio por la sonda

Magallanes, VEX es la primera misión quepermite un sondeo sistemático de su atmós-fera desde Pioneer Venus. Por otro lado,durante la época de los 80 se descubrieronuna serie de "ventanas infrarrojas" medianteobservaciones telescópicas desde Tierra, quepermiten observar la composición y tempe-ratura a alturas inferiores a la capa de nubesy que abren la posibilidad de un sondeo sis-temático desde la órbita de esas regiones taninescrutables hasta la fecha.Este sondeo lo realiza VEX con instrumen-tación científica mucho más precisa que laPioneer Venus y con una mayor velocidad detransferencia de datos. La plataforma, esta-bilizada en tres ejes (a diferencia de la de Pio-neer Venus, que consistía en un cilindro enrotación), permite un apuntado preciso inclu-so en un sondeo tangencial apuntando al lim-bo del planeta e investigar en detalle la altaatmósfera de modo regular, algo nunca rea-lizado en Venus hasta ahora.

Además, el carácter elíptico de su órbita pre-senta ciertas ventajas no explotadas hasta lafecha, como la adquisición de imágenes degran campo del planeta y de su atmósfera.La operación sistemática en este modo de

imagen y durante un periodo largo de tiem-po, como el de toda la misión, permite iden-tificar y seguir el movimiento de parcelas deaire en las capas de nubes, realizar mosaicospara estudiar turbulencia, convección y trans-porte a gran escala y, en definitiva, suminis-trar una base de datos única para abordar unode los mayores misterios de Venus, el origende su superrotación atmosférica.

Problemas ccientíficos aabiertosLa lista de problemas abiertos a los que sevienen dedicando esfuerzos teóricos y quenecesitan nuevos datos es extensa. Haciendouna selección breve, a la superrotación quese observa en las capas de nubes añadiríamosla naturaleza precisa de esas nubes y la de lascapas de neblina por encima y por debajo dela nube principal, cubriendo en total una regiónentre 40 y 80 km sobre la superficie, apro-ximadamente. No se conoce la estructura tér-mica detallada en las capas más bajas de laatmósfera ni en las regiones polares, puessolo en latitudes medias se tienen datos de laspocas sondas que se posaron en superficie ysuministraron datos antes de sucumbir a laselevadas temperaturas y presiones venusinas.Estas capas son, sin embargo, claves paraentender el transporte de momento que segu-ramente ocurre entre la superficie y la atmós-fera a la altura de la capa de nubes y que, seespecula, podría estar detrás del fenómenode la superrotación. Asimismo, la circulaciónglobal de la alta atmósfera debe variar dealgún modo poco claro entre la superrotaciónen la baja mesosfera hacia la circulación inter-

Se está planeando uncambio en la órbita de VEXpara observar Venus desde

geometrías diferentes, eincluso un frenado

atmosférico de la misión

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Primeros rresultados ddeVVeennuuss EExxpprreessssEL MMES PPASADO SSE HHICIERON PPÚBLICOS LLOSPRIMEROS RRESULTADOS CCIENTÍFICOS DDE LLAMISIÓN EEUROPEA VVEENNUUSS EEXXPPRREESSSS (VEX), EEN UUNCONJUNTO DDE OOCHO AARTÍCULOS DDE UUNESPECIAL DDE LLA RREVISTA NNAATTUURREEPor MMiguel ÁÁngel LLópez VValverde ((IAA, CCSIC)

hemisférica que parece dominar en la ter-mosfera, desde el punto subsolar al antisolar.Evidencias de esta circulación global a dichasalturas se conocen mediante la observaciónde emisiones de airglow de NO y O2. La emi-sión de esta última molécula, en 1,27 micras,viene siendo observada desde Tierra y sor-prendiéndonos por su alta variabilidad, espa-cial y temporal, con picos de emisión queparecen excesivamente elevados para las teoríasfotoquímicas. Otras emisiones característicasde la alta atmósfera son las del gas principal,CO2, bajo condiciones de no-equilibrio ter-modinámico local (no-ETL). Observadas porprimera vez en diez micras en 1976, se expli-caron mediante un mecanismo de fluores-cencia solar en 4,3 micras. La primera obser-vación directa de la intensa emisión de 4,3micras en el hemisferio diurno fue, sin embar-go, en 1990 con la misión Galileo. Dichasemisiones son importantes para el balanceenergético de la alta atmósfera, y podríansuministrar herramientas para sondear unaregión difícil de estudiar de otro modo, aque-lla entre 100 y 140 km de altura. Aún másarriba, hay grandes dudas sobre uno de losprocesos clave de la evolución de Venus, el

escape de hidrógeno, mecanismo que cree-mos responsable de la pérdida de los océanosde agua que Venus quizás albergó, como laTierra, en las primeras edades del SistemaSolar. También habría que determinar quémecanismos dominan en la actualidad, segu-ramente no-térmicos, dirigidos por la inte-racción con el viento solar, y cuantificar dichoescape de modo preciso. Terminamos la lista de problemas abiertosbajando de nuevo a la superficie de Venus,donde no sabemos si hay volcanes activos oterremotos, ni qué tipo de agente es el res-ponsable de la erosión de las rocas.

Resultados dde VVeennus EExprreessNo cabe duda de que una solución a todosesos enigmas requiere una exploración lo máscompleta posible y a largo plazo de Venusmediante orbitales, sondas de descenso y glo-bos sonda, observaciones desde Tierra y misio-nes de toma de muestras y retorno a la Tie-rra. Un modesto orbital como VEX no pue-de aspirar a aclarar todos esos problemas pero,en el escaso tiempo de un año y medio y aun-que la actividad continúa centrada en la vali-dación y análisis exhaustivo de los datos que

se están recibiendo, ya hemos aprendido algu-nas cosas interesantes sobre Venus. En elnúmero especial de Nature, Svedhem y cola-boradores resumen los resultados publicadosy A. Ingersoll presenta una visión más críti-ca, situándolos en el contexto de la explora-ción espacial.Uno de los resultados visualmente más espec-taculares, posible gracias al instrumento VIR-TIS, es, sin duda, el descubrimiento de losenormes vórtices polares del hemisferio sur,similares a los ya conocidos en el hemisfe-rio opuesto. Se ha observado por primeravez su estructura dual detallada, relacionadacon variaciones de temperatura y de trans-parencia atmosférica, así como su dinámicaprecisa (reflejada en archivos de vídeo). Estadinámica debe estar relacionada con la cir-culacion global, y quizás con un descenso des-de la mesosfera hacia las capas bajo las nubes.Esto, a su vez, podría explicar el problemadel enriquecimiento en CO de la baja atmós-fera en las regiones polares, hallado porNIMS/Galileo quince años atrás.Dos resultados muy intrigantes son el máxi-mo de temperatura observado por SPICAVen la mesopausa venusina y en condicionesnocturnas mediante la técnica de ocultaciónestelar y las diferencias día/noche observadaspor el instrumento VERA analizando la absor-ción de las señales de radio a través de laatmósfera. El equipo de SPICAV atribuye laprimera a la circulacion global de la alta atmós-fera antes mencionada. La segunda es difícilde explicar, según Ingersol.Las fuertes emisiones de CO2 en 4,3 micraspredichas por nuestro grupo han sido confir-madas por el instrumento VIRTIS, con unmáximo de emisión en torno a 110 km, y unaclara variación con la iluminación solar. Esta-mos confeccionando mapas detallados dedichos datos, tanto en geometría nadir (obser-

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Esquema de acomodación de los distintos instru-mentos a bordo de Venus Express.

Mapa de una porción del disco y dellimbo de Venus tomada porVIRTIS/Venus Express en 4,32 micras.A la derecha vemos un detalle de laemisión en el limbo, proveniente de laexcitación vibracional del CO2 en labaja termosfera de Venus. Se indicancon dos líneas la superficie y la capade nubes (a 60 km). La oscilación esdebida al tamaño del píxel. Poder de resolución espectral: 400.Unidades de radiancia: microW / sr /m2/ micra.

vando el disco del planeta) como en el lim-bo, lo que permite validar nuestros mode-los teóricos. En un futuro cercano aborda-remos la simulación precisa de las medidascon dichos modelos, lo que depende de laestructura de temperatura y densidad de laatmósfera; en otras palabras, intentaremosabordar el problema inverso y derivar laestructura atmosférica a partir de estas emi-siones. Eso nos daría información sobre labaja termosfera de Venus.Otro resultado importante del instrumentoVIRTIS es la observación de la emisiónnocturna del O2 en 1,27 micras, y la cuan-tificación precisa de dicha emisión. Supo-niendo un transporte global intenso, la teoría

química explicaría satisfactoriamente lasemisiones en términos cuantitativos, aun-que la variabilidad temporal y espacial esmuy elevada y el motor de esta variabili-dad no se conoce aún sin ambigüedad.En cuanto al escape al espacio, el mag-netómetro de VEX ha encontrado que elviento solar no parece penetrar la ionosfe-ra del planeta, en esta fase de mínima acti-vidad del ciclo solar. Esto coincide con loencontrado por la misión Pioneer Venusdurante el máximo de actividad solar, ypodemos concluir que la interacción direc-ta con el viento solar es menor de lo bara-jado hasta la fecha. Esto podría indicar que,tal como se pensaba, el escape al espacio

en la época actual es muy bajo. Sin embar-go, el analizador de plasma de VEX haencontrado un mecanismo que puede suplirdicha pérdida. Se trata del escape iónico,tanto de H+ como de O+, y sus flujosestán en relación 2/1, lo que revela un ori-gen fotoquímico a partir del vapor de aguaatmosférico. A. Ingersol se pregunta sidichos flujos habrán sido constantes a lolargo de la historia de Venus. Y yo me pre-gunto dónde está la fuente de vapor de aguanecesaria para mantener dicho flujo.

Futuro dde lla mmisiónY muchas más preguntas surgirán, sin duda,a la vez que vamos poniendo luz en los pro-blemas actuales y conforme estudiemos losdatos de Venus Express. Está llegando elmomento de la explotación científica de losdatos, de la comparación con modelos teó-ricos, del desarrollo de nuevos modelos,ya en marcha, y de las comparaciones conMars Express. Se está planeando un cam-bio en la órbita de VEX para observarVenus desde geometrías diferentes, e inclu-so un frenado atmosférico de la misión. Endefinitiva, se abren perspectivas excelen-tes para aprender mucho más sobre Venusy su atmósfera. Esperemos que, al igualque con Mars Express, la ESA extienda eltiempo de vida operacional de VEX másallá de 2009... por el bien de la comunidadplanetaria y de la europea en particular.

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Esquema de la circula-ción general que se pien-sa tiene lugar en laatmósfera de Venus, condos regímenes claramen-te diferenciados en la tro-posfera (bajo la capa denubes) y en la termosfera(por encima de cien km).La región de transición,la mesosfera, tiene unaestructura compleja y malconocida.Fuente: R. Kempton(New EnglandMeteoritical Services).

Los últimos resultadosconfirman la habilidad deVIRTIS para indagar en laalta atmósfera de Venus,una región inexploradapero clave para compren-der el escape de gases alespacio y, por tanto, suevolución y las diferen-cias con la atmósferaterrestre. El dióxido decarbono es el gas másabundante en Venus, mientras el oxí-geno es muy escaso, una situaciónopuesta a lo que ocurre en la Tierra.Ambos gases producen emisionesintensas en las altas capas de laatmósfera, mediante fenómenos deairglow o fluorescencia.

Las emisiones observadas en Venuspor VIRTIS muestran ciertas diferen-cias con los modelos teóricos, lo queindica que la atmósfera presenta granvariabilidad a esas alturas. Se creeque el estudio de estos aspectos cam-biantes de las emisiones, cuya inter-

pretación resulta muy complicada,será de gran importancia.Por ejemplo, VIRTIS ha contribuido adesvelar un enigma sobre las emisio-nes de oxígeno de la cara nocturna deVenus: a diferencia de las de la Tierra,parecían demasiado fuertes para

tener un origen químico. Lo observa-do confirma un proceso químico queinvolucra átomos de oxígeno, peromás complejo; el modo peculiar de

observación de VIRTIS hapermitido derivar los flujosde átomos de oxígenonecesarios para producirla,y concluir que se originanen el hemisferio de día yson transportados al denoche mediante un proce-so dinámico a escala pla-netaria. Por otra parte, las emisio-nes de dióxido de carbono,observadas en la alta

atmósfera de Venus con gran detallepor primera vez, confirman las predic-ciones de los modelos teóricos elabo-rados en el Instituto de Astrofísica deAndalucía hace una década, y VIRTISlas utiliza como herramienta sistemáti-ca de sondeo.

VENUS DDESDE EEL IIAAEL INSTRUMENTO VIRTIS, EN EL QUE PARTICIPA EL INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA,

HA APORTADO IMPORTANTE INFORMACIÓN SOBRE LA ALTA ATMÓSFERA DEL PLANETA

R VEENNUUSS EEXXPPRREESSSS

Estructura del dipolo sur a diferentes longitudes de onda (la fila superior muestra las nubes a unos 65 km y lainferior a unos 50 km). Los dipolos son vórtices gigantes dobles (cada vórtice mide unos 2000 km), similaresal ojo de un huracán, que se forman en ambos polos de Venus.

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EPORTAJESEL CINTURÓN DE ASTEROIDES R

EL DE LOS ASTEROIDES ES UNMUNDO EXTRAORDINARIO, dondetérminos como "relaciones genéticas" con-viven con "autopistas dinámicas" y en cuyoestudio se emplean técnicas que compitencon las de Sherlock Holmes. Pero, antes deentrar en detalle, refresquemos un poco lamemoria: los asteroides son cuerpospequeños y rocosos que giran alrededor delSol, carecen de atmósfera y cuyo tamañooscila entre los más de 500 kilómetros deVesta hasta los pocos centímetros (aunquelos de reducido tamaño se conocen tambiéncomo meteoroides). La mayoría de estosobjetos reside entre Marte y Júpiter, en unaregión denominada cinturón de asteroides.En 1944, el astrofísico ruso Otto Schmidtpostuló una teoría que afirmaba que la fuer-za gravitatoria de Júpiter evitó la formaciónde un planeta entre su órbita y la de Marte,proceso que originó dicho cinturón. Así,actualmente se piensa que los asteroides sonlos restos de los bloques o "ladrillos" a par-tir de los que se formaron los planetas. Peromuchos de estos bloques no se conservanenteros: en 1918, el astrónomo japonésHirayama planteó la existencia de familias

de asteroides, formadas a partir de la rup-tura catastrófica de un asteroide padre debi-do a una colisión. En la actualidad hayentre 20 y 30 familias identificadas, entrelas que destacan la de Eos, con 3287 miem-bros, Temis (1605), Koronis (2293),Baptistina (543) y Vesta (4547). Visto lo anterior, una mente fría sugeriría"vale, son piedras". Sí, pero piedras quequitan el sueño a más de un astrónomo porla valiosa información que encierran, tantosobre las condiciones de la nebulosa a par-tir de la que se formó nuestro Sistema Solarcomo sobre la formación de los planetasrocosos (el nuestro entre ellos); tambiénsobre los procesos de colisión a gran esca-la, de transporte de material desde el cin-turón de asteroides hasta órbitas cercanas ala Tierra (los famosos NEOs), o inclusosobre la desaparición de los dinosaurios.¿Ven? Un mundo fascinante.

El mmisterio ddel bbasaltoRené Duffard, astrónomo del Instituto deAstrofísica de Andalucía, ha presentadorecientemente un estudio que revela la exis-tencia, en la región externa del cinturón de

asteroides, de dos extraños ejemplares,"(7472) Kumakiri" y "(10537) 1991RY16", que contienen basalto. El basaltoes un mineral típico de regiones inundadaspor lava y, hasta hace pocos años, todos losasteroides basálticos eran relacionados conVesta, el único objeto del cinturón de aste-roides que presenta vestigios de actividadvolcánica -en términos científicos, Vesta esel único asteroide "diferenciado" -. La dife-renciación constituye un proceso típico delos planetas rocosos (Mercurio, Venus,

Concepción artística delSistema Solar. El cinturón deasteroides se halla entre Martey Júpiter. Fuente: NASA.

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DESCUBRIMIENTOS RECIENTESREVELAN A LOS ASTEROIDESCOMO OBJETOS COMPLEJOS,CUYA DINÁMICA PUEDEINFLUIR EN LA HISTORIAGEOLÓGICA DE LA TIERRA YLA LUNAPor Silbia López de Lacalle(IAA-CSIC)

Este meteorito constituye una muestra de la corteza del asteroi-de Vesta, el cuarto cuerpo del Sistema Solar del que se conser-van muestras de laboratorio (después de la Tierra, la Luna yMarte). Fuente: R. Kempton (New England MeteoriticalServices).

Tierra y Marte), algunos satélites y unúnico asteroide conocido (Vesta), que, ensus primeras etapas, tuvieron el calor inter-no suficiente como para que su interior sefundiera y los elementos más pesados(como el hierro) descendieran hasta elnúcleo, en tanto que los más ligerosascendían hacia la superficie. De este modose generó una estructura típica compuestapor núcleo, manto y corteza, ésta últimaaderezada con regiones cubiertas de basaltodebido a las erupciones volcánicas. Así que, ante el reciente hallazgo, la incóg-nita es la siguiente: dado su tamaño,Kumakiri y 1991 RY16 deben ser "hijos"de un asteroide mayor de tipo volcánico,pero se encuentran demasiado lejos deVesta, el único candidato posible. De modoque tenemos dos pedacitos de lo que fue unasteroide de gran tamaño y del que no tene-mos ningún otro indicio; más aún, nisiquiera se conoce con seguridad siKumakiri y 1991 RY16 son "hermanos". Pero lo más preocupante es que constituyenejemplares casi únicos, y no debería ser así.René Duffard aclara por qué: "Los planetasterrestres debieron formarse a partir de

pequeños asteroides ya diferenciados, o sino el tiempo en el que se formaron nohabría sido suficiente para que se crearantal y como los conocemos ahora". Es decir,si los cuatro planetas rocosos se crearon apartir de planetesimales con calor interno,este tipo de objetos debería ser muy abun-dante hoy día, algo que no ocurre: ademásde Vesta y sus 4547 "hijos", sólo se hanhallado algunos ejemplares sueltos que con-tienen basalto y cuyo progenitor se desco-noce. Duffard señala otro punto importan-te: "no se conoce una `familia diferencia-da´, fruto de una colisión de un cuerpopadre diferenciado; es decir, miembros deuna misma familia cuyos fragmentos esténrelacionados a una corteza, a un manto y aun núcleo. Todas las familias son fragmen-

tos de cuerpos homogéneos, y de ahí laimportancia de encontrar material basálticofuera del territorio de la familia de Vesta".La carencia de este tipo de objetos ha lle-gado incluso a nuestro planeta en forma demeteoritos: en 1990 comenzaron las cam-pañas en la Antártica y en el Sáhara -dondelos meteoritos se encuentran con más faci-lidad gracias al contraste con la nieve y laarena-, y desde entonces el número dehallazgos aumentó considerablemente. Loscientíficos comprobaron que todos losmeteoritos de la muestra provenían de 135posibles progenitores, de los que 27 erancuerpos que apenas habían sufrido cambiosdebidos al calor interno. En cambio, los108 restantes mostraban evidencias de cam-bios importantes en su estructura interna e

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RAGUJEROS EN EL CINTURÓN. Los pun-

tos señalan la distribución de 33.000 asteroides(el eje horizontal indica la distancia al Sol y elvertical la inclinación de las órbitas). Se obser-van claramente los agujeros de Kirkwood: lasórbitas donde la fuerza gravitatoria de Júpiterexpulsaría a cualquier objeto.

EL ASTEROIDE VOLCÁNICO.Vesta fotografiada por el telescopioespacial Hubble (izq.), en un modelorealizado por ordenador (drch.) y en undiagrama de elevación donde se obser-va la profundidad del cráter en el polosur. Fuente: HST.

DE CAMINO AL CINTURÓN. En septiembre de 2007 la misión DAWN (NASA)comenzó su viaje de 5.000 millones de kilómetros hasta el corazón del cinturónde asteroides, donde visitará a Vesta y Ceres, este último ascendido de asteroidea planeta menor en 2006. Se trata de los habitantes más masivos del cinturón deasteroides que, a pesar de hallarse relativamente cerca, muestran diferencias irre-conciliables: Vesta es un cuerpo rocoso con geología similar a la de los planetasde tipo terrestre mientras que Ceres (con casi 1000 kilómetros de diámetro) es detipo helado y puede que contenga agua líquida en su interior.

incluso de diferenciación: así, los astróno-mos tienen en su poder diversos fragmentosde la corteza e incluso del núcleo de aste-roides que se fragmentaron y de cuya exis-tencia sólo queda una roca que, casualmen-te, cayó en nuestro planeta.

Los eescombros dde VVestaCon forma esferoidal y un diámetro de 525kilómetros, se trata de uno de los asteroidesde mayor tamaño que, además, posee unaestructura geológica similar a la de laTierra o Marte. Se trata de un objeto que hapermanecido prácticamente intacto desde laépoca en que se formaron los planetas,salvo por los impactos de meteorito. Unode ellos dejó una importante huella en elpolo sur: un cráter de 460 kilómetros dediámetro y 13 kilómetros de profundidad(en nuestro planeta, un cráter de estasdimensiones podría albergar el OcéanoPacífico) que fracturó la corteza y dejó aldescubierto el manto, lo que proporciona alos científicos la posibilidad única de obser-var un objeto celeste bajo la corteza -porejemplo, en el caso de la Tierra, un atisboal manto supondría excavar más allá de los100 kilómetros de espesor de la corteza,cuando el pozo más profundo cavado por elhombre solo alcanza doce kilómetros. Perola enorme colisión también expulsó al espa-cio un 1% de la masa total de Vesta, lo quesupone alrededor de 800 millones demetros cúbicos de roca en forma de escom-bros de diversos tamaños que comenzaronsu viaje a través del Sistema Solar (losastrónomos creen que alrededor del 5% delos meteoritos que aterrizan en nuestro pla-neta son el resultado de este choque, acae-cido hace unos 1.000 millones de años).Algunos establecieron su órbita cerca de suprogenitor formando la numerosa familiade Vesta, mientras que otros más valientestomaron la "vía rápida": aunque el cinturónde asteroides constituye un lugar densa-mente poblado, existen órbitas que ningunose atreve a habitar, como la órbita situada a2,5 Unidades Astronómicas del Sol (laTierra se halla a una Unidad Astronómica -o UA- del Sol); cualquier cuerpo ahí situa-do entraría en resonancia orbital conJúpiter, ya que daría tres vueltas en torno alSol en el tiempo que Júpiter da sólo una(resonancia 3:1). Este fenómeno se produ-ce también a 2,8 UAs (resonancia 5:2) o a2,95 UAs (resonancia 7:3), en todos elloscon consecuencias similares: el objeto seráexpulsado a una órbita lejana por la fuerzagravitatoria de Júpiter; por ello estas órbi-tas, conocidas como "agujeros deKirkwood", se hallan vacías en los diagra-mas de distribución de los asteroides (ver

imagen). En el caso de los fragmentos deVesta, el punto peligroso corresponde alagujero de Kirkwood 3:1, una "autopistadinámica" que ha conducido a algunos deellos a órbitas cercanas a la de nuestro pla-neta. Más aún, parte de estos viajeros han

sufrido impactos posteriores que desgajaronpedazos más pequeños que, finalmente,impactaron contra la Tierra.

EL CINTURÓN DE ASTEROIDES

Si Vesta tiene basalto, o material volcánico, en su superfi-cie… ¿quiere eso decir que hay volcanes en un asteroide?Pues sí: Vesta es un asteroide con volcanes, aunque yainactivos (una idea que resultó difícil de aceptar en la déca-da de 1970). Se ha observado vulcanismo en los planetas terrestres y enalgunos satélites naturales como Ío, un satélite de Júpiterque permanece activo. La idea de vulcanismo en cuerpospequeños no es tan nueva: quizás algunos recuerden elcuento de Antoine de Saint-Exupéry, El principito, que vivíaen el asteroide B612 y que tenía que limpiar las calderas delos volcanes de este asteroide…

En la península del Yucatán(México), bajo cientos de metros desedimentos, se esconde la huella deltremendo impacto de un asteroide:un cráter de unos 180 kilómetros dediámetro que se produjo hace unos65 millones de años. Se cree queeste fenómeno originó un drásticocambio climático y la desaparición delos dinosaurios, y recientemente hasido perseguido hasta su origen,nada menos que en el cinturón deasteroides. Un equipo checo-estadounidense harealizado un estudio, basado enobservaciones y simulaciones numé-ricas, que relaciona el asteroideautor del cráter del Yucatán con laruptura de Baptistina, su asteroideprogenitor, hace unos 160 millonesde años. Situado en la región internadel cinturón de asteroides,Baptistina, con un diámetro de unos170 kilómetros, sufrió una colisióncon otro asteroide de unos 60 kiló-metros de diámetro, lo que produjotoda una familia de fragmentos conórbitas similares. Los autores delestudio estiman que, originalmente,esta familia incluía 300 cuerpos conmás de 10 kilómetros y 140.000 conmás de un kilómetro, algunos de losque tomaron la misma "autopistadinámica" que los fragmentos de

Vesta: la fuerza de gravedad deJúpiter lanzó al 20% de los cuerposmayores a órbitas que se cruzabancon la de la Tierra, y posiblemente un2% de ellos terminó chocando contranuestro planeta. Esto debió suponerun considerable aumento del núme-ro de impactos tanto en la Tierracomo en la Luna hace unos 100millones de años, y la historia remo-ta parece confirmarlo: los registrosmuestran que el número de grandes

cráteres se multiplicó por dos en unperíodo que abarca de los últimos100 a 150 millones de años. La composición química de los sedi-mentos del cráter del Yucatán tam-bién apoya el parentesco conBaptistina, y el equipo investigadorcree que hay un 90% de probabilida-des de que el fragmento autor delcráter procediera de esa numerosafamilia (hoy se conocen 543 miem-bros).

HUELLA ESCONDIDA.Arriba, mapa tridimensionalque muestra una estructu-ra anular en la penínsulade Yucatán, México.Fuente: NASA. A la izda., mapa geográficorepresenta el tamaño y ubi-cación del cráter.

EL EEXTERMINADOR DDE DDINOSAURIOS

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El campo de la estructura y evolución este-lar no se concibe hoy en día sin el papelvital que juega la rotación estelar. Estainterviene en los procesos físicos que tienenlugar en el interior de las estrellas (procesosde transporte energético y material, difu-sión, redistribución del momento angular[1], etc.), que afectan a su estructura (pér-dida de la simetría esférica, reestructura-ción de las zonas convectivas, etc.) y evo-lución. Como consecuencia, se espera queestrellas de masa intermedia -entre una ytres masas solares- en la secuencia principal[2] no giren uniformemente como un sólidorígido, sino que presenten un perfil de rota-ción diferencial [3]. Una de las hipótesismás aceptadas plantea que, como conse-cuencia de una turbulencia altamente ani-sotrópica (es decir, diferente dependiendoen qué dirección miremos), el perfil derotación estelar resultante sea en capas (eninglés, shellular rotation). Así pues, elestudio de los perfiles de rotación internosy sus variaciones ejercen de diagnóstico delos procesos de transporte. Pero, ¿cómoaccedemos a ellos?La mayoría de las estrellas de masa inter-media en la secuencia principal muestranvariaciones periódicas de brillo consecuen-cia de la deformación de su superficie porondas: son estrellas pulsantes. Esta particu-laridad nos es ventajosa en tanto que somoscapaces de sondar el interior estelar a través

del análisis de sus modos de pulsación [4] .Esta herramienta, que se conoce comoAstrosismología, nos proporciona asimis-mo información valiosa sobre el perfilinterno de rotación. El caso más ilustrativoes el del Sol, cuyo perfil interno de rotaciónes conocido con bastante detalle en ciertaszonas intermedias. Sin embargo, a diferen-cia del Sol, las estrellas de masa intermediapresentan velocidades relativamente altas(v.sin i [5] entre 80 y 200 km/s). A estasvelocidades la fuerza centrífuga distorsionala estructura de la estrella, que pierde lasimetría esférica. Asimismo, la interacciónrotación-pulsación se vuelve más complejadebido a la modificación del equilibriohidrostático (situación en que la gravedadcompensa la presión y el fluido no semueve) y a la mezcla de elementos quími-cos en el interior estelar. Todo ello se tra-duce en espectros de oscilación complejos,cuyos patrones son difíciles de identificar. En el IAA, concretamente en el grupo deVariabilidad Estelar del departamento deFísica Estelar, estudiamos la interacciónpulsación-rotación con dos objetivos funda-mentales: determinar con detalle los efectosde la rotación diferencial en capas sobre losespectros de oscilación y el uso de estainformación para efectuar diagnósticosastrosismológicos de los procesos de trans-porte que tienen lugar en los interiores este-lares. En particular hemos comparado losespectros de oscilación resultantes de

ROTACIÓN DIFERENCIAL Y [1] Difusión: Proceso físico por el cual un elemento(materia o energía) es transportado como resultadoneto de procesos aleatorios, como por ejemplo la tur-bulencia.Momento angular: Cantidad física utilizada para des-cribir la rotación de un elemento, equivalente a lacantidad de movimiento en el movimiento rectilíneo.

[2] La secuencia principal es el estadio evolutivo principalde una estrella, donde pasa la mayor parte de su vida. Secaracteriza porque, durante este periodo, la estrella estáconsumiendo el hidrógeno de su núcleo. El agotamientode este hidrógeno marca el fin de la vida de la estrella enSecuencia Principal.

[4] Ningún sistema aislado puede oscilar de cualquier manera.Cada sistema (desde las estrellas hasta los instrumentos musi-cales) puede oscilar solo de ciertas formas. A cada una deestas formas posibles de oscilar se le denomina modo de pul-sación u oscilación. Los diferentes modos de pulsación de una estrella podemosclasificarlos según sea la principal fuerza restauradora que loshace posibles. Así tenemos los modos p (donde la principalfuerza restauradora es la Presión), modos g (la Gravedad) ymodos mixtos (donde ambas actúan de manera significativa).

[5] Relativamente altas: La velocidad de rotación máxima posi-ble es aquella en la que la fuerza centrífuga gana a la gravedady, por lo tanto, la estrella se desintegra. Es respecto a este lími-te donde establecemos si la velocidad de rotación es alta o baja.v.sin i: "i" es el ángulo que forma nuestra línea de visión de laestrella y su eje de rotación. Debido a que solo recibimos unrayo de luz de la estrella por su lejanía, nos es imposible obte-ner más que la velocidad de rotación en la superficie proyecta-da sobre este ángulo, por lo general desconocido.

Abajo: modos de oscilación de una estrella no rotante. A la dcha, modos enuna estrella con una velocidad de rotación alta. Fuente: Daniel Reese.

[3] Sólido rígido: idealización utilizada para poderdescribir más fácilmente objetos que no se deformansignificativamente durante el proceso que se estáestudiando. En esta idealización se considera que elobjeto conserve siempre las posiciones relativas delos elementos que lo componen.Rotación diferencial: la velocidad de rotación de cadaelemento de la estrella depende de la posición queocupa, y es diferente para diferentes posiciones.

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vist

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observador

sentido derotación

eje derotación

oottrrooss ymodelar una estrella asumiendo un perfil derotación uniforme -hipótesis utilizada hastaahora- con aquellos resultantes de suponerun perfil de rotación diferencial en capas(radial), que predicen las últimas teorías detransporte y turbulencia inducida por larotación. Este estudio revela que todos losmodos que componen el espectro teórico deoscilación son afectados por la rotacióndiferencial. Los modos afectados en mayormedida son los g y mixtos (con diferenciasen frecuencia de hasta 3 μHz). Esto seexplica por la rápida variación del perfil derotación en el interior estelar, cerca delborde del núcleo convectivo [6], dondedichos modos poseen mayor amplitud. Porotra parte, los modos p o acústicos, queposeen gran amplitud cerca de la superficie,también son afectados por la rotación dife-rencial (con diferencias entre 1 y 3 μHz), losuficiente para equivocar la identificaciónmodal, o el proceso por el cual asignamosa cada frecuencia de oscilación observadaun modo de oscilación teórico. Ello es debi-do, principalmente, a que este tipo demodos es mucho más sensible a la defor-mación de la estrella por la fuerza centrífu-ga en el caso de rotación diferencial porcapas que en el caso de rotación uniforme. Por otra parte, como consecuencia de estosresultados, estamos trabajando actualmenteen un nuevo proyecto para tratar de efec-tuar diagnósticos astrosismológicos de losperfiles de rotación. Estos diagnósticos

están basados en las asimetrías observadasen los desdoblamientos [7] (en inglés split-ting) por rotación en las frecuencias de losmodos g y mixtos de orden bajo (sus fun-ciones propias poseen pocos nodos [8]) en elcaso de una rotación diferencial en capas.Utilizando una teoría perturbativa, sedemuestra que dichas asimetrías [9] son sen-sibles a variaciones del perfil de rotacióninterno, en particular en la zona delimita-dora del núcleo convectivo. Este tipo dediagnósticos tiene la ventaja de ser más pre-cisos que las inversiones de los perfiles derotación [10] usando los desdoblamientospor rotación y de proporcionar, además,información física sobre el origen de lasvariaciones del perfil de rotación. Desde un punto de vista observacional,tanto para el estudio de los efectos de larotación diferencial como para el análisis deasimetrías (las cuales son generalmentemuy pequeñas con respecto a los desdobla-mientos por rotación), se requieren preci-siones importantes, tanto para la detecciónde los modos como para resolver los des-doblamientos. Afortunadamente, estosrequisitos los tenemos cubiertos con lamisión CoRoT, que proporciona una preci-sión de 0.1 μHz y 0.5 μHz en la detecciónde modos de oscilación y en la resoluciónde desdoblamientos, respectivamente.

JUAN CARLOS SUÁREZ (IAA)deconstrucción: ANDRÉS MOYA (IAA)

ensayosdeconstrucción

OSCILACIONES ESTELARES

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[7] En una estrella rotando, los modos de oscilación se agrupan formandoconjuntos con un número impar de modos con características físicas muysimilares o coincidentes, como el número de nodos en la dirección radial oen la superficie, etc. Una de las principales propiedades de estos conjuntoses que, en una primera aproximación, la distancia entre las frecuencias delos modos es constante. A cada uno de estos conjuntos de modos se ledenomina multiplete, y se dice que la rotación ha provocado un desdobla-miento de los modos formando multipletes.

[9] En realidad, la distancia entre las frecuencias de losdiferentes modos de un multiplete no es constante.Existen pequeñas diferencias entre ellas que denomina-mos asimetrías.

ESTRELLASACHATADAS:

de arriba abajo,Vega, Achernar

y Altair, estrellasque presentanforma oblonga

debida a su altavelocidad de

rotación.

[8] Posición donde el modo de oscilación tiene amplitud cero,es decir, en ese punto no oscila.

[6] Las estrellas de masa intermedia tienen, grosso modo, la siguiente estruc-tura: un núcleo convectivo -como agua hirviendo- donde se dan las reaccionesnucleares, una envoltura radiativa -como agua en un estanque-, que se creíacasi estática (pero las teorías de las que hemos hablado aquí demostraron quela rotación genera turbulencias y transportes), una zona convectiva casi en sulímite externo y una atmósfera en su superficie.

NÚCLEO

ZONARADIATIVA

ZONA CONVECTIVA

[10] Inversión de los perfiles de rotación: Técnica por lacual, a partir de una gran cantidad de modos observados,podemos deducir el perfil que los ha generado.

Cortes de la Frontera es uno delos pueblos blancos más ricos de laSerranía de Ronda. Al abrigo de susbosques, la noche de 31 de agostode 2006, a eso de las 03:44 de lamadrugada, una inmensa bola defuego cruzó el cénit de la localidadsembrando la sorpresa y la inquietudentre aquellos de sus cortesanos(que así se llaman a sí mismos loslugareños) que a esa hora todavíaestaban trasnochando.¿Qué fue lo que vieron esos habitan-tes de Cortes de la Frontera sobresus cabezas, y qué vislumbrarontambién, a baja altura, algunos de loshabitantes de la propia provincia deMálaga y de las provincias ale-dañas?Por fortuna para ellos, el tan espec-tacular evento pudo quedar registra-do en una instrumentación pioneradesarrollada en el IAA, por un lado, yen la Universidad de Huelva, porotro, aglutinándose estos esfuerzosal abrigo de la Red Española deInvestigación de Bólidos y Meteoritos(SPMN).La existencia de enjambres de frag-mentos procedentes de asteroidespróximos a la Tierra ya había sidodefendida teóricamente desde hacíadécadas. De hecho, hay pruebas deque es así en el caso de Vesta, uno

de los principales miembros del cin-turón de asteroides, donde orbitaentre Marte y Júpiter. Sin embargo,hasta ahora ningún equipo habíaasociado claramente los fragmentoscon un asteroide próximo a la Tierra. El asteroide progenitor, de baja con-sistencia al estar formado por unaestructura de pila de escombros,pudo fragmentarse debido al efectode marea gravitatoria ejercido por laTierra o Marte durante alguna de lasaproximaciones habituales de losfragmentos a estos planetas.El estudio de las órbitas y el origende estos objetos, con masas de entre0.5 y 10 kilogramos, se ha efectuadopor medio de imágenes obtenidascon cámaras de todo el cielo (desa-rrolladas en el IAA en colaboracióncon el INTA) y cámaras de video dealta sensibilidad, que registran el cie-lo cada noche de manera continua-da. Asimismo, las cámaras disponende redes de difracción para poderdescomponer la luz de estas impre-sionantes bolas de fuego que surcanel cielo y así poder determinar sutemperatura y composición química.El bólido que sobrevoló la vertical deCortes de la Frontera y fue avistadoen media Andalucía fue denominadoSPMN 310806, y su composiciónquímica permitió asociarlo al asteroi-

de 2002NY40, bien conocido en laactualidad. Tanto este asteroidecomo el fragmento que dio origen ala bola de fuego avistada sobre elpueblo malagueño parecen ser con-dritas ordinarias. Las condritas sonmeteoritos que contienen cóndrulos(esférulas de roca formadas pormetal y silicatos).Un día antes, en la localidad finlan-desa de Lahti, cuatro mil kilómetros

al norte de la población malagueña,también vieron otro fragmento delmismo asteroide reentrar en laatmósfera. La investigación de esteasteroide cercano a la Tierra con-tinúa.Alberto Castro-Tirado (IAA).

...o de cómo los cortesanos vieron que el cielocasi se desplomaba sobre ellos

Actualidad

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Cuando la supernovasn2006gz fue descubierta, secatalogó como una supernova detipo Ia, es decir, sin apenas hidró-geno en su espectro (a diferenciade las de tipo II, que poseen inten-

sas líneas de dicho elemento). En las supernovas de tipo Ia, unaenana blanca perteneciente a unsistema binario atrapa materia desu estrella compañera aumentan-do su masa hasta superar las 1,4

masas solares (límite deChandrasekar), instante en el quese hace tremendamente inestabley estalla. Pero un análisis más detalladorealizado por astrónomos delHarvard-Smithsonian Center forAstrophysics (CfA) mostró quesn2006gz era más especial de loque parecía. Además de sermucho más luminosa de lo espe-rado, su espectro mostraba unapresencia de carbono y siliciocomo nunca antes se había vistoen este tipo de supernovas.

El aasteroide 22002NY40 como ffuente ddebólidos pproductores dde mmeteoritos

Parte de una imagen tomada por la cámara CCD detodo el cielo situada en la Estación AstronómicaBOOTES-2 de La Mayora (EELM-CSIC), que muestrael bólido SPMN 310806. La primera fulguración estáasociada con la fragmentación ocurrida a una altura de43,6 km cuando el meteoroide ya había decelerado a18 km/s. Fulguraciones secundarias ocurrieron a 39,2,33,7 y 30,9 km de altura.

"ASTEROID 2002NY40 AS SOURCE OF METEORITE-DROPPING BOLIDES", J. M. Trigo-Rodríguez, E.Lyytinen, D. C. Jones, J. M. Madiedo, A. J. Castro-Tirado, I. Williams, J. Llorca y S. Vítek, MNRAS,382, 1933 (2007).

¿Un nnuevo ttipo ddesupernova?La colisión de dos enanas blancas produciría unaexplosión similar a las supernovas de tipo Ia

Hay dos aspectos muy actua-les de la atmósfera que se confun-den a menudo. Nos referimos alagujero de ozono y al cambio climá-tico. En principio se trata de dosaspectos completamente inconexoscon un único denominador común:ambos son causados por la acciónhumana. El primero se debe esen-cialmente a la emisión a la atmósfe-ra de clorofluorocarbonos (CFCs) yse manifiesta en la estratosfera (~30km), mientras que el segundo sedebe a la emisión de gases inverna-dero, fundamentalmente dióxido decarbono (CO2) y en menor medidametano (CH4) y óxido nitroso(N2O), y tiene lugar en las capasbajas de la atmósfera (desde lasuperficie hasta los 10 km).Respecto al primero, ya se dio unprimer aviso en 1974 cuando loscientíficos Molina y Rolland mostra-ron los efectos nocivos de los CFCssobre el ozono. Entonces, algunasasociaciones y sectores de la ciuda-danía ya empezaron a tomar accio-nes para remediarlo (como el desu-so de desodorantes en spray en lahigiene personal). Sin embargo, nofue hasta el descubrimiento del agu-jero de ozono sobre la Antártida en1984 cuando todas las organizacio-nes mundiales acordaron, en 1987 ymediante el Protocolo de Montreal,la reducción drástica de las emisio-nes de CFCs a la atmósfera. Este

proto-colo, queha sido revisado a la baja en suce-sivas enmiendas posteriores, hasido un éxito, como los demuestranlas bajas tasas de emisión de estoscompuestos en la actualidad y el ini-cio de la recuperación del agujerode ozono.Pero, según un estudio reciente delinvestigador holandés Velders ycolaboradores -y aquí está la noti-cia-, el éxito del protocolo deMontreal no solo ha sido beneficio-so para la recuperación del agujerode ozono, ¡sino también para frenarel cambio climático! ¿De dónde vie-ne entonces esta conexión? LosCFCs, además de perjudicialespara el ozono son, a la vez, gasesinvernadero enormemente efecti-vos. En concreto, el CFC12 es diezmil veces más efectivo que el CO2para atrapar a la radiación y contri-buir al cambio climático (aumentode la temperatura de la atmósferacerca de la superficie). De esta for-

ma, aunque sus emisiones a laatmósfera son mucho menores quelas del CO2, han contribuido tam-bién de forma apreciable al cambio

climático.La noticia tiene aún más reper-

cusión cuando se comparanlas cifras concretas de losefectos sobre el cambioclimático del Protocolo deMontreal con los derivados

de acuerdos específicos parafrenar el cambio climático,

como el protocolo de Kyoto.Velders y colaboradores han mos-trado que el Protocolo de Montreal,sin proponérselo, ha reducido lacontribución al cambio climáticoentre cinco y seis veces más que elprotocolo de Kyoto, firmado ex pro-feso para este fin. En concreto,según estos investigadores, para el2010 el Protocolo de Montreal redu-cirá las emisiones de gases de efec-to invernadero en 11,7 Gt (11,7miles de millones de toneladas) deCO2 por año, cifra entre cinco yseis veces superior a los objetivosde reducción de las emisiones para2012 del Protocolo de Kyoto. Comoresultado, el Protocolo de Montrealha retrasado el cambio climáticounos diez años. Manuel López-Puertas (IAA).-WORLD METEOROLOGICAL ORGANIZATION GLOBAL OZONE

RESEARCH AND MONITORING PROJECT (2007) SCIENTIFIC

ASSESSMENT OF OZONE DEPLETION: 2006 (WORLD

METEOROLOGICAL ORGANIZATION, GENEVA), REPORT 50. - Velders, G. J.M., S. O. Andersen, J. S. Daniel, D. W.Fahey, and M. McFarland, THE IMPORTANCE OF THE MONTREAL

PROTOCOL IN PROTECTING CLIMATE, PNAS, 104, NO. 12, 2007.- UNEP, PROGRAMA DE NACIONES UNIDAS PARA EL MEDIO

AMBIENTE, 19ª REUNIÓN DE LAS PARTES EN EL PROTOCOLO DE

MONTREAL, MONTREAL, 17 A 21 DE SEPTIEMBRE DE 2007.

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La iimportancia ddel PProtocolo ddeMontreal een lla pprotección ddelclima

A

Estas peculiaridades de sn2006gzse ajustan perfectamente conmodelos que proponen la existen-cia de supernovas producidas porla colisión de dos enanas blancasque orbitan en un sistema binario.Estas órbitas van poco a pocodecayendo hasta que ambasestrellas colisionan provocando la

tremenda explosión. Lo más interesante de esta noticiaes que las supernovas de tipo Iason utilizadas por los astrónomoscomo indicadores de distanciagracias a que presentan una lumi-nosidad similar, y se han emplea-do en cuestiones tan importantescomo la determinación de la cons-

tante de Hubble o el descubri-miento de la energía oscura. Laexistencia de más supernovascomo sn2006gz, fácilmente con-fundibles con el tipo Ia, exige unaprecaución extra a los astrónomosal emplearlas en el estudio delCosmos. Emilio J. García (IAA).

Su eficacia en la lucha contra el cambioclimático es entre cinco y seis veces mayorque la del protocolo de Kyoto

EN BBREVE

Descubriendo MMercurio

El paso reciente por Mercuriode la nave MESSENGER deNASA ha proporcionado a loscientíficos nuevas imágenes ydatos del planeta rocoso menosexplorado del Sistema Solar.Aunque la superficie de Mercuriopresente un gran parecido con lade la Luna, existen diferenciasimportantes. Mientras en nuestrosatélite se distinguen con nitidezregiones escarpadas, brillantes ycuajadas de cráteres ("tierras") yotras hundidas y oscuras("mares"), Mercurio no muestrauna dicotomía tan clara y suestructura resulta más compleja.Asimismo, la escasez de grandescráteres (de diámetros entre 20 y50 km) en la superficie deMercurio sugiere que algún fenó-meno de naturaleza incierta (bienvolcánica o bien relacionada conimpactos de meteoritos) produjocambios en el terreno y borró granparte de los cráteres. En las regio-nes altas de Mercurio se hanobservado también acantiladosrecortados y poco profundos decientos de kilómetros de longitudque probablemente se produjerona causa de una contracción globalde la corteza provocada, a su vez,por un lento enfriamiento y unaposterior contracción del núcleode hierro.

El Telescopio EspacialHubble nos regaló en enero algonunca visto, la primera imagen deun doble anillo de Einstein. Setrata de un fenómeno complejo -ybellísimo-, conocido como lentegravitatoria y que requiere unasnociones básicas sobre la luz y elespacio-tiempo. Sabemos, graciasa la teoría de la relatividad, que lageometría del espacio-tiempo noes rígida, sino que en presencia demateria se modifica y, más concre-tamente, se "curva". Un ejemploclásico consiste en imaginar elespacio-tiempo sin materia comouna sábana tendida horizontal-mente y tensada por los cuatroextremos; si dejamos caer unapelota ese espacio-tiempo se cur-varía y, más curioso aún, desviaríalos rayos de luz emitidos por obje-tos lejanos. En el fondo, la luz sólosigue el camino más corto: si elcamino entre dos ciudades se veinterrumpido por una montaña, loscoches la rodearán en lugar desubirla. La luz, ante grandes cúmu-los de materia, se desvía o dividedependiendo de la masa del cúmu-lo y del nivel de alineación de los

objetos. Como resultado, desde laTierra podemos observar un apa-rente cambio de posición, unadeformación o incluso una multipli-cación del objeto más lejano. Casi todos estos espejismos gravi-tatorios consisten en esto último,

pero existe un ejemplo singular porsu simetría, el anillo de Einstein,

muy escaso debido a las condicio-nes requeridas: los dos objetosdeben estar perfectamente alinea-dos con respecto a la Tierra y,además, la galaxia que actúacomo lente debe ser del todo simé-trica. Como resultado, vemos unaimagen formada por un anillo y sucentro. Ahora, el más difícil todavía: laimagen tomada recientemente porel Hubble es un anillo doble, y losrequisitos para que algo ocurradesafían la estadística: una gala-xia masiva, situada a tres mil millo-nes de años luz, se halla perfecta-mente alineada con otras dos gala-xias más lejanas, situadas a seis yonce mil millones de años luz.Como resultado, observamos undoble anillo "cuya elegancia -afir-ma uno de los descubridores- soloes superada por los secretos querevela". De hecho, el estudio de las lentesgravitatorias no se inició desde laperspectiva del fenómeno óptico,sino porque constituyen una herra-mienta útil para estudiar elCosmos. Por ejemplo, las galaxiaso cúmulos de galaxias que actúancomo lente, además de permitir laobservación de galaxias muytenues y lejanas, proporcionan

La revista The Astrophysical Journal publicó ladetección en radio de la supernova SN 2004ip,realizada con VLA bajo la coordinación deMiguel Ángel Pérez-Torres (IAA). Descubierta previamente, no se había podidodefinir la naturaleza de SN 2004ip, que explotóen la galaxia IRAS 18293-3413. Las recientesobservaciones en radio, realizadas tres añosdespués de la explosión, indican una fuerte inte-racción del material expulsado en la supernovacon el medio circundante, lo que aporta valiosainformación sobre el evento: confirma que setrata de una supernova producida por colapsonuclear e indica que la estrella progenitora, muymasiva, sufrió una importante pérdida de masaantes de la explosión. Este tipo de supernovassolo pueden detectarse en radio y en infrarrojo

cercano, ya que en otras longitudes de onda laemisión está fuertemente extinguida. El caso de SN 2004ip resulta interesante por-que su detección, en radio y tres años despuésde la explosión, permite esbozar las últimasetapas de la estrella. La longevidad de unasupernova depende de la densidad del medioque la circunda: si la explosión se produce enun medio poco denso, el material expulsadoapenas sufrirá interacción con este y el brillo seextinguirá pronto. En cambio, si en las fasesprevias a la explosión la estrella ha ido eyec-tando materia, la onda expansiva "chocará"con ese material y la interacción prolongará elbrillo de la supernova. Este sería el caso deSN 2004ip, visible tres años después de laexplosión.

SN 22004IP, UUNNAA SSUUPPEERRNNOOVVAA MMUUYY LLOONNGGEEVVAA

El Telescopio Espacial Hubble ha fotografiado un fenómeno insólito,en el que una galaxia actúa como lente y magnifica y deforma laimagen de dos galaxias lejanas

El doble anillo de Einstein. Un espejismoque permite ver tres galaxias en una.Fuente: NASA, ESA, R. Gavazzi, R. Treu, yGrupo SLACS.

Un eespejismo ddoble

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LAIM

AGEN

A

En los últimos días hemos sido testigos de la entrega del PremioPríncipe de Asturias de Comunicación y Humanidades a las revistascientíficas Nature y Science, auténticos iconos demiúrgicos de unanueva religión intelectual a los que parece que todos los investiga-dores debemos mostrar adoración y pleitesía. Un aldeanismo máspropio de otros ambientes y, por supuesto, inimaginable en Franciao en Alemania, por ejemplo. ¿Qué es lo que se ha pretendido real-mente con dicho premio?... ¿dar fe pública de la incompetencia denuestras revistas científicas para competir internacionalmente? ...¿buscar el efecto milagroso del brazo incorrupto de Santa Teresa,como decía Ortega, cuando paseaban por España al laureado Cajal,quien nunca publicó en Science o Nature?

Son muchas las preguntas que podríamos hacernos acerca deldiscutible premio asturiano, que ha sorprendido incluso a las pro-pias revistas galardonadas. Sin embargo, nos centraremos en algoque parece que ha pasado inadvertido a sus patrocinadores. Nosreferimos a que las centenarias y renombradas publicaciones hansido, ante todo, la punta de lanza de la ciencia británica y norteame-ricana (los foráneos que han publicado en ellas y, particularmente,los españoles, son una muestra decorativa e insignificante a lo largode su historia). Por otra parte, ambos semanarios son, en realidad,un formidable negocio editorial -promocionado y mantenido porsus excelentes gabinetes de prensa- que beneficia exclusivamente ala compañía privada Nature Publishing Group y a la AmericanAssociation for the Advancement of Science (¡nuestros biblioteca-rios, investigadores e instituciones científicas saben muy bien loque cuesta suscribirse, publicar o anunciarse en ellas!). Más aún, adiferencia de las revistas académicas que hemos firmado, por ejem-plo, los Washington DC Principles for Free Access to Science(www.dcprinciples.org), las premiadas no liberan el contenido de suedición electrónica -pasado el tiempo prudencial que permite la via-bilidad económica de las publicaciones-, sino que lo mantienen blo-queado permanentemente; una excelente fuente adicional de ingre-sos proporcionada por las nuevas TICs para la venta, por víaelectrónica, de artículos sueltos.

Nuestra perplejidad es mucho mayor tras la última evaluaciónanual de revistas científicas del Institute for Scientific Information(2006 Journal Citation Reports) de Filadelfia; por cierto, otro lucra-tivo monopolio estadounidense y posible candidato a un próximoPremio Príncipe de Asturias. Pues bien, allí puede evidenciarse elgran avance experimentado por las revistas científicas españolas -no

confundir con en español, que esto es diferente y, por ahora, desgra-ciadamente, muy secundario- pese a que carecemos aún de un planestratégico nacional para avanzar en su profesionalización y en lacreación de consorcios de venta al exterior (actualmente, los biblio-tecarios de todo el mundo se suscriben más fácilmente a paquetesde revistas que a publicaciones individuales). Es más, en el recien-temente aprobado Plan Nacional de I+D+I 2008- 2011 no existe niuna sola referencia, siquiera indirecta, dedicada a la promoción derevistas científicas españolas de calidad, a pesar de que durante sudesarrollo se irán al exterior cientos de millones de euros bajo laforma de gastos de edición y de suscripciones a bases de datos y arevistas extranjeras (probablemente este gasto supere ya el 25% dela inversión total española en investigación científica, médica y tec-nológica). Sólo la Fundación Española para la Ciencia y Tecnología(FECYT) y la Fundación Lilly, aunque tímidamente aún, hancomenzado a darse cuenta del gran patrimonio que representannuestras revistas científicas.

Parece que nos falta mucho para concienciarnos sobre el hechode que los artículos de una revista profesional son el producto finalde la actividad investigadora y de que la edición de las mismas enEspaña no puede seguir siendo una labor fortuita, ocasional,filantrópica o cultural, sino un proyecto competitivo internacional-mente y una fuente de prestigio y de ingresos económicos para elpaís, hoy al albur de las multinacionales de la edición científica. Nonos cansaremos de repetir a este respecto -quizás, para el asombrode muchos- que en España hay potencial humano y tecnología sufi-cientes para publicar varias Natures o Sciences. Sólo tenemos queproponérnoslo, creer en nosotros mismos (quizás lo más difícil detodo) y dedicarle los recursos imprescindibles. Incluso, ahora, conel buen uso de las nuevas tecnologías informáticas y electrónicastodo es asombrosamente mucho más factible. Que no tengamos queesperar, como siempre, a que sean los extranjeros -algunos estamossintiendo ya su aliento en la cerviz- los primeros en darse cuentadel valor de las revistas científicas españolas, justamente lo contra-rio de lo que se ha hecho con el reciente Premio Príncipe deAsturias.

ENTRE BASTIDORES JUAN ARÉCHAGA

REVISTAS CIENTÍFICAS EN ESPAÑA, ENTRE EL ALDEANISMO Y EL DESDÉN

JUAN ARÉCHAGA ES CATEDRÁTICO DE LA UNIVERSIDAD DEL PAÍS VASCO YDIRECTOR DE THE INTERNATIONAL JOURNAL OF DEVELOPMENTAL BIOLOGY(www.intjdevbiol.com), LA REVISTA CIENTÍFICA ESPAÑOLA MÁS CITADA EN ELMUNDO.

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información sobre su propiamasa y sobre cómo se halladistribuida. Así, las lentestambién aportan informaciónsobre la materia oscura, untipo de materia que solopuede estudiarse a través desu interacción gravitatoria yque predomina en el Universo-es más abundante que lamateria bariónica, de la queestán formadas las estrellas,los planetas e incluso noso-tros mismos-. En concreto,gracias a este anillo doble los

a s t r ó n o m o shan calculado la distri-bución de materia oscura dela galaxia lente, además de lamasa de la galaxia situada aseis millones de años luz, unamedición única para galaxias

tandistantes.Silbia López deLacalle (IAA)

A

Cómo se forma unalente. Este esquemamuestra cómo debenhallarse los elementospara formar un anillo deEinstein. Fuente: ESA.

Agran escala, el Universo puededescribirse como una colección de

miles de millones de puntitos de luz,las galaxias, distribuidos de formacompletamente homogénea. Sinembargo, observándolo en más detalledescubrimos que en tamaños de lascentenas de megaparsecs (Mpc, unmillón de parsecs) comienzan a apare-cer estructuras diferenciadas: por unlado los supercúmulos de galaxias ypor otro los llamados vacíos, zonas conuna importante deficiencia en galaxias.

Pues bien, Astrónomos de laUniversidad de Minesota [1] enEstados Unidos han descubierto el

mayor vacíohasta la

fecha, una vasta región casi vacía de280 Mpc de diámetro. El gran interéssuscitado por este descubrimiento vie-ne, por una parte, de que la existenciade un vacío de tal tamaño parece difí-cil de explicar con los modelos actua-les de formación de estructuras, en losque su aparición es significativamenteimprobable. Por otra parte, este vacíoresulta hallarse en la misma posiciónque la famosa mancha fría detectadaen los mapas de temperatura de laradiación cósmica de fondo

por un equipo de

Un eenorme vvacío een eel UUniverso

`077RESULTADOS ASTRONÓMICOS

La materia oscura se compone departículas exóticas, no brilla y tie-

ne una interacción muy débil con lamateria ordinaria; sin embargo, síque interacciona gravitatoriamentecon la materia ordinaria, de modoque también afecta a luz que emanade ésta. Y la luz, ante grandes cúmu-los de materia, se desvía o se dividepara continuar su camino. Así, si seobserva un cúmulo de galaxias losuficientemente lejano, es posibleque exista una concentración demateria oscura entre él y nosotros, yque la imagen del cúmulo sufra dis-torsiones. Esto es lo que ha estadobuscando el Telescopio EspacialHubble en una región del cielo equi-valente a cuatro lunas llenas. Con laayuda del telescopio Subaru (Hawai)y el VLT (Chile) se han calculado las

distancias a las galaxias que mues-tran distorsiones, y el satélite XMM-Newton ha realizado un mapa del gasde la región -la forma más abundan-te de materia en las galaxias y loscúmulos. Combinando toda la infor-mación, los investigadores han aisla-do las zonas donde la desviación dela luz no puede deberse únicamentea la materia ordinaria, lo que implicaque esas regiones contienen materiaoscura. Y así se ha obtenido el mapa,que no sólo contiene información"geográfica", sino también temporal:las imágenes de objetos lejanoscorresponden a una etapa de su evo-lución muy anterior, ya que la luzpuede tardar miles de millones deaños en alcanzarnos. Esto ha permi-tido examinar la distribución de lamateria oscura a lo largo del tiempo

y comprobar que ha ido haciéndosemás "grumosa", lo que indica que fueel esqueleto sobre el que se agrupó lamateria ordinaria y a partir del quecrecieron las estructuras que hoypueblan el Universo.

Silbia López de Lacalle (IAA)

http://news.bbc.co.uk/hi/spanish/scien-

ce/newsid_6243000/6243347.stm

http://www.nature.com/news/2007/0701

01/full/news070101-7.html

Un grupo internacional de astrónomos crea el primermapa en tres dimensiones de la materia oscura

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DISTRIBUCIÓN DE LAMATERIA OSCURA.Este mapa muestracómo la materia oscuraha cambiado su dis-tribución con el tiempo,haciéndose más "gru-mosa". Fuente: NASA,ESA y R. Massey(California Institute ofTechnology).

[ ]Un mmapa dde llo iinvisible

Arriba: (A) Proyección de 43° x 43° de un mapa de radición de fondo que contiene la mancha fría. (B) Plantilla detextura de ajuste óptimo. (C) Mapa de radición de fondo después de sustracción de la textura.Dcha: en la dirección del vacío descubierto, el satélite WMAP observa una disminución de la temperatura en el fondocósmico de microondas en tanto que el VLA muestra una disminución en el número de galaxias. Fuente: Bill Saxton,NRAO/AUI/NSF, NASA.

Se trata de un vacío difícilmente explicable con losmodelos actuales de formación de estructuras[ ]

Hinode es el segundo satélitesolar de la Agencia Espacial

Japonesa, con participación deNASA, STFC (Reino Unido) yESA. Lleva a bordo tres telesco-pios que están revolucionandonuestros conocimientos del Sol. El telescopioóptico, de 50 cm de diámetro, observa las capas

más profundas de la atmósfera solar a través devarios filtros y el primer espectro-polarímetro de

rendija larga que vuela en el espacio.Alcanza una resolución de 0,2 segun-dos de arco, o 140 km sobre la super-ficie de nuestra estrella. Los otros dostelescopios, un espectrógrafo de ima-gen para el ultravioleta lejano y un

telescopio de rayos X, observan las capas másexternas de la atmósfera solar (la región de tran-

Los cúmulos globulares son concen-traciones de miles/millones de

estrellas en regiones de un tamaño deunas decenas de años luz. Debido a laalta densidad estelar, cabe pensarque las estrellas del cúmulo inte-ractúen o colisionen entre sí. En losúltimos años ha habido un intensodebate sobre si se pueden formaragujeros negros en estos entornos. Eldebate ha estado basado sobre todoen resultados de trabajos teóricos yde simulaciones numéricas: así, algu-nos autores predecían que podríanformarse agujeros negros de masaintermedia (unas mil masas solares)en estos entornos, mientras que lassimulaciones numéricas sugeríanque, en caso de que se formaranestos objetos, serían inmediatamenteeyectados fuera del cúmulo.Maccarone y colaboradores (2007)han reportado la primera evidenciaobservacional de la detección de unagujero negro en un cúmulo globularasociado con la galaxia elíptica gigan-

te NGC 4472 en el cúmulo de Virgo.Mediante observaciones en rayos Xobtenidas con el satélite XMM-Newton, han mostrado que tal objetotiene una luminosidad de 4×1039

erg/s y que su luminosidad varía has-ta un factor siete en un periodo dehoras, lo que excluye cualquier otraexplicación para la naturaleza delobjeto. En sí, la detección de unafuente de rayos X en un cúmulo globu-lar no es sorprendente; lo extraordina-riamente novedoso es que su curva deluz muestre una enorme variabilidaden amplitud y su espectro en X "pique"a energías más bajas que las fuentesarquetípicas emisoras en X en gala-xias. Según los autores, la variabili-dad en amplitud parece que está aso-ciada a una misma fuente de emisión(la luminosidad no absorbida es de4.5×1039 erg/s), pero con unacolumna de densidad de hidrógenoneutro variable que modifica la absor-ción. El espectro medido se puedeaproximar por un modelo de un cuer-

po negro en forma de disco, con unatemperatura interna de 0,22 keV, unradio interno del disco de 4.400 km yuna absorción galáctica de1.67×1020 átomo de hidrógeno porcm3. Asumiendo que el radio internodel disco de acrecimiento (4.400 km)corresponde a la última órbita estable

de un agujero negro en rotación, seestima una masa para el agujeronegro superior a las cuatrocientasmasas solares. Antxon Alberdi (IAA)

http://www.nature.com/nature/journal/v

445/n7124/abs/nature05434.html

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Se trata de la primera evidencia observacional de unobjeto de este tipo, asociado a la galaxia NGC 4472[

Un aagujero nnegro een uun ccúmulo gglobular

investigadores del Instituto de Físicade Cantabria (IFCA), en el 2004 [2].Como proponen los astrónomos deMinesota, esta anomalía en la radia-ción de fondo podría deberse precisa-mente a la existencia de este vacíogaláctico. Los investigadores del IFCA,

sin embargo, proponen otro posible ori-gen, más exótico, para la mancha [3]:esta podría deberse a que, en algunode los cambios de fase en el Universoprimitivo, se hubiera producido undefecto (del tipo que suele conocersecomo textura cósmica) en esta región.

En cualquier caso, ¡será interesanteseguir el desarrollo de esta noticia! Carlos Barceló (IAA)

[1] L. Rudnick, S. Brown y L.R. Williams,

"Extragalactic radio sources and the

WMAP cold spot" The Astrophysical

Journal, 671, 40 (2007)

[2] P. Vielva, E. Martinez-Gonzalez, R.B.

Varreiro, J.L. Sanz y L. Canyon, The

Astrophysical Journal, 609, 22 (2004).

[3] M. Cruz, E. Martinez-Gonzalez, P.

Vielva, N. Turok y M. Hobson, Science, 609,

22 (2007).

Los CÚMULOSGLOBULARES, como

NGC 6397, sonagrupaciones de miles

o millones deestrellas.

Fuente: NASA/ESA/HRicher/UBC

]

Los rresultados ddel ssatélite HHINODEHINODE destaca por su calidad óptica y por su capacidad

para observar ininterrumpidamente durante horas[ ]

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sición y la corona), donde las tempe-raturas superan el millón de grados. Hinode fue lanzado en septiembre de2006 y un mes después comenzó aproporcionar datos de extraordinariacalidad gracias a la ausencia de tur-bulencia atmosférica y a su sistemade estabilización de imagen, quecorrige los bamboleos del satélitecon una precisión superior a 0,01

segundos de arco. Esta calidad ópti-ca, junto a la posibilidad de tomarseries ininterrumpidas durantehoras, ha permitido realizar descu-brimientos muy relevantes en suspocos meses de vida. Uno de ellosha consistido en encontrar camposmagnéticos horizontales en prácti-camente toda la superficie solar,lejos de las regiones activas. Hinode

también ha detectado procesos dereconexión magnética en manchas,agujeros coronales y regiones pola-res. Durante una reconexión se ani-quilan campos de distinta polaridad,transformando energía magnética enenergía cinética y térmica. Estosfenómenos podrían explicar las altastemperaturas de la cromosfera ycorona, así como el origen del viento

solar. El IAA representa a la ESA enel Science Working Group de Hinodey participa activamente en la misióncon estudios sobre el magnetismodel Sol en calma y las penumbras delas manchas solares.Luis Bellot (IAA)

http://www.sciencemag.org/cgi/con-

tent/summary/318/5856/1571

Una región activacerca del limbo solar. Fuente: HINODE.

La colaboración Auger, formada porcientíficos de diecisiete países de

todo el mundo, puede haber desvela-do finalmente uno de los misteriosque encierran los rayos cósmicos des-de que fueran descubiertos en 1912.Estas partículas, que golpean conti-nuamente la atmósfera terrestre pro-duciendo cascadas de partículas quellegan hasta la superficie, tienen unorigen desconocido. Esto se debe aque el campo magnético que atravie-san hasta llegar a la Tierra desvía sutrayectoria original, con lo que ladirección de llegada deja de apuntarhacia su origen. Sin embargo, para losrayos cósmicos de mayor energía(cien millones de veces la energíaalcanzada en los aceleradores) sudesviación no es tan importante, aun-que apenas recibimos uno por km2 ypor siglo.

Para revelar el origen de estas partí-culas, el observatorio Pierre Auger,que abarca tres mil km2 sobre la pro-vincia de Mendoza (Argentina), haestado registrando sucesos de rayoscósmicos desde enero de 2004. Apesar de estar todavía en construc-ción, Auger ya ha detectado 81 rayoscósmicos con energía superior a40EeV(=4x1019 eV), superando atodos los experimentos predecesores.La distribución de las direcciones dellegada de estos rayos cósmicosresulta presentar una fuerte correla-ción con las posiciones angulares denúcleos activos de galaxias (AGN)cercanos. No obstante, para evitarcontroversias como la ocurrida en losúltimos años cuando se cuestionabala correlación con objetos tipo BL Lac,la colaboración Auger separó susdatos en dos conjuntos totalmente

independientes. De este modo secomprobó si los parámetros que opti-mizaban la correlación en uno seguíansiendo válidos para el otro. El resulta-do es que la probabilidad de que estacorrelación con los AGN fuera fruto dela casualidad es del 0,17%, suficien-

temente pequeña como para rechazarque los rayos cósmicos se distribuyende forma isótropa.Antonio José Cuesta (IAA)

http://www.sciencemag.org/cgi/con-

tent/full/318/5852/896

AUGER: En ocasiones veo AGNs...[

El pposible oorigen dde llos rrayos ccósmicosultraenergéticos

]

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Dice la leyenda que los ejércitos árabes elegíana sus arqueros entre aquellos capaces de distin-guir, junto a la estrella Mizar en la constelaciónde la Osa Mayor, otra más débil llamada Alcor.Hiparco de Nicea (190-120 aC) catalogó a ojoel brillo de 850 estrellas en una clasificaciónque aún hoy se utiliza. Y Tycho brahe (1546-1601) determinó la posición de diferentes obje-tos celestes con una precisión extraordinaria...años antes del descubrimiento del telesco-pio. Son algunos ejemplos de agudeza visualen una ciencia, la Astronomía, muy dadaa grandes proezas oculares. Pero todo estopalidece con las hazañas visuales del pro-tagonista de nuestra historia, que ademásera español: Josep Comas Solà, el astró-nomo de vista prodigiosa.

EL OBSERVADOR INCANSABLE

Vaya por delante que este astrónomo bar-celonés nacido en 1868 es uno de losinvestigadores más importantes de la his-toria de este país. De hecho, hasta bienentrado el siglo XX era prácticamente elúnico astrónomo español referenciadointernacionalmente. En el espacio de esteartículo sería imposible relatar todos losdescubrimientos y aportaciones que este astró-nomo de ojo prodigioso e infatigable realizó ensus sesenta y nueve años de vida, pero no pode-mos olvidar que descubrió dos cometas (uno deellos lleva su nombre), once asteroides, variasestrellas variables, y realizó importantes estu-dios del Sistema Solar, estrellas dobles, etc.Desarrolló nuevas técnicas de observación y fuepionero al emplear un cinematógrafo pararegistrar un eclipse de Sol. Dirigió elObservatorio de Fabra y sus trabajos fueronpublicados en las más prestigiosas revistas deastronomía. Además era un entusiasta divulga-dor en prensa, conferencias, radio, etc. En1895, la Sociedad Astronómica de Francia leotorgó el premio anual Janssen y actualmenteexiste en Marte un cráter con su nombre. Pero centrémonos en su más asombroso descu-brimiento, acontecido un 13 de agosto de 1907:la atmósfera de Titán, el enigmático satélite deSaturno.

LÁPIZ Y PAPEL

Antes debemos recordar que en los tiempos deComas Solà el empleo de la fotografía en laastronomía estaba dando sus primeros balbuce-

os, y la mayoría de los astrónomos registrabansus observaciones en lápiz y papel. A pesar dela escasa objetividad de este método, un ojobien entrenado podía registrar detalles en loscuerpos celestes que aún hoy nos sorprenden;

sin embargo, el caso de Comas Solà era excep-cional. Su prodigiosa vista ya se había manifes-tado cuando apenas contaba con dieciocho añosde edad y, armado con un anteojo de menos deonce centímetros, realizó un mapa de la super-ficie de Marte que aún se expone en uno de lossalones de la Real Academia de Ciencias yArtes de Barcelona.

LA ATMÓSFERA DE TITÁN

Pero regresemos a aquella noche de 1907 en laque, tras una campaña de observación centradaen los satélites de Júpiter, Comás Solà apunta sutelescopio de 38 cm al pequeño punto luminosocercano a Saturno. En su publicación de 1908describe lo que ve:"…he observado que el disco de Titán estáoscurecido en su borde […], mientras que en laparte central, mucho más brillante, se ven doszonas circulares más blancas […]. Podemossuponer razonablemente que el oscurecimientode los bordes demuestra la existencia de unaatmósfera fuertemente absorbente alrededor deTitán".Efectivamente, la presencia de un "oscureci-

miento en el borde" implica la presencia de unaatmósfera. Es un efecto geométrico. Los rayosde luz que nos llegan del borde atraviesan máscapas atmosféricas que los procedentes del cen-tro del disco y, por tanto, son absorbidos másfuertemente. La existencia de esta atmósferarodeando Titán no pudo ser corroborada hastatreinta y seis años después, cuando Kuiperdetectó espectroscópicamente metano gaseoso.Comas Solà había muerto hacia siete años.

¿DESCUBRIÓ COMÁS SOLÁ LA

ATMÓSFERA DE TITÁN?Aunque teóricamente es posible, dentro

del mundo científico existe un fuerte escepticis-mo sobre lo que realmente pudo ver el astróno-mo barcelonés. Aquella noche el tamaño apa-rente de Titán en el cielo era el que tendría unapelota de golf situada a más de quince kilóme-tros. El efecto de la atmósfera terrestre con-vierte la imagen de Titán en una mancha borro-sa, y hay que recurrir a observaciones con eltelescopio espacial Hubble o a técnicas como laóptica adaptativa para poder observar estructu-ras similares a las dibujadas por Comas Solà.Pero hay evidencias que plantean una dudarazonable sobre nuestro prodigio visual: porejemplo, en el mismo artículo presenta dibujosde los satélites de Júpiter consistentes con larealidad, e igualmente rayanas en lo sobrehu-mano, como el aparente achatamiento de Ío.

PERO HABERLA, HAYLA

En Ciencia nada es cierto hasta que se demues-tra que lo es. Nadie ha podido reproducir en lasmismas condiciones los resultados de ComasSolá, pero en enero de 2005 la sonda Huygensatravesó los casi 600 km de atmósfera que esteastrónomo de vista prodigiosa vio o creyó veren un pequeño punto alrededor de Saturno.

HEl astrónomo de vista prodigiosaPOR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

HISTORIASDE ASTRONOMÍA

CON APENAS 18 AÑOS Y UN ANTEOJO

DE MENOS DE ONCE CENTÍMETROS, COMÁS

SOLÀ REALIZÓ UN MAPA DE LA SUPERFICIE DE

MARTE QUE AÚN SE EXPONE EN LA REAL

ACADEMIA DE CIENCIAS DE BARCELONA”

“

Izda: dibujo original de Titán realizado por Comas Solà.Arriba: Titán, en infrarrojo con óptica adaptativa (Coustenis et al.).

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Las ondas gravitatorias son perturba-ciones del campo gravitatorio que sepropagan en el espacio a la velocidadde la luz. Aunque generadas por cual-quier masa cuya forma cambie en eltiempo, solo los objetos muy masivoscon velocidades relativistas (próximasa la de la luz) son capaces de radiar demanera significativa. Las ondas gravi-

tatorias interaccionan con la materia(con la que intercambian energía ymomento) induciendo contracciones ydilataciones sobre los cuerpos exten-sos, pero sin afectar a los objetos pun-tuales. En este sentido, pueden enten-derse como fuerzas de marea en pro-pagación. El débil carácter de la grave-dad hace que las pérdidas de energía ymomento transportados por estasondas sean muy pequeñas (pequeñasección eficaz): la materia es práctica-mente transparente a este tipo deradiación. La existencia de las ondasgravitatorias se sustenta en razonesconceptuales, por un lado, y teórico-observacionales por otro. En primerlugar, son una predicción de laRelatividad General, teoría que explicala gravedad como curvatura del espa-cio-tiempo. En este sentido, las ondasrepresentan vibraciones en desplaza-miento del espacio-tiempo, que consti-tuye un ente dinámico en esta teoría.Las actuales medidas de laboratoriodel corrimiento hacia el rojo gravitacio-

nal, los efectos de lente gravitacionalusados como herramienta astrofísicacotidiana, o los exigentes laboratoriosrelativistas que representan los púlsa-res binarios, hacen hoy de laRelatividad General una teoría extra-ordinariamente bien verificada en susaspectos locales. Más allá de estesoporte conceptual, la radiación gra-vitatoria ha sida observada de formaindirecta. La detección en 1974 porHulse y Taylor del primer púlsar bina-rio, 1913+16, y la explicación de ladisminución de su periodo orbital porla pérdida de energía debida a laradiación gravitatoria, valieron el pre-mio Nobel de 1993. Esta observaciónindirecta se ha visto posteriormentecorroborada con los datos acumula-dos durante treinta años, así comopor el análisis de los nuevos púlsaresbinarios descubiertos. Y este no es elúnico soporte observacional: en efec-to, la explicación de la distribuciónobservada de los periodos orbitalesde variables cataclísmicas y de bina-rias X de masa débil involucra la pér-dida de momento angular por radia-ción gravitatoria.

A día de hoy no existe ninguna obser-vación directa de ondas gravitatorias.Los esfuerzos iniciados por Weber en1959 para su detección mediante eluso de detectores resonantes no hanproducido resultados positivos hasta lafecha. La dificultad radica en el mismorasgo fundamental que hace interesan-tes estas ondas para la astronomía: latransparencia de la materia a este tipode radiación. El momento presente esparticularmente importante. Nuevasantenas gravitatorias de mayor sensibi-lidad, los interferómetros láser, acabande entrar en funcionamiento o están enfase de calibración. A día de hoy unared de tales interferómetros en Tierra

(LIGO, VIRGO, GEO600, TAMA300),que será sustituida en los próximosaños por una generación avanzada deantenas, ofrece una banda de detecciónentre 1-104 Hz. Debido al ruido sísmico,la detección de radiación de baja fre-cuencia (10-4-1 Hz) exige la construc-ción de interferómetros en el espacio.Tal es el objetivo de LISA, un futurointerferómetro espacial en el que cola-boran NASA y ESA. Desde el punto devista conceptual, la detección directade ondas gravitatorias proporciona unasonda única para el estudio del régimende interacción fuerte de la gravedad. Enparticular, constituye la única formadirecta de estudiar observacionalmentelos agujeros negros, además de ofreceruna posibilidad de discriminación entreRelatividad General y ciertas teoríasgravitatorias alternativas mediante elestudio de las polarizaciones de lasondas. Sin embargo, es en su aplica-

ción astrofísica donde las ondas gravi-tatorias adquieren su estatus de revo-lución potencial. La radiación gravitato-ria abre una nueva ventana a la obser-vación astronómica, distinta a lasondas electromagnéticas. Generadapor el movimiento coherente de gran-des masas, nos ofrece una informacióncomplementaria a la de la luz. Además,la transparencia efectiva del Universo aesta radiación hace posible el acceso azonas hasta ahora ocultas. En definiti-va, en vista de la riqueza y variedadastrofísica desvelada en los ocho órde-nes de magnitud que van desde lasondas de radio de alta frecuencia(1010 Hz) hasta los rayos X (1018

Hz), al analizar la física codificada enlos ocho órdenes de magnitud quedistan entre las ondas gravitatoriasde baja (10-4Hz) y alta frecuencia(104 Hz)... ¡lo sorprendente sería noencontrar sorpresas!

ONDAS GRAVITATORIASPilares científicos

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR JOSÉ LUIS JARAMILLO, IAA (CSIC)

Incertidumbres

LAS ONDAS GRAVITATORIAS SON VIBRACIONES

DEL ESPACIO-TIEMPO PREDICHAS POR LA

RELATIVIDAD GENERAL Y CONFIRMADAS POR

OBSERVACIONES INDIRECTAS

LAS ONDAS GRAVITATORIAS PROPORCIONAN

INFORMACIÓN COMPLEMENTARIA A LAS

ONDAS ELECTROMAGNÉTICAS EN EL ESTUDIO

DE CIERTOS OBJETOS CELESTES

UNA NUEVA VENTANA AL UNIVERSO

IAAA

PANIC: PANoramic Infrared Camera for Calar Alto

El proyecto PANIC es el primero den-tro del convenio por el que el CSICy la Sociedad Max Planck, a través

de sus institutos IAA y MPIA (Max-Planck-Institut für Astronomie) respectiva-mente, se responsabilizan de la gestión delObservatorio Astronómico de Calar Alto yse comprometen a desarrollar nueva ins-trumentación para mantener en una situa-ción puntera dentro de la astronomía elCAHA (Centro Astronómico Hispano-Alemán de Calar Alto).PANIC es una cámara de gran campo devisión, casi 32'x32' en el cielo, para obser-vación en el infrarrojo cercano y se insta-lará en el telescopio de 2,2 m de apertura.El pasado 21 de noviembre de 2007 tuvolugar, en la sede del IAA, la Revisión delDiseño Preliminar (PDR) de PANIC,donde cuatro revisores independientesvaloraron muy positivamente el estado delproyecto y aportaron diversas e interesan-tes sugerencias. Este tipo de revisión es

uno de los hitos fundamentales durante eldesarrollo de un instrumento.Dentro del consorcio formado por ambosinstitutos, el IAA es el responsable deldiseño óptico y del software, aunque cier-tos paquetes de programación se estándesarrollando en MPIA. También colabo-ra, si bien en menor medida, en el diseñomecánico. Nuestros colegas de MPIA sonlos responsables del diseño mecánico ycriogénico, de la compra y caracterizaciónde los detectores así como de la electróni-ca de control y adquisición. Características de PANIC:- Una escala de 0.45 segundos de arco decielo por píxel.- Un gran rango espectral (concretamente,se requiere que tenga buena calidad deimagen en el rango desde 0.95 hasta 2.45µm. con buena transmisión desde 0.8µm.).- Está basada en un mosaico de 2x2 detec-tores, HAWAII-2RG de 2048 x 2048 pixe-

les, con un tamaño de píxel de 18 µm,fabricados por Teledyne.- Una pupila fría de tal precisión que, sinser el 2,2 un telescopio especialmente pre-parado para observación infrarroja, permi-ta a PANIC ser competitiva en la banda K(2.2 µm).- Una distorsión total en todo el campomenor de 1.5%.- El uso de filtros estrechos, es decir, quetengan una anchura de la banda pasante del1% de la banda central.- Estar dotada de un sistema de reducciónde datos.- Dado el tamaño de los detectores y losmodos de observación en infrarrojo, el sis-tema de adquisición de datos ha de ser dealta velocidad (hasta 250 MB/s) y de grancapacidad (hasta 200 GB/noche).

Más información: http://www.iaa.es/PANIC

Julio F. Rodríguez (IAA)

CTIVIDADES

Año Internacional de la Astronomía

Durante los días 14 y 15 de enero secelebró, en el Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-

CSIC), la primera reunión del nodoespañol del Año Internacional de laAstronomía. Integrado por más de 70 cen-tros con actividades de investigación,docencia y divulgación de la astronomía,el grupo nacional busca con esta reuniónsentar las bases de la colaboración duran-te 2009, sugerir y potenciar actividades ybuscar métodos para logar una máximadifusión de las mismas. El grupo estácoordinado por Montserrat Villar, cientí-fica del Instituto de Astrofísica deAndalucía.

El Año Internacional de laAstronomía, AIA-IYA 2009La Asamblea General de las NacionesUnidas declaró, el pasado mes de diciem-bre, el año 2009 como Año Internacionalde la Astronomía. La resolución, remitida

a la asamblea por Italia, rinde homenaje aGalileo Galilei, que en 1609 empleó porprimera vez el telescopio para usoastronómico. El Año Internacional de la Astronomía2009 es una iniciativa de la UniónAstronómica Internacional (UAI) conpatrocinio de la UNESCO y la ONU. EnEspaña, coordinado por la ComisiónNacional de Astronomía, es fruto de lacolaboración del Ministerio de Educacióny Ciencia, la Sociedad Española deAstronomía y otras numerosas institucio-nes relacionadas con esta ciencia. El programa incluirá, entre otras activida-des, exposiciones al aire libre, noches deobservación, actividades para los máspequeños, talleres educativos en centrosde enseñanza y programas especiales enmuseos y planetarios con el objetivo de"transmitir la fascinación por elUniverso", ha señalado la coordinadora,quien destacó el lema de la celebración,

"El Universo para que lo descubras",subraya el objetivo de aumentar el interésentre la ciudadanía por la Astronomía y laciencia en general y hacerla conocedorade sus beneficios a favor del progreso dela sociedad.

Más información:

http://www.iaa.es/IYA09/index.php/es/bienvenida

DESARROLLO TECNOLÓGICO

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www.iaa.es/revista

El Año Internacional de la Astronomía 2009 (AIA-IYA 2009) es unainiciativa de cien países para acercar los logros de esta cienciaa la sociedad

Sé lo que ocurrió...los cursos pasados. José Antonio López Guerrero.Editorial Hélice, 2006.

LIBROS DE DIVULGACIÓN

¿Qué es en una célula madre?, ¿son peligrosos los transgénicos?, ¿cuál es interésde la clonación? Estas preguntas contienen términos que estamos muy acostumbra-dos a escuchar en los medios de comunicación más generales, pero ¿sabemos enrealidad qué son? Responder esta pregunta es el objetivo del libro Sé lo que ocu-rrió...los cursos pasados (mucho más recomendable que la película de terror cuyotítulo parafrasea), que pretende ser el primero de una serie dedicada a repasarperiódicamente todos aquellos temas científicos de mayor actualidad. El autor, JoséAntonio López, profesor titular de la UAM , director del Departamento de CulturaCientífica del CBM-SO y divulgador espléndido e incansable, realiza un exhausti-vo y clarificador paseo entre conceptos tales como virología, células madre, transgénesis, genética, etc. Todo ello con numerosas notasal margen que permiten profundizar en el tema sin perder ritmo de lectura y con un estilo cercano y ameno. Un libro ideal para nodescolgarse de la Ciencia con más presencia en los medios, aunque con un nivel más adecuado para estudiantes de carreras biológi-cas o lectores con una buena base científica. Por Emilio J. García.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

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

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

21 ffebrero27 mmarzo24 aabril29 mmayo26 jjunio

Jesús Martín Pintado (DAMIR-CSIC)

Manuel López Puertas (IAA-CSIC)

Luis Bellot (IAA-CSIC)

Jose Miguel Rodríguez Espinosa (IAC)

Josefa Masegosa (IAA-CSIC)

La evolución de la complejidad química en el Universo y el origen de la vidaCambio climático: el día de mañana en Granada Las mil caras del SolEl Gran Telescopio Canarias (GTC)Actividad nuclear en galaxias

A G E N D A

Esta bitácora busca dar una visión de los avances de la astronomíadesde un punto desenfadado y pedagógico, siempre manteniendoel rigor científico. Entre sus contenidos encontramos noticiasdivulgadas por científicos y medios de comunicación sobre las que,además, se proporciona el contexto adecuado para entenderlas. Los temas tratados abarcan el Universo como un todo, las estrellasy galaxias, el Sol y la Tierra, los planetas del Sistema Solar yaquellos encontrados más allá, la Cosmología, las diferentesmisiones espaciales de NASA y ESA y de otras agencias nacionales.Se abordan también aspectos culturales y de filosofía de la Ciencia,y el impacto que tienen sobre la vida diaria los descubrimientosastronómicos.La bitácora está coordinada por David Barrado (LAEFF-INTA) yBenjamín Montesinos (LAEFF-CSIC).http://weblogs.madrimasd.org/astrofisica/

REUNIONES Y CONGRESOS http://www.iaa.es/congresos/BELA SCIENCE TEAM MEETING. INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA, 30 MARZO-2 ABRIL.

19TH ESCAMPIG, EUROPHYSICS CONFERENCE ON THE ATOMIC AND MOLECULAR PHYSICS OF IONIZED GASESGRANADA, 15-19 JULIO.

R E C O M E N D A D O SWEB: CUADERNO DE BITÁCORA ESTELAR