AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html OCTUBRE 2006, NÚMERO: 20

¿ C Ó M O N A C E U N S O L ?

F O R M A C I Ó N E S T E L A RE S T R E L L A S P E C U L I A R E SO B S E R V A T O R I O V I R T U A LT E L E S C O P I O S

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

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Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García, RafaelGarrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Miguel Ángel Pérez-Torres, Julio Rodríguez, Pablo Santos yMontserrat Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Accion Complementaria CCT003-05-00325 del Programa Nacional de Fomento dela Cultura Cientifica y Tecnologica.Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA: Información yActualidad Astronómica” y al autor o autores.

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

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

SUMARIO

REPORTAJES

¿Cómo se forma un Sol?..................3

El observatorio virtual.....................7

DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOSEstrellas peculiares........................10

ACTUALIDAD..................................12

ENTRE BASTIDORES........................15

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES............................16

HISTORIAS DE ASTRONOMÍAPero, ¿quién inventó el telescopio?.17

ACTIVIDADES IAA...........................18

La investigación descrita en el artículo "La retroalimentación de los supercúmulos estelares sobre el medio interestelar"ha sido realizada por Enrique Pérez (IAA) en colaboración con Guillermo Tenorio Tagle (Investigador del INAOE, Méjico),de cuya presencia estamos disfrutando al hallarse en estancia sabática en el IAA). Desde aquí nuestras disculpas portraspapelar tu nombre en la versión final impresa del artículo. Además, en este mismo artículo se lee 104 K y 106 Kcuando se quiere decir 104 y 106 grados Kelvin. En una noticia breve de Actualidad se lee "Sorpresa en un cúmulo degalaxias" cuando debería decir "Sorpresa en un grupo de galaxias".

FE DE ERRATAS (número 19)

LA ENERGÍA DE LAS ESTRELLAS.En 1967, Hans A. Bethe recibió el premioNobel de Física por sus contribuciones teó-ricas al estudio de las reacciones nuclearesy, en particular, por su descubrimiento enrelación con la producción de energía enlas estrellas. Gracias a él sabemos que suprincipal fuente de energía es la fusión delhidrógeno que las constituye (se trata deuna reacción que tiene lugar a nivel de loscomponentes de los átomos y que liberagran cantidad de energía). Esta reacciónhace posible que una estrella como el Sollance al espacio cada segundo la energíaequivalente a la producción anual de másde dos mil millones de centrales eléctricasgrandes. El Sol nos puede parecer, así, unafuente inagotable de energía. De hecho, apesar de que en la Tierra ha habido déca-das en las que ha descendido la temperatu-ra media algunos grados, no hay indiciosde que la potencia del Sol esté mermando.Sin embargo, sabiendo que su calor segenera a partir de la materia que lo consti-tuye, basta pensar que tiene una masa limi-tada (2 x 1030 kg) para entender que sufuente de energía sí es agotable. La vidadel Sol será, sin embargo, muy larga: bri-llará todavía unos 5000 millones de añosantes de empezar a apagarse. Este es tam-bién, aproximadamente, el tiempo que hatranscurrido desde que empezó a brillar. Siel Sol, en lugar de estar formado porhidrógeno y helio, estuviese constituidopor carbón, al ritmo actual de producciónde energía no podría brillar más de 330años. Pero la fusión del hidrógeno requie-re que el gas alcance temperaturas muy

altas, de casi seis millones de grados.Teniendo en cuenta que la materia a partirde la que se forma una estrella está a unatemperatura muy inferior a ésta ¿cómollega a brillar una estrella?

El nacimientoLas estrellas se forman en el seno de lasnubes interestelares, llamadas así por suparecido en fotografías a las nubes de laatmósfera terrestre. Estas nubes estánconstituidas por gas (en gran parte hidró-geno) y polvo, que brillan cuando reflejano reemiten la luz que les llega de estrellasen su proximidad.Debido a mecanismos todavía en estudio,la densidad (no homogénea) de una zonade una nube interestelar puede aumentar,atrayendo hacia sí materia de los alrededo-res. Se trata de un proceso que se retroali-menta: cuanta más materia se acerca a lazona o núcleo denso y pasa a formar partede él, mayor es la atracción que éste ejer-ce sobre la materia de su entorno. El gas yel polvo que se mueven hacia el núcleo se

aceleran y se calientan. La radiación emiti-da por ese núcleo, cuya temperatura va enaumento, es absorbida en su mayor partepor la materia que lo rodea. En estosmomentos la futura estrella obtiene suenergía a partir de la energía gravitacional(potencial) del gas y polvo de la nube quevan cayendo hacia la zona central de esenúcleo en contracción. La densidad vaaumentando. La temperatura también.Cada vez se emite una mayor cantidad deradiación (energía) al exterior, con lo quese calienta el gas y polvo menos denso dela zona de la nube interestelar que rodea alnúcleo. Cuando este gas y polvo del entor-no se hacen más tenues, podemos ver laestrella todavía en formación. Es decir,empieza a emitir suficiente energía en laslongitudes de onda visibles. Desde el puntode vista formal no podemos decir que setrate de una estrella, porque en esta fase lafuente de energía es la contracción gravita-toria, no la fusión del hidrógeno. Sinembargo, a simple vista es indistinguiblede las verdaderas estrellas. Nuestra futura

¿Cómo se forma un sol?

EPORTAJESFOORRMMAACCIIÓÓNN EESSTTEELLAARR RTRANCURREN ENTRE 50 Y 60MILLONES DE AÑOS DESDEQUE PARTE DE UNA NUBE DEGAS Y POLVO COMIENZA ACONTRAERSE HASTA QUE LAESTRELLA COMIENZA AQUEMAR HIDRÓGENO.SEGUIMOS EL PROCESO PASOA PASO.Por Matilde Fernández (IAA-CSIC)

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La nebulosa de Orión, una región de formación estelar. Fuente: HST.

estrella tiene algo menos de un millón deaños. Esta edad se calcula a partir delmomento en que se inició la contraccióndel núcleo denso de la nube interestelar.La característica que define de una maneramás decisiva la vida y evolución de unaestrella es su masa. De la misma manera,también hay diferencias entre la formaciónde estrellas masivas (varias veces la masadel Sol) y las de menor masa. Aquí nosocuparemos de la formación de estas últi-mas, entre las que se encuentra el Sol. Esen estas estrellas, en las que el núcleodenso en contracción empieza a brillar y aser visible para nosotros, cuando ha trans-currido algo menos de un millón de añosdesde que comenzó la contracción del gasy polvo de la nube interestelar. Cuando lafutura estrella alcanza una edad de uno odos millones de años, su parecido con lasestrellas propiamente dichas es muy gran-de: aunque todavía está en la fase de con-tracción, su tamaño es ya sólo dos o tresveces superior al que será su tamaño finaly a su temperatura superficial le faltan sólo

unos 1.500 grados para alcanzar la queserá la temperatura final. Su brillo es muysimilar al que tendrá en la etapa de fusióndel hidrógeno, porque el hecho de tenertodavía una temperatura superficial inferiora la final queda compensado por su mayorvolumen (mayor superficie emisora). Seestima que la estrella en formación tardaunos 50 ó 60 millones de años en alcanzar

la etapa en la que su fuente principal deenergía es la fusión del hidrógeno y no lacontracción gravitatoria. Esa etapa sedenomina secuencia principal, porque es enla que discurre gran parte de la vida de la

estrella. Se trata de la etapa más estable, enla que el brillo es más constante. Para unaestrella como el Sol esta etapa dura unos10.000 millones de años.

¿Y los planetas?La situación que hemos descrito hastaahora corresponde al caso del colapso deun núcleo denso en una nube interestelar enreposo. En este escenario no parece quehaya cabida para la formación de planetasy cuerpos menores, como los que giran entorno al Sol, ya que la materia que no pasaa formar parte de la estrella se disipa,alejándose de la estrella en todas las direc-ciones. Sin embargo, las nubes interestela-res de una galaxia no siempre están enreposo. En una galaxia como la nuestraestas nubes comparten el giro de las estre-llas en torno al centro de la galaxia. Porello, la formación de una estrella en reali-dad resulta del colapso de gas y polvo enmovimiento que acelera su giro durante elcolapso hacia la zona central del núcleodenso, al igual que una bailarina acelera su

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El estudio de la formación de unaestrella, que corresponde a la etapapre-secuencia principal, llevaríademasiado tiempo si nos dedicáse-mos a seguir la evolución de unaestrella en particular, por eso se bus-can muestras de estrellas con edadesvariadas (desde menos de un millónde años hasta casi cien millones) y secompleta de esta manera lo que es,en promedio, el proceso de formaciónde una estrella como el Sol. Sinembargo, habíamos mencionado queya con un millón de años la futuraestrella tiene la apariencia de unaauténtica estrella. ¿Cómo se distin-guen, entonces, las estrellas queestán todavía en la etapa pre-secuen-cia principal de las otras estrellas?Las primeras estrellas jóvenes(todavía en formación) de las que setuvo certeza se descubrieron demanera fortuita. En 1945 Alfred H. Joy,astrónomo estadounidense, publicóun estudio sobre las variaciones debrillo de varias estrellas de la constela-ción del Toro. Se trataba de un grupode estrellas variables irregulares, queno fueron clasificadas en ninguno delos grupos de estrellas variables cono-cidos hasta el momento. Dos años

después, el astrónomo armenio-rusoViktor A. Ambartsumian propuso quese trataba de estrellas en formación.La variabilidad que descubrió Alfred H.Joy se debe esencialmente a que unaestrella tarda millones de años en emi-tir energía de una manera estable. Ensus etapas más tempranas esasvariaciones están estrechamente liga-das a la materia de la nube intereste-lar que todavía queda en el entorno dela estrella; cuando esa materia se disi-pa, las variaciones de brillo (ya meno-res) están asociadas a la interaccióndel campo magnético de la estrella,todavía intenso, con el mecanismo através del cual se transporta la energíadesde el interior de la estrella hasta susuperficie. No debemos olvidar queuna estrella es una esfera de gas(plasma) en equilibrio entre la expan-sión a la que empuja la energía que seproduce en su interior y el colapso alque tenderían las zonas más externaspor la atracción gravitatoria del inte-rior. Alcanzar este equilibrio establerequiere, para estrellas como el Sol,varias decenas de millones de años.Esta variabilidad ha servido para des-cubrir más estrellas en formación endistintas zonas del cielo. Se ha visto

que las estrellas se forman en cúmu-los y asociaciones. Las regiones deformación estelar suelen ser fácil-mente reconocibles porque el gas yel polvo que todavía quedan de lanube interestelar original absorben,reflejan y/o reemiten la luz de lasestrellas en formación. Sin embargo,la identificación de estas estrellas noes siempre fácil, ya que con frecuen-cia se confunden con estrellas defondo y con estrellas más viejas deotras regiones más próximas a noso-tros, situadas en la línea de visión. La

particular variabilidad de su brillo, aligual que otras características o indi-cadores de juventud, son las herra-mientas que nos permiten distinguirlas estrellas jóvenes del resto de lasestrellas. En el año 1988 se conocíanunas 750 estrellas en formación; enla actualidad el número supera ya las10.000. Casi todas ellas están ennuestra Galaxia, ya que el estudio deestrellas individuales de masa pareci-da a la del Sol en otras galaxiastodavía está muy limitado por lasposibilidades técnicas.

EESSTTRREELLLLAASS PPRREE-SSEECCUUEENNCCIIAA PPRRIINNCCIIPPAALL

La característica que definede una manera más

decisiva la vida y evoluciónde una estrella es su masa;

también hay diferenciasentre la formación de

estrellas masivas y las demenos masa

Cerca del centro de la imagen está la estrella V410 Tau, de masa similar al Solpero con solo un millón de años de edad. La nube en la que se ha formado esoscura porque no hay ninguna estrella suficientemente brillante que la ilumine.

giro al acercar sus brazos al cuerpo. Altener en cuenta este giro, añadimos uningrediente esencial al modelo de forma-ción de estrellas como el Sol. Lo que hastaahora era un núcleo en contracción, sobreel que caía la materia de la nube, se trataen realidad de un núcleo en torno al quegira un disco de materia, en un esquemasemejante, en apariencia, a Saturno y susanillos. Este disco se forma porque lamateria de la nube que experimenta laatracción hacia el núcleo en contracciónestá contagiada de una cierta velocidad derotación que le impide caer directamentesobre el núcleo. La materia que cae desdela nube se va acercando al plano perpendi-cular al eje de giro del núcleo y de estamanera se forma un disco. La materia deldisco gira en torno al núcleo, en órbitasque, a diferencia de lo que ocurre en losanillos de Saturno, no son estables. Ladensidad del disco es alta y el rozamientoprovoca una pérdida de energía que haceque la materia del disco se vaya desplazan-do a órbitas cada vez más próximas alnúcleo, hasta terminar cayendo sobre él.Por este motivo estos discos reciben elnombre de discos de acreción. Cuando lafutura estrella tiene una edad de un millónde años, este disco juega todavía un papelimportante, no tanto por la materia que vaa aportar a la estrella (que va a ser menosdel 1% de lo que será la masa final de laestrella), sino porque gran parte de lasvariaciones de brillo que caracterizan a laestrella en este momento están relaciona-

das con él. La materia del disco que caesobre la estrella produce un calentamientoen la zona del impacto, en la que la tem-peratura puede ascender 2.000 ó 3.000grados sobre la temperatura del resto de lasuperficie de la estrella. Esta región tancaliente produce un exceso de emisión queapreciamos como un aumento temporal delbrillo de la estrella, de la misma maneraque el impacto del cometa Shoemaker-

Levy provocó manchas brillantes sobre lasuperficie de Júpiter en julio de 1994. Estees el tipo de variaciones de brillo quemidió Alfred H. Joy en 1945 (ver recuadroen la página contigua).

El disco se disipaNormalmente, en el transcurso de unospocos millones de años el disco de acreci-miento se va gastando: una parte de lamateria cae sobre la estrella y otra parte eslanzada al exterior. El tiempo que el discode acreción tarda en disiparse varía muchoen función del entorno de la estrella. En elcaso de estrellas que se forman en nubes de

baja densidad, en las que se están forman-do pocas estrellas y bastante alejadas unasde otras, el proceso de disipación del discoes lento y encontramos estrellas con casidiez millones de años que todavía tienendisco. Este es el caso de la asociación deTW Hya, en el hemisferio sur. Sin embar-go, en otras regiones en las que se estánformando muchas estrellas a partir de unanube grande y densa, como es el caso deOrión, podemos encontrar estrellas con tansolo uno o dos millones de años en las queel disco se ha disipado ya. En ocasiones elpaso muy próximo de otra estrella ejerceuna atracción gravitatoria que perturba eldisco y que puede llegar a distorsionarlo detal manera que se frena el proceso de acre-ción de materia sobre la estrella. En resu-men, la evolución del sistema estrella-disco no depende solo de la masa delnúcleo que será la futura estrella, sino tam-bién de su entorno.Cuando decimos que el disco se disipaqueremos decir, realmente, que dejamosde verlo y dejamos de ver su efecto sobrela estrella. Pero gran parte de la materiadel disco sigue estando ahí. Lo que ocurrees que se va enfriando y ya no emite radia-ción que podamos ver (visible), aunquetodavía se puede detectar en el infrarrojoy, sobre todo, a longitudes de onda deradio, utilizando radiotelescopios. El polvoque forma parte de la materia del disco,que proviene de la nube interestelar, estáformado por partículas de diversostamaños, del orden de una micra. Cuando

FORMACIÓN ESTELAR

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En ocasiones el paso muypróximo de otra estrella

ejerce una atraccióngravitatoria que perturba eldisco y puede distorsionarlode tal manera que se frenael proceso de acreción demateria sobre la estrella

Recreación artística de un disco de acreción en el que empiezan a formarse los planetas y cuerpos menores que en el futuro orbitarán en torno a la estrella central.

Rel proceso de acreción de masa sobre laestrella se frena, la temperatura del discova bajando y estas partículas comienzan aunirse unas a otras (coagulación). Todavíano se conoce el proceso completo, pero setiene la certeza de que, a pesar de la tur-bulencia del disco y del hecho de que lascolisiones vuelven a provocar la ruptura enpartículas de menor tamaño, el efectodominante es el aglutinamiento de laspartículas en piedras cada vez mayores.

Cálculos llevados a cabo en los últimosaños parecen confirmar que en mediomillón de años se podría formar un proto-planeta que tuviese ya una masa sesentaveces inferior a la de la Tierra. El procesocompleto de formación de un planeta comoel nuestro está todavía por determinar.Algunos expertos apuntan a una duraciónde 50 ó 100 millones de años, mientras queotros consideran posible que se formase entan sólo diez millones de años.

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En unos pocos millones de años el disco deacreción se va gastando: una parte de la mate-ria cae sobre la estrella y otra parte es lanzadaal exterior. Este segundo fenómeno, el de laeyección de materia, resulta un poco sorpren-dente ya que se supone que estamos tratandoel proceso por el que la futura estrella lograacumular toda su masa. A nivel teórico todavíano se conocen todos los detalles de esta eyec-ción de materia, pero en las últimas décadasse ha avanzado mucho en el modelado de loschorros que salen despedidos desde la estrellaen formación. Se sabe que son el mecanismoque utiliza la estrella para liberarse del excesode energía de rotación (momento angular) dela materia que cae sobre el disco. Los proce-sos de eyección y de acreción de materia sonsimultáneos, en el sentido de que un aumentorepentino de la cantidad de materia del discoque cae sobre la estrella va asociado a unaumento repentino de la materia eyectada. Lacantidad de materia que se lanza es unapequeña fracción de la que será la masa de laestrella, pero la gran cantidad de energía libe-rada en estos chorros y su espectacular inte-racción (choques) con los restos de la nubeinterestelar los convierten en el fenómeno másllamativo dentro del proceso de formación deuna estrella como el Sol. Algunos de estoschorros pueden seguir hasta distancias deveinte años luz de la estrella en formación, quees varias veces la distancia que nos separa dePróxima Centauri, la estrella más cercana alSol, situada a 4.2 años luz.

¿CÓMO LANZAN LAS ESTRELLASMATERIA AL EXTERIOR?

Dado que la Tierra debió de for-marse dentro del periodo de tiem-po en el que se formó el Sol, esmuy posible que las variacionesde brillo del joven Sol influyesenen ciertas etapas de la formaciónde la Tierra. En particular, en laevolución de nuestra atmósfera.Es sabido que la atmósferaterrestre actual dista mucho de laque tenía el planeta originalmen-te. Se ha propuesto una secuen-cia de varias atmósferas interme-dias hasta llegar a la actual. Paraque tuviese lugar la primera deestas transiciones habría sidonecesario que la emisión ultravio-leta del Sol en ese periodo hubie-se sido cien veces superior a laactual. Esa emisión habría hechoposible el mecanismo denomina-do escape hidrodinámico delhidrógeno. El hidrógeno es ungas muy abundante en la atmós-fera terrestre original pero del queno quedan restos en la atmósferaactual. En el año 2001 llevamos acabo una campaña internacionalde observaciones coordinadas

de la estrella V410 Tau y descu-brimos que atravesaba una etapade frecuentes fulguraciones. Lasfulguraciones son un fenómenoasociado a la variabilidad men-cionada anteriormente, quecaracteriza a las estrellas en for-mación una vez que se disipa eldisco. Se cree que son similares,

en naturaleza, a las del Sol, peroemiten mucha más energía quesus análogas solares. La másintensa de estas fulguraciones semuestra en la imagen. Nuestroscálculos indican que la energíaultravioleta liberada por varias delas fulguraciones de V410 Tauestuvo por encima del umbralestablecido por los que estudianla evolución de la atmósferaterrestre, por lo que, de haber

tenido lugar en el Sol joven, estasfulguraciones podrían haber sidola forma de proporcionar a laatmósfera terrestre original laenergía necesaria para que tuvie-se lugar el escape hidrodinámicodel hidrógeno. Dado que V410Tau tiene tan sólo un millón deaños, es probable que los posi-bles planetas en formación en suentorno no hayan adquiridotodavía una fracción considerablede su masa. Por ello, estamosextendiendo nuestras observa-ciones a estrellas con edadescomprendidas entre tres y cienmillones de años, con objeto deestudiar en ellas la frecuencia defulguraciones que liberenenergías por encima del mencio-nado umbral y ver si podrían pro-vocar el escape hidrodinámicodel hidrógeno en las atmósferasde los posibles planetas en for-mación en su entorno. Esta seráuna pieza más a colocar en elgran puzzle que todavía es el pro-ceso de formación del Sol y de susistema planetario.

¿¿CCÓÓMMOO IINNFFLLUUYYEE LLAA EESSTTRREELLLLAA JJOOVVEENN SSOOBBRREE LLAASSAATTMMÓÓSSFFEERRAASS PPLLAANNEETTAARRIIAASS??

AU Mic, una estrella roja poco brillante con tan solo la mitad de masa que el Sol, muestra un disco de gas y polvocon irregularidades que indican la presencia de planetas en formación. Fuente: M.Liu (IfA/Hawaii).

HH-47, un extenso chorro de material eyectado poruna estrella joven. STScI, ESA, Univ.Arizona y NASA.

YA EN 1968, ARTHUR C. CLARKEESCRIBIÓ EN SU OBRA 2001: UNAODISEA ESPACIAL:

Desde que orbitaron los primeros satéli-tes, hacía unos cincuenta años, billones ycuatrillones de impulsos de informaciónhabían estado llegando del espacio, paraser almacenados para el día en quepudieran contribuir al avance del conoci-miento. Solo una minúscula fracción deesa materia prima sería tratada; pero nohabía manera de decir qué observaciónpodría desear consultar algún científico,dentro de diez, o de cincuenta, o de cienaños. […] Formaban parte del auténticotesoro de la Humanidad, más valioso quetodo el oro encerrado inútilmente en lossótanos de los bancos.

Clarke siempre fue un visionario, y dio en elclavo cuando intuyó que los bancos de datosde información astronómica irían creciendoenormemente con el tiempo, y que la pre-servación de esa información, para obtenernuevos resultados de ella, sería clave.En la actualidad estamos asistiendo a esteproceso: se está generando una ingente can-tidad de datos provenientes de un númerocreciente de instrumentos astronómicos concada vez mejor resolución, lo que está mul-tiplicando las necesidades de almacenamien-to. Por ejemplo, se han puesto en marchagrandes proyectos de estudio exhaustivo delcielo, como el Sloan Digital Sky Survey(SDSS), que generan por sí mismos billonesde datos. Se prevé que solo los datos elabo-rados del SDSS ocuparán el equivalente a 50unidades de disco duro de 80GB, o cerca de1000 DVDs.Como Clarke vivía en un tiempo en que losordenadores no se conectaban entre sí, ysólo se comunicaban mediante el intercam-bio de discos, no pudo anticipar -al menos en

su obra 2001- el advenimiento de Internet:un sistema de conectividad global que per-mite que cualquier ordenador se comuniquecon otro, sin importar la localizacióngeográfica ni las diferencias entre sistemasoperativos. Además, las capacidades dealmacenamiento y el ancho de esas conexio-nes no han hecho más que crecer.Sin embargo, eso no resuelve el problemadel todo: con una ADSL de 20 megas se tar-daría más de 18 días en bajar todos los datosdel SDSS. Ahora pensemos que miles deastrofísicos necesitan acceder a esos mismosdatos, ¿qué ordenadores necesitarían paratratar la información? y ¿cómo encontraríanlo que buscan? Parafraseando a Jack Swigertdel Apolo 13: "Tenemos un problema aquí"Para resolverlo, se necesita:1. Que los diferentes instrumentos unifiquenla forma en que publican su información: asícualquier programa podrá acceder a cual-quier dato astronómico, y no habrá quecrear, ni saber usar, un programa por ins-trumento. 2. Que los datos elaborados por un grupo deinvestigación puedan ser utilizados por cual-quier otro. Aparte del uso de un formatocomún, es necesario adjuntar la lista de ope-raciones que se realizaron con los datos ori-ginales, para determinar su calidad, y poderrecuperarlos y revisar su tratamiento en casonecesario.3. Que el movimiento de la información seamínimo: los análisis se realizarán en losordenadores que contengan los datos, y sóloviajarán los resultados de los análisis. 4. Que existan programas que encuentren

automáticamente relaciones entre conjuntosde datos diferentes, sin tener que descargarninguno de esos conjuntos de datos; esto seconoce como "minería de datos".5. Que los datos disponibles estén perma-nentemente actualizados, y que se notifiqueautomáticamente la aparición de nuevos ser-vicios de datos astrofísicos, o incluso demodelos teóricos para poder hacer compara-ciones.El Observatorio Virtual (OV) es la infraes-tructura que proporcionará esas capacidades,y las siguientes secciones nos servirán paraver cómo.

1. Unificación de formatosLa comunidad astronómica, desde finales delos años 70, ha contado con un formatocomún: el formato FITS, Flexible ImageTransport System. Sin embargo, este forma-to común es exclusivo de la astrofísica;además, está lleno de modismos propios decada instrumento, puesto que los avancestecnológicos hicieron necesario añadir nue-vas capacidades, muchas veces de formaindependiente para instrumentos similares.Como el número de instrumentos y exten-siones era al principio manejable, la necesi-dad de que el formato de los archivos fueserealmente único era menor: bastaba con eluso de las herramientas de manipulación dedatos propias de cada instrumento. Por otra parte, con el avance de las comuni-caciones, dentro del mundo de la empresa seha ido imponiendo un estándar de descrip-ción de datos, que comparte algunas simili-tudes con las necesidades de la astrofísica. Y

EEll OObbsseerrvvaattoorriioo VViirrttuuaall

EPORTAJESOBSERVATORIO VIRTUAL REL OBSERVATORIO VIRTUALSE ESTÁ REVELANDO COMOUN EFICAZ INSTRUMENTOCIENTÍFICOPor Juan de Dios Santander(IAA-CSIC)

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es que en el mundo de los negocios, casitodo el mundo necesita hablar de lo mismo:inventario, unidades vendidas, ingresos…aunque nadie haga negocios exactamenteigual. Así que si las empresas quieren com-partir información, es necesario poder des-cribir esas diferentes formas de hacer nego-cios. Del mismo modo, en astrofísica, loscientíficos estudian fenómenos similares,con instrumentos parecidos, pero nadie lohace exactamente de la misma forma. Asíque el problema de comunicación de lasempresas y de la astrofísica es parecido.Este estándar de comunicación común a laastrofísica y los negocios es el XML. XMLes un lenguaje de marca, esto es, un lengua-je que se introduce junto con los datos paramarcarlos, especificando la función o elpapel de cada uno de esos datos, para eli-minar ambigüedades. Tiene la ventajade que existen multitud de herra-mientas que pueden manipulararchivos XML -por su origen téc-nico/empresarial-, frente al forma-to FITS, que sólo puede ser mani-pulado por herramientas específicasde la astrofísica.Sin embargo, XML es incluso másflexible que FITS, lo puede llevarnos ala falta de uniformidad en la forma de apli-car XML sobre los datos astrofísicos. Ahíentra en juego la Alianza Internacional delObservatorio Virtual (IVOA, InternationalVirtual Observatory Alliance), que tiene elpapel de normalizar los modelos de datosastrofísicos y los protocolos de acceso (ocómo conversan los diferentes ordenadoresentre sí). Algunos ejemplos de modelos dedatos por normalizar serían: cómo se especi-fica y almacena el rango de frecuencias en elque opera el filtro del telescopio, cómo seproporcionan las coordenadas de un objetoen el cielo o la cantidad de luz que recibimosdel mismo. Así, los modelos de datos y protocolos esta-blecidos por IVOA, utilizando XML comolenguaje de marca, unifican la forma de des-cribir y comunicar datos astrofísicos, y per-

miten la creación de programas que sirvanpara múltiples instrumentos de forma mássencilla.

2. Historial de operacionesEl viaje de la luz hasta nosotros es bastantelaborioso, y hay que tener en cuenta muchosefectos. Por ejemplo, la luz que llega desdeuna supernova que se encuentra en una gala-xia muy lejana llegará enrojecida por el efec-to Doppler, con una determinada polariza-ción, atravesará la atmósfera terrestre, y seatenuará por el camino. Cuando llegue alsensor, se registrará su energía con un cier-to grado de precisión, y existirán unos deter-

minados niveles de ruido. La informaciónregistrada será procesada con un determina-do conjunto de programas usando ciertosparámetros, y se publicará, finalmente, unaimagen, un espectro, o alguna otra unidadcientífica de información, cuya interpreta-ción depende de la forma en que se observó(por cuánto tiempo se hizo, hacia dóndeapuntaba en concreto el instrumento, lascondiciones del cielo, los ajustes del instru-mento, etcétera). Asimismo, también depen-derá de qué programas se utilizaron para tra-tar los datos, de los procesos que se siguie-

ron, en qué orden, y con qué ajustes.El registro de forma sistemática y estandari-zada de las operaciones realizadas sobre losdatos nos permitirá establecer la calidad delos mismos, y determinar si son aptos parael estudio que se quiere realizar, o si es nece-sario volverlos a analizar.

3. Análisis remotoRecordemos el SDSS, ese estudio del cieloque ocuparía miles de DVDs. La forma mássencilla de recibir toda esa informaciónsería, aparentemente, pedir esos mil DVDs,o bien ocho enormes discos duros con losdatos. Aún así, necesitaríamos ordenadorescapaces de manejar semejante volumen deinformación. Los PC típicos solo puedenmanejar una milésima parte de toda esainformación de una sola vez... y las esta-

ciones de trabajo (ordenadores de usocientífico-técnico) más potentes solopodrían manejar entre un uno y uncinco por ciento. No todo el mundopuede permitirse ordenadores tangrandes, y al trabajar por separado sepierden muchas posibilidades de

encontrar interrelaciones entre los datosy los estudios de diferentes grupos.

La solución es hacer que los datos viajen lomínimo posible, y para ello es necesario pro-porcionar programas que permitan a losusuarios acceder a datos ya elaborados -conlo que se optimiza el tiempo de cómputo-, orealizar sus propias manipulaciones sobrelos datos remotamente. Esas manipulacionesquedarán registradas de forma automática,de modo que quien utilice esos datos sabráqué es lo que se ha hecho exactamente conlos originales.También existe una tendencia a lo que sellama "red de computación", que consiste enpermitir el acceso a los recursos de compu-tación de la misma forma en que accedemosa la red eléctrica: estamos conectados a lared y pagamos por su uso. Eso permiterepartir las tareas de proceso, cuando seanecesario, a la red, y la propia tarea deter-minará el tipo de máquina o máquinas que

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Observatorios Virtuales nacionales o suprana-cionales que son miembros de IVOA. El SVO esel Observatorio Virtual Español.

IVOA <www.ivoa.net> Página de la Alianza Internacional del ObservatorioVirtual. Nivel avanzado.SVO <laeff.esa.es/svo> Página del Observatorio Virtual Español. Disponede materiales de formación en castellano sobre el Observatorio Virtual. Nivelmedio-alto.Aladin Sky Atlas <aladin.u-strasbg.fr> Aladin fue el prototipo europeo deOV, y es igualmente atractivo para aficionados y profesionales. El programase puede descargar de forma gratuita, y accede a múltiples fuentes de infor-mación gracias a los protocolos del OV. Las últimas versiones integranVOspec en el mismo paquete. Los materiales ofrecidos -en inglés- permiten

aprender mucho tanto de Aladin como de astrofísica. Nivel medio-alto.Datascope <heasarc.gsfc.nasa.gov/vo> Portal del National VirtualObservatory de los EEUU que permite acceder a toda la información públi-camente disponible de múltiples clases de instrumentos: radio, infrarrojo, luzvisible, ultravioleta, rayos-X, rayos Gamma… Nivel medio-alto.SDSS <www.sdss.org> El Sloan Digital Sky Survey es una recopilación sis-temática de imágenes que cubrirán la mitad norte del cielo, con cinco filtrosdiferentes, con el objetivo de proporcionar un mapa en tres dimensiones paracerca de un millón de galaxias y cuásares. Para los objetos más brillantes,proporcionará espectros detallados. Existen materiales educativos -tambiénen inglés- que enseñan, por ejemplo, cómo encontrar asteroides.

OV en Internet

necesite. De esa forma se pueden aprove-char recursos de super-computación dispo-nibles en otro lugar sin tener que invertir encapacidad de cálculo adicional. Esto secomplementa con la posibilidad de creargrandes sistemas de cómputo asociandomuchos ordenadores pequeños, con lo quela capacidad de computación de "la red" sepodría ampliar tanto como se quisiera.

4. Minería de datosCon volúmenes de datos tan grandes, nosólo se vuelve difícil su tratamiento, sinotambién la extracción de resultados. Elmejor detector de patrones que conocemoses el cerebro humano... siempre que el con-junto de patrones por descubrir, o el ámbi-to en el que se busquen, sea reducido, por-que si no llegan el cansancio y el aburri-miento, y se deja de ver coincidencias. Siqueremos buscar, literalmente, una agujaentre mil millones de pajares, necesitamosutilizar ordenadores.La minería de datos pretende encontrarconexiones entre diferentes variables, quemuchas veces no son evidentes. Se utilizantécnicas clásicas de inteligencia artificial,como redes neuronales o análisis de probabi-lidad, basadas en el entrenamiento de un pro-grama para reconocer los patrones que que-remos encontrar y clasificarlos con una posi-bilidad de error que queremos minimizar.Algunas de esas técnicas permiten localizarobjetos exóticos o inusuales que no se ajus-tan a ninguna clasificación particular, porlo que se espera que se puedan realizarnuevos descubrimientos aplicando esas téc-nicas a los datos ya existentes.El OV pretende utilizar los avances dispo-nibles en minería de datos, enriqueciéndo-los con las descripciones detalladas propor-cionadas por los modelos de datos, asícomo la unificación de formatos, para crearherramientas de minería de datos específi-cas de la astrofísica.Un ejemplo es la misión Gaia, que preten-de catalogar cerca de mil millones de estre-llas de nuestra galaxia, y obtener carac-terísticas espectrales para todas ellas, a par-tir de los datos obtenidos por un satéliteespecífico que se espera lanzar en 2011.Ese trabajo no se puede realizar manual-mente, y se utilizarán técnicas de mineríade datos para clasificar las estrellasautomáticamente. El entrenamiento previose está realizando con los datos de misionesanteriores, y se podrá refinar con los pro-pios datos de la misión.

5. Actualización automática yregistro de datosCon todo lo que hemos descrito hasta ahora,

podemos establecer una infraestructura deOV que permita explotar datos conocidospor toda la comunidad. Pero si alguien publi-case datos nuevos sobre uno o más objetos,tendríamos que descubrirlo por nuestra cuen-ta y añadir manualmente esa publicación anuestro programa de análisis.Eso se evita con los registros de recursos delOV, de modo que un programa que use elOV pueda preguntar, por ejemplo, por datosen ultravioleta (UV) y recibir una lista detodos los servidores que almacenan datosUV y que se pueden consultar. Para mayordisponibilidad, existen múltiples registrosque se comunican entre sí de modo que, encaso de mal funcionamiento de uno, se puedautilizar cualquier otro de forma indistinta.

El OV en acciónIlustraremos el uso del OV con Aladin, unaherramienta creada por el Centro de Datosde Estrasburgo (CDS) como prototipo deherramienta OV, capaz de recopilar infor-mación de cualquier instrumento o base dedatos que forme parte del OV.En una sesión típica, indicaríamos el nombrede un objeto astronómico, y gracias a un pro-tocolo de OV se obtendrían automáticamen-te sus coordenadas.A partir de las coordenadas y un radio debúsqueda, se obtendrían imágenes del objetotomadas con diferentes clases de luz -visible,infrarroja, o UV, por ejemplo-, e identifi-carían diferentes condiciones físicas.También podríamos comparar imágenes delmismo objeto, tomadas en diferentes épocas,para comprobar su evolución. Así podríamosver, por ejemplo, la expansión de las capas

de una estrella tras una explosión de super-nova.A continuación, podríamos obtener las zonasde esa galaxia para las que existen datosespectrales, y superponer sus datos con otroprograma, denominado VOspec, creado porla Agencia Espacial Europea (ESA). Losespectros nos proporcionan informaciónsobre la abundancia de ciertos elementos, sustemperaturas, y otros parámetros físicos.Aladin también permite crear programascapaces de identificar los puntos de mayorluminosidad coincidentes entre instrumentos,de calcular tamaños de objetos a partir deuna imagen o muchas otras tareas queantes implicaban la inspección visual porparte de un astrónomo. VOspec, por suparte, puede calcular a partir de un espec-tro la temperatura a la que se encuentrauna estrella, o la del disco de polvo que larodea; y puede incluso actualizar el mode-lo teórico con el que realiza el cálculo.El poder relacionar datos de posición enimágenes con los de espectros en una basede datos o un modelo teórico, y establecerla relación entre programas diferentes, esposible gracias a la estandarización esta-blecida por el OV, tanto para los datos ensí (XML), como para las relaciones entredatos de diferentes tipos (modelos dedatos), y la forma de acceso a datos dediferentes clases (protocolos de acceso).Esta estandarización es la que nos permi-te simplemente elegir la región del cieloque necesitemos estudiar, y apuntar nues-tro OV como un instrumento más, queaccederá a los datos disponibles de formaautomática y siempre actualizada.

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Izq., múltiples vistas de lanebulosa Trífida, con datos dediferentes instrumentos, conAladin. Arriba, un espectro enVOspec de una fuente selec-cionada en Aladin.

OBSERVATORIO VIRTUAL

Los cúmulos estelares [1] presentan algunascaracterísticas que los hacen particularmenteútiles para la comprobación de la teoría de laevolución estelar. Aunque no se conocen lasmasas individuales de sus estrellas, el hechode que tengan la misma edad introduce unconcepto teórico muy útil, el de la isocrona.Una isocrona es el lugar geométrico en el dia-grama HR [2] de los puntos con la mismaedad. Si recordamos que las estrellas evolu-cionan cada cual con su ritmo, que dependeprimordialmente de su masa y composiciónquímica, podremos construir una curva en taldiagrama a partir de una red de modelos teó-ricos de evolución estelar [3]. La figura infe-rior muestra un típico diagrama HR (lasmasas están dadas en unidades solares y enescala logarítmica). Si inspeccionamos numé-ricamente cada una de las trazas que compo-nen la red podremos inferir para cada una deellas la luminosidad y la temperatura efectivapara una determinada edad, digamos, diezmillones de años. Procediendo de maneraidéntica para otras edades, obtendremos unafamilia de curvas, cada una representativa de

una edad. Pero estas isocronas no son muyútiles para el análisis de las propiedades de loscúmulos porque no medimos directamente lasluminosidades y las temperaturas efectivas delas estrellas y sí sus magnitudes aparentes eíndices de color. Así que, antes de compararcon los datos observacionales hay que trans-formar los parámetros teóricos en magnitudese índices de color [4]. Esto se hace con laayuda de estrellas de calibración, de modelosde atmósfera estelares y de curvas de desen-rojecimiento [5].

El sistema fotométrico delta a y lasestrellas químicamente peculiaresLas estrellas pertenecientes a los cúmulospueden ser binarias o rotar muy rápido, loque cambia radicalmente sus propiedades. Esmuy difícil en muchos casos distinguir estasanomalías usando los sistemas fotométricostradicionales. Si dicha característica vienedada por una anomalía química y por la pre-sencia de campos magnéticos, el problema secomplica aún más ya que tal estrella no seaparta considerablemente de la franja de pun-

LA INCIDENCIA DE ESTRPECULIARES EN LAS NU

[1] Los cúmulos estelares son asociaciones deestrellas unidas mediante su atracción gravitatoriamutua. Se distinguen dos grupos principales: loscúmulos abiertos o galácticos y los cúmulos globu-lares.Los cúmulos globulares se caracterizan por suforma esférica y un núcleo muy denso producidopor la intensa fuerza gravitatoria. La mayoría se for-maron solo unos cientos de millones de años des-pués del inicio del Universo, así que están consti-tuidos por estrellas viejas y pobres en metales, yaque la nube molecular de la que se originaron con-tenía mayoritariamente hidrógeno y helio, que fue-ron los únicos elementos que por nucleosíntesis seprodujeron en el Big-Bang.Todas las estrellas del cúmulo tienen más o menosla misma edad y composición química, aunquedifieren en masa, tamaño, temperatura, color oluminosidad.

[3] Una red de modelos teóri-cos de evolución estelar descri-be de forma matemática unaestrella en un momento deter-minado de su vida. Para ellohay que desarrollar sofisticadosprogramas informáticos queresuelvan las ecuaciones fun-damentales de estructura este-lar y el transporte interno deenergía. Nos da informaciónsobre la distribución de pará-metros como temperatura, gra-vedad, luminosidad, masa, pre-sión, densidad y composiciónquímica en las diferentes capasque componen la estrella,desde el centro hasta su super-ficie. En el caso que nos ocupa, lared está constituida por mode-los de estrellas con diferentesmasas en la secuencia principal-la banda diagonal-, comopodemos ver en el diagrama dela izquierda.

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El sistema binario de cúmulos NGC2137 (izq.) y NGC2136, situa-do en la Gran Nube de Magallanes. Fuente: The NGC project.

A la izq. vemos un diagrama HR ilustrado, y a la drch. unoteórico: cada traza constituye la evolución de una estrellacon una determinada masa.

[2] Un gráfico muy útil para representar la evolución de las estrellas es el diagrama de Hertzsprung-Russell o diagrama HR. Enel eje vertical se sitúa la luminosidad de la estrella y en el horizontal su temperatura efectiva o superficial (de menor a mayorluminosidad y de mas caliente a más fría). Cuando situamos en el diagrama las estrellas, vemos que es recorrido por una bandadiagonal donde se hallan la mayoría de ellas. Las estrellas en la parte superior izquierda de la banda son muy luminosas ycalientes, mientras que las de la parte inferior derecha son más frías y menos brillantes. Las estrellas situadas en esta banda,conocida como Secuencia Principal, acaban de comenzar su vida como estrellas con el inicio de reacciones termonucleares ensu interior. Pero además esta banda representa una secuencia de masas ya que la luminosidad está relacionada con la masa,siendo las estrellas más luminosas también las más masivas. No conocemos las masas de las estrellas en cúmulos, aunquesí sabemos que tienen más o menos la misma edad. Usando modelos teóricos se puede calcular cómo envejecen estrellas dedistintas masas que tengan la misma composición química del cúmulo. Cada estrella evolucionará a su ritmo (cuanto más masi-va más rápido) y así podemos situar en el diagrama HR el modelo según va evolu-cionando hasta que alcanza la edad del cúmulo.

oottrrooss ytos que caracteriza el cúmulo. Las principalescaracterísticas de las estrellas químicamentepeculiares (CP) [6] son: las líneas de absor-ción son peculiares y variables, presentansobreabundancia de silicio, cromio, estroncioy europio, y variabilidad del campo magnéti-co. Por otra parte, desde el punto de vista ins-trumental, se ha diseñado en Austria un siste-ma fotométrico de tres filtros llamado delta a.Este sistema se ha mostrado muy útil para dis-criminar las estrellas CP. Por lo tanto, hemosadaptado nuestra red de modelos evolutivosteóricos a este sistema para calcular las dis-tancias y el enrojecimiento de los cúmulos,previa transformación de los parámetros,como antes hemos comentado. El resultadopara el cúmulo NGC 6405 puede ser visto enla figura inferior. Hemos aplicado tales iso-cronas a docenas de cúmulos localizados ennuestra galaxia con resultados idénticos en loque al comportamiento de la línea de norma-lidad de cada uno se refiere. El siguiente pasológico ha sido estudiar la incidencia de las CPen otros entornos, como las Nubes deMagallanes. Se están llevando a cabo inten-

sas campañas observacionales con telescopiossituados en el hemisferio sur con el fin deobtener datos para estas dos galaxias. Se hanestudiado dos campos de estrellas, uno de losque contiene un cúmulo joven (NGC 1711),en la Gran Nube de Magallanes. Más recien-temente, también en la Gran Nube deMagallanes, se ha investigado el cúmulo bina-rio (posiblemente triple) NGC 2136 y NGC2137. Además de la discriminación de lasCP, también se han descubierto estrellas deltipo Ae/Be. Cabe también destacar que se haobservado que solo un 2% del total de lascomponentes son químicamente peculiares,aproximadamente la mitad de la incidencia delas CP en nuestra galaxia. Tal dato imponerestricciones muy severas a los modelos deevolución [7]. Como próximo paso, se inten-tará establecer la incidencia de estrellas quí-micamente peculiares en la Pequeña Nube deMagallanes, una galaxia con menos contenidometálico todavía que la Gran Nube.

ensayosdeconstrucción

RELLAS QUÍMICAMENTEUBES DE MAGALLANES

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[5] Los modelos de atmósferas estelares son programas informáticos que describen el comportamiento de los foto-nes del núcleo estelar cuando interaccionan con los átomos e iones presentes en la atmósfera de la estrella, suzona más fría. Parte de los fotones serán absorbidos por las especies químicas de la atmósfera, dando lugar a líne-as de absorción características en el espectro. Por comparación de estos espectros creados sintéticamente y losobservados, podemos deducir qué elementos están presentes en la atmósfera de la estrella y en qué proporción.

Por otro lado, el enrojecimiento se produce cuando la luz procedente de las estrellas atraviesa el medio interestelar y sufrecierta absorción y dispersión por partículas de polvo. Esta extinción interestelar afecta más a los fotones de longitud deonda más corta, es decir, a la parte más azul del espectro, así que vemos la estrella más roja de lo que es en realidad.Se trata del mismo efecto que produce los atardeceres y amaneceres rojizos, aunque por efecto de la atmósfera terres-tre: en estos momentos, la luz solar atraviesa una capa de atmósfera mayor y la luz azul es absorbida y dispersada conmás eficiencia que la luz roja, que se ve prácticamente inalterada y genera los hermosos colores rojizos de las puestas ysalidas del Sol.

[4] La magnitud aparente es unaescala relativa que mide el brillo deuna estrella desde la Tierracomparándolo con otra, sin tener encuenta su distancia. Cuanto másbrillante sea la estrella menor será sumagnitud aparente. Sirio, por ejemplo,la estrella más brillante del cielo tieneuna magnitud aparente de -1,5. Laescala está definida de formalogarítmica, de manera que unadiferencia de un punto en la escalacorresponde a un cambio en brillo de2,512. Así, una estrella de magnitud 1será 100 veces más brillante que unade magnitud 6, que serían las másdébiles que podemos observar en uncielo oscuro sin ayuda de ningúninstrumento óptico. Además, la luz quenos llega de las estrellas no esmonocromática, sino que tienediferentes frecuencias o longitudes deonda, es decir, diferentes colores. A ladiferencia de brillo o magnitud medidacon ayuda de filtros en diferentesintervalos del espectro (o diferentescolores) se le llama índice de color.

[6] Las estrellas químicamente peculiares son exce-lentes para avanzar en nuestro conocimiento de pro-cesos astrofísicos como difusión, convección y estrati-ficación en atmósferas estelares en presencia deintensos campos magnéticos.

Gran Nube de Magallanes. Fuente: AURA/ NOAO/ NSF.

En el diagrama de la derecha (un diagrama tradicional) lasCP (en rojo) no son distinguibles mientras que el diagramade la izquierda las CP salen notoriamente de la línea de nor-malidad, lo que claramente revela las anomalías.

ANTONIO CLARET (IAA)deconstrucción: CRISTINA RODRÍGUEZ-LÓPEZ (IAA)

[7] Los modelos teóricos para desentrañar su origensolo han sido comparados con observaciones reali-zadas en la Vía Láctea. Ya que su origen pareceestar directamente relacionado con la metalicidad yel campo magnético global, estudiando la abundan-cia de estas estrellas en otros entornos diferentes -como las Nubes de Magallanes-, se pueden impo-ner restricciones a los modelos evolutivos. Así, sepodría dar respuesta a cuestiones tales como si elcampo magnético estelar es debido a la superviven-cia de campos magnéticos “fósiles” originados en elmedio en que la estrella se formó o a un mecanismode dinamo en el interior de la estrella.

Las nebulosas planetarias(NPs) son envolturas gaseosas bri-llantes alrededor de una estrella evo-lucionada y caliente. Representan el estado evolutivo porel que pasan las estrellas como elSol al final de su vida, justo despuésde la fase de supergigante roja. Losprocesos de eyección de masa en laetapa de gigante determinan lascomponentes nebulares observadasen la fase de planetaria (para másinformación sobre las NPs verRevista IAA, nº 3, Pág.3). Para infe-rir los procesos físicos que han inter-venido en la formación de una NP, elprimer paso crucial consiste enconocer con precisión las compo-nentes nebulares que están presen-tes en la misma. Durante los últimos años, un equipode astrónomos de España (L.F.Miranda; IAA-CSIC) y México (R.Vázquez, S. Ayala, P.F. Guillem; IA-UNAM) ha usado el telecopio de 1,5metros del Observatorio de SierraNevada (Granada) para detectarcomponentes nebulares en NPs quepudieran haber pasado desapercibi-das en imágenes previas. Un buenejemplo de los resultados obtenidos

es IC5217, considerada como unasimple NP bipolar con dos lóbulosseparados por un anillo central bri-llante. Estas componentes se reco-nocen en las imágenes del OSNque, además, muestran estructurasnebulares débiles muy alejadas delcentro no detectadas anteriormente.Las estructuras débiles parecen for-mar parte, junto con el anillo centralbrillante y los dos lóbulos, de unaúnica estructura bipolar tipo "reloj dearena" caracterizada por un cocienteenorme entre el tamaño de sus ejes(eje mayor/eje menor = 37). Losdatos cinemáticos de IC5217, obte-nidos con el telescopio de 2,2metros del Observatorio de SanPedro Mártir (Baja California,México), indican que esas compo-nentes débiles se mueven a unos500 km/s, mientras que las velocida-des en el anillo brillante son de 10-30km/s. Además, en el centro de loslóbulos se puede distinguir unaestructura alargada, tampoco detec-tada previamente, que podría estarrelacionada con una envoltura cilín-drica muy colimada. Para comple-mentar estas observaciones, se hanutilizado datos de IC5217 con alta

resolución a longitudes de onda cen-timétricas disponibles en el archivodel Very Large Array (Nuevo México,USA). Estos datos muestran, por pri-mera vez, la estructura del anillocentral que resulta ser un discoextremadamente delgado (o plano)visto de canto. La geometría del disco central difícil-mente puede explicar la formación

de IC5217 por medio de una simplecolimación hidrodinámica. Lasobservaciones apuntan más bien auna colimación magnética o a un flu-jo o viento estelar colimado y varia-ble como posibles agentes involu-crados en la formación de IC5217, loque ha resultado ser menos simplede lo que se pensaba.Luis F. Miranda (IAA).

(Arriba) Imagen en falso color de IC5217 combinando la emisión del hidrogeno (verde)y del nitrógeno una vez ionizado (rojo). Las componentes débiles se indican con fle-chas. El recuadro muestra la emisión en ondas centimétricas (6 cm) correspondienteal disco central. (Abajo) Contornos de la emisión del hidrógeno (negro) y modelo "relojde arena" (rojo). Las flechas (azul) indican la estructura alargada.

Un grupo internacional de astrónomos hautilizado el telescopio de 1,5 metros delObservatorio de Sierra Nevada para investigarnebulosas planetarias

IC5217: detección de nuevas componentesnebulares

En junio de este año las agen-cias de noticias anunciaban: "Dosmatemáticos chinos han demostra-do la Conjetura de Poincaré, uno delos problemas sin resolver másfamosos de las matemáticas". Ymuchos de nosotros, profanos delas matemáticas, simplemente nosquedamos con la sensaciónanecdótica de que alguien habíasido capaz de terminar un súperSudoku infernal publicado hace másde cien de años. Sin embargo,detrás de la conjetura de Poincaré

se esconde mucho más que unaanécdota. Vivimos en un mundo tri-dimensional. Sabemos que pode-mos ir hacia delante o hacia atrás,hacia arriba o hacia abajo y haciaderecha o izquierda. Lo que no

conocemos es la forma del Universoconsiderado como un todo.Imaginemos que pudiéramos darlargos paseos por el Cosmos embu-tidos en uno de esos trajes espacia-les con los que los astronautas

reparan el transbordador espacial.Podría suceder que, tomando unadirección cualquiera y yendo obsti-nadamente hacia delante, volviéra-mos siempre al lugar de partida.También podría ser que esto sola-

Esta afirmación formulada hace más de un siglo constituía uno delos problemas sin resolver más famosos de las matemáticas

La conjetura de Poincaré

Actualidad

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mente sucediera para algunasdirecciones particulares, pero nopara todas. Imaginemos ahora quetuviéramos un dispositivo quepudiera materializar de la nada, sinmás que apretar un botón, una sogagigantesca de longitud astronómicaen forma de lazo con nudo corredi-zo, como las que usan los vaquerosamericanos. Al tirar del nudo podríaser que pudiera recoger toda lacuerda sin problemas; sin embargo,también podría ser que hubieraalguna obstrucción en el espaciomismo (estas son las llamadas obs-trucciones topológicas) que hicieraesta operación imposible. Cuandose piensa en estos problemas endetalle se aprecia que las posiblesformas y obstrucciones que podríatener el Universo son muchas yalgunas difícilmente imaginables.La Conjetura de Poincaré no esmás que la afirmación de que "si elUniverso fuera cerrado (finito perosin bordes) y no tuviera ningunaobstrucción topológica de la clasedescrita previamente, este tendríala forma de la generalización a tresdimensiones de la esfera" (1). Estaafirmación, planteada en 1904 porel gran matemático francés HenriPoincaré, pero no completamentedemostrada hasta la actualidad, lapodemos enmarcar en el problemamás ambicioso de clasificar todaslas posibles formas que elUniverso, al menos en principio,podría tener. La lucha de muchosmatemáticos durante estos 100años por demostrar esta conjeturaha resultado en tremendos avancesen nuestra comprensión del proble-ma más general de clasificación de

las posibles formas del Universo.Recíprocamente, ha sido esteentendimiento mucho más global elque ha permitido encontrar unademostración de la conjetura.Ahora, un poco sobre las personasinvolucradas en este tramo final dela historia de la conjetura. Elmatemático ruso Grigori Perelman,del Instituto Steklov deMatemáticas (San Petersburgo),envió en 2002-03 a la red una seriede artículos de los que se derivabauna demostración de la conjetura.Estos trabajos extendían los análi-sis llevados a cabo por RichardHamilton de la Universidad deColumbia (Estados Unidos) sobreuna importante conjetura (La conje-tura de geometrización) debida aWilliam Thurston (actualmente en laUniversidad de Cornell, EstadosUnidos) que contiene a la de

Poincaré. Sin embargo, unademostración claramente desarro-llada no ha aparecido hasta estejunio con el artículo de dosmatemáticos chinos, Zhu Xiping dela Universidad en Zhongshan (surde China) y Cao Huaidong de laUniversidad de Lehigh (EstadosUnidos), en la revista Asian Journalof Mathematics. El tiempo dirá quénombre o nombres quedarán liga-dos con la famosa demostración.De momento, la comunidadmatemática internacional, en sureciente reunión en Madrid ha con-cedido la medalla Fields (el Nobelde las matemáticas) a GrigoriPerelman. Sin embargo, este harechazado el premio argumentadoal parecer que "no quiere ser ningu-na cabeza visible de las matemáti-cas".Carlos Barceló (IAA).

El telescopio espacial Hubble(HST) constituye una de las herra-mientas más útiles y, por lo tanto,más requeridas por los astrofísicoshoy día. Actualmente el HST estádotado del instrumento infrarrojoNICMOS y de los denominadosWFPC2, STIS y ACS, sensibles

desde el ultravioleta hasta el óptico.Este último ofrece unas característi-cas de sensibilidad, rango espectraly campo inmejorables hasta elmomento. De hecho, la imagen óptica másprofunda del Universo tomadahasta la fecha, conocida como

"Campo Ultra Profundo del Hubble",se debe a la ACS (Advance Camarafor Surveys). De hecho, actualmenteel 70% de las observaciones realiza-das con el HST se llevan a cabo conla ACS, lo que demuestra la impor-tancia de este instrumento para lacomunidad astrofísica internacional.La ACS ha venido observando regu-larmente desde su instalación en elHST en marzo de 2002. Sin embar-go, el pasado día 19 de junio la ACS

(1)Para aquellos interesadosen el enunciado literal del pro-blema por Poincaré, es este:"Considérons maintenant unevariété [fermée] V à troisdimensions ... Est-il possibleque le groupe fondamental deV se réduise à la substitutionidentique, et que pourtant V nesoit simplement connexe?”

O, traducido al español conterminología moderna:“Consideremos una variedadtridimensional V compacta ysin borde. ¿Es posible que elgrupo fundamental de V seatrivial sin que la variedad V seahomeomorfa a la esfera tridi-mensional?”

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EN BREVE

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Un fallo en una de las cámaras interrumpió lasobservaciones durante casi dos semanas

Reparaciones en el Hubble

Un nuevo ciclo solar

El pasado 31 de julio, unadiminuta mancha solar que ape-nas duró tres horas despertó lacuriosidad de los astrónomos: sehallaba en una región en la quelas manchas se orientan de Nortea Sur, pero su polaridad estabainvertida, como muestra estemagnetograma obtenido por elsatélite SOHO.

Las manchas solares se producenporque el campo magnético delSol bloquea el transporte deenergía hacia la superficie y oca-siona un descenso de temperatu-ra. Se trata, sencillamente, deregiones algo más frías que reve-lan la intensidad de la actividadsolar. Esta crece y decrece enciclos de once años, y los camposmagnéticos del Sol se invierten alcambiar de uno a otro. La manchasolar invertida podría ser la prime-ra del ciclo número 24, que seaugura especialmente intenso.

Los agujeros negrossupermasivos inhiben laformación de estrellas

El telescopio espacialGALEX (Galaxy EvolutionExplorer, NASA) ha observadomás de 800 galaxias elípticas dediversos tamaños y ha reveladoque, cuanto más masiva es lagalaxia, menos estrellas jóvenesalberga. Los investigadores atribu-yen esta circunstacia a los aguje-ros negros supermasivos situadosen los núcleos galácticos, cuyotamaño es proporcional al de lagalaxia donde se hallan. Así, enlas galaxias mayores los agujerosnegros crean un ambiente hostilpara la formación de estrellas,bien porque su violenta expulsiónde materia en forma de chorrosdispersa el gas necesario paraque nazcan o porque su atraccióngravitatoria lo calienta e impideque se aglutine.

Henry Poincaré.

El descubrimiento, el pasadoaño, del objeto 2003UB313 más alláde la órbita de Neptuno sembró las

dudas en lacomu-

nidad internacional: su tamañosuperaba al de Plutón y enseguidacomenzó a hablarse de “décimo pla-neta”. Pero 2003 UB313 se halla enuna región donde ya se han detecta-do más de 1000 objetos -conocidoscomo “transneptunianos” (TNOs)- y

muchos científicos creen queesconde otros de tamaño

comparable al de Marte.Había que elegir: o

2 0 0 3 U B 3 1 3ascendía a la

categoría de pla-neta o Plutónrenunciaba aella.Tras variasvotaciones,

los astrónomos reunidos en Pragaen la Asamblea General de la UniónAstronómica Internacional (IAU)aceptaron una definición de planetaque exige, por un lado, que el cuer-po que gira alrededor del Sol sehalle en equilibrio hidrostático, lo quese traduce en una forma esférica, yque haya limpiado el vecindario alre-dedor de su órbita. Este segundorequisito fue el que expulsó a Plutón,2003UB313 y Ceres (ambos nuevoscandidatos a planeta) de la lista deelegidos, y se deriva del modo enque se forman los planetas: nacende un disco de gas y polvo median-te acumulación de planetesimales, opequeños cuerpos que van engor-dando el embrión de planeta. Así, al

final no queda casi nada a su alre-dedor, ya que sería atraído o expul-sado por mecanismos gravitatorios.Esto ocurre en el caso de Mercurio,Venus, la Tierra, Marte, Júpiter,Saturno, Urano y Neptuno, todosellos objetos dominantes en suzona, pero no en el de Plutón y2003UB313, integrantes de unmismo grupo de cuerpos conocidocomo Cinturón de ObjetosTransneptunianos, ni en el de Ceres,miembro de mayor tamaño delCinturón Principal de asteroides,situado entre Marte y Júpiter. Estostres objetos pasarían a engrosar elgrupo de los “planetas enanos”, quese definen como objetos que giranalrededor del Sol, tienen formaredondeada y no son satélites (porcurioso que parezca y, a pesar delnombre, estos objetos no son plane-tas). Quedaría un tercer grupo, el delos “cuerpos pequeños del SistemaSolar”, que abarcaría todos los otrosobjetos: la mayoría de los asteroidesy del los objetos transneptunianos,cometas y otros objetos pequeños. Por duro que parezca el declive de

Asufrió una inesperada interrupciónde sus operaciones. Este incidenteprovocó una rápida reacción porparte de NASA, que creo un comitétécnico con el fin de determinar lascausas de la anomalía, evaluar losposibles daños y encontrar solucio-nes que permitieran recuperar laACS. Tras varios días de investiga-ciones, el grupo de trabajo concluyóque el fallo provenía muy posible-mente de la fuente de alimentaciónque soporta la electrónica de lasCCDs de las cámaras. El comitéllego a la conclusión que la electróni-ca no era recuperable, pero quepodría suplirse con electrónicaredundante a bordo de la ACScapaz de controlar sus detectoresCCDs.La electrónica fue puesta en funcio-namiento por primera vez el pasadodía 30, después de un lapso de oncedías. Tras varios controles, el día 2de julio la ACS volvió a la vida.Durante dos días se realizaronseries de calibraciones y finalmenteel 4 de julio se retomaron las obser-vaciones de carácter científico.Cabe resaltar que, desde entonces,

la CCD de la cámara de gran campode la ACS opera a -81 grados enlugar de a -77 grados como trabaja-ba antes. Esta aparentementepequeña variación supone un enor-me esfuerzo en la recalibración delos datos de la ACS, que afectará alos productos a los que el usuariopueda acceder, como el archivo delHST. La nueva temperatura de tra-bajo provocará que la contaminaciónde píxeles calientes se reduzca enun 50% y que la sensibilidadaumente en 0.1 magnitudes aproxi-madamente.Para mostrar el perfecto estado desalud de la ACS (incluso mejorandolas prestaciones anteriores a lainterrupción), el día 12 de julioNASA hizo pública una nota deprensa en la que mostraba el des-cubrimiento por parte del equipoliderado por S. Perlmutter(Universidad de California, Berkeley)de una supernova distante tipo Ia. Lointeresante del asunto es que eldescubrimiento se llevó a cabo com-parando las imágenes del 12 de juliocon imágenes del mismo campotomadas en abril de 2006. El

hallazgo constituyó una pruebainmejorable de la calidad de las imá-genes tomadas antes y después delrestablecimiento de las operacionesde la ACS.

Esperemos que tras este sobresaltode casi dos semanas la ACS con-tinúe con el servicio que viene pres-tando desde 2002.Javier Gorosabel (IAA).

Plutón ya no es un planeta

La imagen de la izquierda muestra el campo de cúmulo de galaxias donde el pasadodía 5 de julio el HST descubrió una supernova Ia con un corrimiento al rojo de z=1,2.Las dos imágenes de la derecha representan una ampliacion del cuadrado inscrito enla imagen izquierda. La imagen superior fue tomada el 24 de abril, antes de la inter-rupción de las operaciones de la ACS. La inferior, tomada después de la reactivaciónde la ACS, reveló la presencia de una SN Ia (indicada con la flecha). Como se puedeapreciar, la calidad de las imagenes no se han visto en absoluto degradada tras elparéntesis de dos semanas que han sufrido las operaciones científicas de la ACS.Fuente: NASA/ESA/HST y H. Perlmutter.

Definir qué es un planeta ha resultado más difícil de lo esperado: unaño de deliberaciones y varias votaciones en la Asamblea General dela Unión Astronómica Internacional (IAU) han redibujado nuestroSistema Solar, que a partir de ahora cuenta con ocho planetas

En dos artículos de la revis-ta Science (23 junio 2006) lide-rados por J.B Pendry. y U.Leonhardt se describen las téc-nicas para conseguir objetosinvisibles, al menos en teoría.En ellos se detalla la forma deconstruir meta-materiales"transparentes" en una bandaestrecha del espectro electro-magnético. Estos meta-materia-les se construyen a partir demateriales comunes, creandocon ellos fábricas con estructu-ras periódicas a escalamicroscópica, y tienen la particu-laridad de poder guiar las ondaselectromagnéticas (radio, luzvisible, etc.) a través de su inte-rior. Las ondas fluyen en torno alos cuerpos volviendo a sus tra-yectorias originales como si loshubieran atravesado sin distor-

sión. Si, por ejemplo, construyé-ramos una bola hueca con estematerial, los rayos de luz seríanguiados por su superficie comosucede con una naranja en unacorriente de agua. Cualquierobjeto colocado en el interior dela bola sería invisible desde elexterior.

Pero existen problemas: losmeta-materiales solo serán"transparentes" a ciertas longitu-des de onda por lo que la sensa-ción de invisibilidad no será per-fecta. Además, la construcciónde meta-materiales es una tareaque se complica a medida quese reduce la longitud de onda ala que son eficaces. En los pró-ximos 18 meses se espera tenerya meta-materiales "transparen-tes" a las ondas de radio (conlongitudes de onda del orden de10-3 m). Sin embargo, la cons-trucción de aquellos adaptadosa la luz visible aún puede tardaraños. Para ello será necesariotrabajar con estructuras pordebajo de los 10-6 m adentrán-donos en los terrenos casi igno-tos de la nanotecnología. Unaúltima curiosidad es que desdela zona invisible será imposiblever el exterior. Así pues, tendre-mos que esperar todavía añospara poder ver la playa desdeese pisito tan mono oculto tras laurbanización.

Rafael Morales (IAA).

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Cómo crear objetosinvisibles

En nuestros días, cualquier investiga-ción en astronomía observacional comien-za con el diseño y envío de una "propues-ta de observación". Se trata de un docu-mento (con formato estandarizado porcada observatorio) en el que se solicita eluso de diferentes telescopios e instrumen-tos para obtener datos observacionalesadecuados para estudiar un tema concreto.

Un comité de expertos en diferentesáreas de la astrofísica estudia las propues-tas recibidas para un telescopio en particu-lar y sus diferentes instrumentos o, alterna-tivamente, para un observatorio determi-nado. El comité se reúne al cabo de apro-ximadamente un mes después de la fechalímite de envío de las propuestas y distri-buye las noches (o días) disponibles entrelos mejores proyectos.

Una propuesta debe explicar qué cues-tión quiere investigarse (e.g medir la masade agujeros negros supermasivos en gala-xias) y cómo se pretende responder dichacuestión (e.g. mediante el estudio de lacinemática de las estrellas en la zonanuclear). Debe describir el contexto

científico del proyecto y por qué es impor-tante llevarlo a cabo, así cómo justificarpor qué el telescopio y el instrumento soli-citados son los más adecuados.

Escribir una buena propuesta de obser-vación requiere un gran esfuerzo. La com-petición es tan dura (demasiado tiemposolicitado comparado con el disponible)que se rechazan proyectos de alta calidad.Los miembros del comité evaluador leendocenas de propuestas dedicadas a temasmuy diferentes, algunos de ellos muy leja-nos a su propia especialización. Es crítico,por tanto, que demostremos de forma con-cisa, clara y directa que la idea que propo-nemos está entre las mejores.

El exceso de propuestas hace difícildecidir cuáles merecen ser realizadas yobliga a rechazar algunas de alta calidad.En este caso es difícil entender las reglasdel juego. Puesto que hay que elegir entrepropuestas de similar nivel, son aspectossecundarios, como que el estudio propues-to esté de moda (es el caso de los estallidosde rayos gamma o los surveys -estudios degrandes áreas del cielo), los que inclinan la

balanza en favor de una u otra. El que losinvestigadores sean conocidos por miem-bros del comité puede influir de formapositiva cuando existe afinidad o, al con-trario, negativa si se trata de gruposenfrentados.

En estos niveles en los que las sutilezasmarcan la diferencia, el idioma (siempre elinglés) constituye una ventaja añadida paralos angloparlantes. Se trata de un procesoaltamente competitivo en el que hay queconvencer a un panel de expertos de que loque uno propone es lo mejor. Se necesitaun buen manejo del idioma para conse-guirlo.

Así, en ocasiones, factores no estricta-mente científicos convierten la decisión delos comités en algo aparentemente aleato-rio.

Al cabo de unos tres meses desde queenviamos nuestras propuestas recibimos ladecisión del comité. Si nuestro esfuerzo hatenido recompensa y hemos obtenido tiem-po de observación, ¡cruzaremos los dedospara que las nubes no nos jueguen unamala pasada!

ENTRE BASTIDORES POR MONTSERRAT VILLAR

CONCESIÓN DE TIEMPO EN LOS OBSERVATORIOS

Los metamateriales pueden guiar lasondas electromagnéticas en torno a ellos.

Plutón (un artículo periodístico al res-pecto titulaba “¡Queremos que vuelvaPlutón!”), resulta bastante lógico y nose trata del primer caso: poco despuésde ser descubierto en 1801, Ceresperdió su rango de planeta al irseencontrardo nuevos objetos en lamisma franja entre Marte y Júpiter.Todos ellos pasaron a denominarseasteroides. El caso de Plutón, descu-bierto en 1930, resulta similar; aunquese creía en la existencia de un cinturónde cuerpos parecidos a él, hasta 1992no se halló el primero que confirmaraesta hipótesis. En 1999, con un buennúmero de objetos transneptunianosdescubiertos, la IAU se negaba, enuna nota de prensa, a degradar aPlutón y asignarle un número de pla-neta menor. Plutón aún contaba con laventaja de ser, con sus 2.200 kilóme-tros de diámetro, el objeto de mayortamaño. Aunque los astrónomos no seponen de acuerdo sobre el tamaño de2003UB313, que oscila entre los 2.300y los 3.300, es definitivamente mayorque Plutón. Solo las “razones históri-cas” podían mantener a este últimoentre los planetas, pero por lo visto nohan sido suficientes.Silbia López de Lacalle (IAA).

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La función del telescopio consiste enfacilitar la observación de objetos leja-nos y por tanto empequeñecidos. Poreste motivo, su utilidad ha trascendi-do el campo astronómico. Una diver-sidad de inventos basados en el teles-copio astronómico nos rodean en lavida cotidiana: prismáticos, objetivosy zooms en cámaras fotográficas,telescopios de observación terrestre,miras de cacería, dispositivos devisión nocturna, etc.El fundamento de un telescopiorefractor para visión directa es elsiguiente. El diseño más sencilloconsta de dos lentes montadas en un

tubo: el objetivo (la más cercana alobjeto observado) y el ocular (la máscercana al ojo). El corazón del teles-copio es su objetivo, encargado deformar una imagen (invertida) delobjeto en una región llamada planofocal. Esta imagen es muy difícil deobservar directamente, pues espequeña y se encuentra cercana alojo. La lente ocular soluciona esteproblema, permitiendo una visiónrelajada del objeto. Los parámetrosfundamentales de un telescopio devisión directa son tres: el diámetro

del objetivo, que nos determina lacantidad de luz observada, losaumentos, que nos determinan lamagnificación del objeto, y el tamañodel campo de visión.La astromía moderna nace de la unióndel telescopio en sí con otro desarro-llo fundamental: la fotografía.Reemplazando el ocular de los teles-copios por placas fotográficas eraposible registrar una imagen de formapermanente y con mayor sensibilidadque la proporcionada por el ojo. En laactualidad esto mismo se realiza condispositivos electrónicos (las CCD,CMOS y IR-arrays de la fotografíadigital) situados en el plano focal delobjetivo. De esta manera, el funcio-namiento de un telescopio que obtie-ne imágenes CCD es idéntico al deuna cámara fotográfica. Utilizandoesta configuración se han obtenidoalgunas de las imágenes astronómi-cas más espectaculares.

Cuando dos ondas emitidas por unamisma fuente cumplen una condiciónllamada coherencia, y se encuentran enun mismo lugar tras recorrer caminosdiferentes, la intensidad de la ondaresultante no es la suma de las intensi-dades individuales. Si la diferencia entreel camino recorrido por cada onda es unmúltiplo de la longitud de onda, se obtie-ne un máximo de intensidad (interferen-cia constructiva). Si el desfase aumentaen media longitud de onda, la intensidaddisminuye hasta un mínimo (interferen-cia destructiva). Un interferómetroastronómico no es más que un conjuntode telescopios preparados para realizarinterferencia entre la luz captada porcada par de telescopios individuales. Lainterferometría es una técnica astrofísi-

ca madura en el rango de las ondas deradio, pero todavía en desarrollo para losdominios del visible e infrarrojo dada lasmayores precisiones requeridas (10.000veces mayores).Una de las aplicaciones más atractivasde la interferometría es la obtención deimágenes por síntesis de apertura. Si serealizan observaciones de un mismoobjeto con muchos pares de telescopios(la recta que une cada par de telesco-pios es llamada línea de base; así sehabla de observaciones con muchaslíneas de base), es posible reconstruiruna imagen del mismo, con una resolu-ción equivalente a la que proporcionaríaun telescopio con un diámetro igual a lamayor línea de base. La utilidad de latécnica se comprende al comparar lasdimensiones de los mayores telescopios(~10 metros) con las de los interferó-metros (~300 metros), es decir, lainterferometría permite aumentar laresolución de las observaciones en unfactor ~30. Lo que no aumenta, sinembargo, es la capacidad colectora de

luz, lo cual restringe su aplicación a obje-tos muy brillantes y compactos (estre-llas gigantes, estrellas con discos proto-planetarios, núcleos activos de galaxias,etc).Otra aplicación de la interferometría esel "nulling", que consiste en eliminar laluz procedente de un objeto brillantemediante un uso adecuado de la interfe-rencia destructiva. Esto permite obser-var los objetos débiles cercanos, quequedarían enmascarados de otra forma.El campo donde se espera una contribu-ción decisiva de las técnicas interfe-rométricas de síntesis de imagen combi-nadas con nulling es el de la búsquedade planetas extrasolares similares a laTierra.

E L T E L E S C O P I O R E F R A C T O R

I N T E R F E R O M E T R Í A Ó P T I C A

Pilares científicosCIENCIA: PILARES E

INCERTIDUMBRES

POR ALCIONE MORA (IAA-CSIC)

Incertidumbres

EL TELESCOPIO REFRACTOR, INVENTADO POR

HANS LIPPERSHEY Y POPULARIZADO POR

GALILEO GALILEI, SUPUSO UNA INNOVACIÓN

FUNDAMENTAL EN LA ASTRONOMÍA Y ES EL

INSTRUMENTO CON EL QUE SE ASOCIA

GENERALMENTE AL ASTRÓNOMO.

AUNQUE LA POSIBILIDAD TEÓRICA DE USAR LA

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA COMO HERRAMIENTA

ASTROFÍSICA ES CONOCIDA DESDE MEDIADOS

DEL SIGLO XIX, SOLO EN LA ACTUALIDAD

ESTÁ EMPEZANDO A SER POSIBLE SU

REALIZACIÓN PRÁCTICA.

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LUDOVICO: […] Ahí tiene, por ejemplo, eseextraño tubo que venden en Ámsterdam. […].Un estuche de cuero verde y dos lentes, unaasí - dibuja una lente cóncava - y otra así -dibuja una lente convexa - […] Con ese chis-me se ven las cosas cinco veces más grandes.Ésa es su ciencia.GALILEO: ¿Qué es lo que se ve cinco vecesmás grande?LUDOVICO: Las torres de las iglesias, laspalomas; todo lo que está lejos. […]GALILEO: ¿Y dice que el tubo tenía dos len-tes? Hace un dibujo en un trozo de papel.¿Tenía este aspecto? Ludovico asiente.¿Cuándo se inventó eso?LUDOVICO: Creo que sólo unos días antesde salir yo de Holanda, por lo menos no lle-vaba más tiempo en el mercado.Así recrea Bertolt Brech en su Vida de Galileola primera vez que el genio de Pisa conoce, deboca de su alumno Ludovico Marsili, la exis-tencia de un instrumento "con el que las cosasse ven cinco veces más grandes", es decir, untelescopio, una de las piezas clave en la revo-lución científica del siglo XVII que cambiaríapara siempre nuestra concepción delUniverso.En realidad, esta escena solo existió en lamente de Brech. El propio Galileo, en su"Mensajero de las estrellas" (SidereusNuncius, 1610) describe cómo escuchó hablarpor primera vez, en mayo de 1609, de una lla-mada lente espía (el nombre de telescopio, dellatín tele-scopio o "ver lejos", fue propuestopor el matemático Giovanni Demisiani en1611) que había sido construida en Holanda:"Hace unos diez meses llegó a mis oídos queun tal Fleming había construido una lenteespía capaz de que los objetos lejanos apare-cieran como cercanos. […]Unos pocos días después, el rumor me fueconfirmado, a través de una carta, por elnoble Parisino Jacques Badovere, lo cual meanimó a dedicarme en cuerpo y alma a res-ponder los interrogantes que me llevarán a lainvención de un instrumento similar"Y bien que lo logró (aunque no conocía losfundamentos ópticos). En el verano de 1609ya tenía un perspicillum - nombre con el quelo bautizó originalmente - de ocho o nueveaumentos que presentó ante el senadoVeneciano, muy interesado por sus aplicacio-

nes militares. La demostración tiene lugar enla cima del Campanile de la plaza de SanMarco y los presentes quedan fascinados: laisla de Murano parecía estar sólo a 300metros. Para octubre o noviembre ya teníauno de veinte aumentos.

¿Varios inventores?Pero Galileo no fue el único. Un astrónomo yóptico inglés llamado Thomas Harriot yahabía observado la Luna a través de un teles-copio de su propiedad en agosto de ese mismoaño; y Simón Marius ya en 1608 habíacomenzado a construir telescopios y "descu-brió" los satélites de Júpiter independiente-mente, y pocos días después de que lo hicieraGalileo. A estos nombres se suman los deFabricius, Cristoph Scheiner, etc., que abrie-ron un periodo de descubrimientos que aún noha terminado.Pero aún no hemos respondido a la preguntaque da título a este texto: ¿quién inventó eltelescopio? Pues difícil pregunta.Sabemos que ya en la antigüedad eran cono-cidas las propiedades aumentadoras de algu-nas piedras preciosas. Incluso una leyendatradicional japonesa describe cómo unosgigantes de pelo rojo y rubio saquean Japóncon la ayuda de un tubo "a través del cual sepuede ver a miles de kilómetros". Pero las lentes más o menos como las cono-cemos ahora aparecieron a finales del sigloXIII al norte de Italia. Los artesanos venecia-nos desarrollaron las técnicas de corte y puli-do adecuadas para la construcción de unosfinos discos de vidrio convexos por ambascaras y con aspecto de lenteja -lensis en latín,de ahí el nombre de lente - Estas lentes mon-tadas en un armazón de madera, cuero ometal, conformaron las primeras gafas.Cuando alguien tenía problemas de visión ibaa la tienda de uno de estos artesanos y porprueba y error adquiría el par de gafas quemejor le iban, es decir, poco más o menoscomo ahora.En la década de 1450 ya existían todos los ele-mentos para construir un telescopio, combi-nando lentes convexas y cóncavas, pero noparece existir ninguna referencia histórica res-pecto a algo parecido hasta 1570, cuando elmatemático y astrónomo inglés, ThomasDigges, escribió que "situando adecuadamen-te unos cristales proporcionales en ángulosconvenientes puedo descubrir cosas muy ale-jadas…" Ya en 1578 otro colega inglés,

W i l l i a mBourne, publicóInventos y apara-tos, donde asegurabaque "Para ver cual-quier objeto pequeño agran distancia se requiere laayuda de dos cristales…".Llegado este punto la cosa se dispersa aúnmas. En 1589, un italiano llamadoGianbattista della Porta, escribía en su libro"Magia Naturalis" una descripción de lo queparece ser un telescopio y del que no se tieneconstancia si alguna vez se construyó, y unaño después, un oscuro holandés, ZacaríasJansen, parece afirmar lo mismo.

La fecha definitivaPero a la hora de la verdad fueron dos artesa-nos ópticos holandeses, Hans Lippershey(probablemente el "tal Fleming" al queGalileo hace referencia) y Jacob Meltius, losque independientemente y con muy pocosmeses de diferencia presentaron en 1608 lasolicitud de patente al gobierno holandés deun instrumento "que ve las cosas lejanas comocercanas". Curiosamente la patente fue recha-zada porque su diseño era "demasiado fácil decopiar" como para ser considerado un instru-mento militar. En cualquier caso, Meltiusrecibió una compensación económica y aLippershey se le encargó la construcción devarios modelos.El invento se propagó por toda Europa. En elverano de 1609, al mismo tiempo que Galileopresentaba "su telescopio", ya se podíanadquirir aparatos similares en Paris, Milán,Padua y la propia Venecia, aunque probable-mente ninguno válido para la observaciónastronómica.En resumidas cuentas, no existe un único"inventor" del telescopio o al menos no seconoce, quizá porque no fue un invento cientí-fico, sino de artesanos, que siempre han per-manecido fuera de las páginas de la historia.Algo que sigue ocurriendo, ya que detrás deun descubrimiento asombroso de un nuevotelescopio o de un satélite se encuentra todauna corte de ingenieros, mecánicos, ópticos,etc., que lo han hecho posible y que nuncaaparecen en los medios de comunicación.

Pero, ¿quiéninventó el telescopio?POR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

HISTORIASDE ASTRONOMÍA

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IAAAAluminizado del telescopio de 1,5 m del OSN

Durante el pasado mes de julio, ochointegrantes de la Unidad deDesarrollo Instrumental y

Tecnológico y los cuatro supervisores delObservatorio de Sierra Nevada han alumi-

nizado los espejos del T150.Periódicamente los espejos de los telesco-pios del OSN son realuminizados paramantenerlos dentro de unas condicionesóptimas de alta reflectancia y baja luz dis-persada y así poder obtener imágenes ydatos astronómicos de buena calidad.Los espejos de los telescopios del OSNestán formados por un sustrato sobre elque se ha depositado una fina capa de alu-minio, de forma que la superficie espejadaes la primera con la que se encuentra laluz. Hay dos parámetros del recubrimientode aluminio que se utilizan para tomar ladecisión de realuminizar: reflectancia ycantidad de luz dispersada.La reflectancia nos informa de la cantidadde luz que llegará al detector, ya que porcada reflexión en un espejo se pierde unafracción de la luz incidente al telescopio y,por tanto, se buscan valores lo más altosposibles para este parámetro.La medida de la luz dispersada informa dela cantidad de polvo y degradación quepresenta el aluminio. Cuanta más luz difu-sa hay, menor es la eficiencia de la refle-xión de la luz en ese espejo y la imagenastronómica pierde contraste.Debido a que la estructura que sustenta losespejos es abierta, durante la observaciónastronómica están muy expuestos y con eltranscurso del tiempo, el polvo, la hume-dad, etc., hacen que disminuya su reflec-

tancia, aumente la cantidad de luz disper-sada y se vaya deteriorando el aluminio.Un aluminizado, que devuelve a los espe-jos a sus condiciones nominales, consisteen eliminar por procedimientos químicosla capa de aluminio que tiene el espejodepositado sobre su superficie y sustituirlapor una nueva depositada por evaporaciónde aluminio puro (al 99,99%) en condicio-nes de alto vacío. Este proceso se vienerealizando en las instalaciones del telesco-pio 3,5 m del Observatorio de Calar Alto(CAHA).Para minimizar el número de realuminiza-dos de los espejos se realizan limpiezas insitu para mantenerlos lo más cerca posiblede sus condiciones nominales. Como lafina capa de aluminio es muy delicada y seva dañando con cada limpieza, se ha derealuminizar cuando sea necesario.El proceso para aluminizar se inicia des-montando los espejos primario, terciario ysecundario del telescopio para ser embala-dos y transportados hasta el CAHA conseguridad. Una vez aluminizados y devuelta al OSN, los espejos son montadosen el telescopio y, por último, se realineanópticamente. Todo este procedimiento escomplejo, delicado y arriesgado, por loque se sigue un estricto protocolo.

Mª Concepción Cárdenas (IAA).

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CTIVIDADES

Tesis doctorales en el IAAObtención del ozono atmosféricode las medidas de MIPAS/ENVISAT. Realización: Sergio Gil López Dirección: Manuel López Puertas Fecha de lectura: 31 marzo 2006 Universidad de Granada

Espejos primario y secundario antes y después del aluminizado.

Variación de los observables noadiabáticos en el diagrama HR yestudio de la influencia de larotaciónRealización: Ricardo Casas del CastilloDirección: Rafael Garrido Haba, AndrésMoya Bedón, Juan Carlos Suárez Yanes Fecha de lectura: 28 abril 2006 Universidad de Granada

El Problema de la Energía Oscura enla Nueva Cosmología EstándarRealización: José Antonio Jiménez Madrid.Dirección: Pedro F. González-Díaz y VíctorAldaya Fecha de lectura: 26 mayo 2006 Universidad de Granada

Modelos energéticos, químicos ydinámicos de la alta atmósfera mar-ciana.Realización: Francisco González GalindoDirección: Miguel A. López Valverde Fecha de lectura: 2 junio 2006 Universidad de Granada

Aplicación de dispositivos FPGAa la instrumentación espacial:Los instrumentos GIADA y OSIRISde la misión RosettaRealización: Antonio López Jiménez Dirección: José Juan López Moreno yRafael Rodrigo Montero Fecha de lectura: 9 junio 2006 Universidad de Granada

Propiedades del gas neutro engalaxias aisladasRealización: Daniel Espada Fernández Dirección: Lourdes Verdes-Montenegro Fecha de lectura: 23 junio 2006 Universidad de Granada

Resumen en pdf:

Con motivo del 25aniversario delObservatorio deSierra Nevada, se hanorganizado varias actividades:arriba vemos el dibujo ganador delconcurso escolar de dibujo, realizado porBeatriz Zagaza Asensio, del CEIP García Lorca(Granada); a la izquierda la portada de la revistadedicada al OSN y a la derecha dos imágenes delas visitas guidas al observatorio, que contaron ungran éxito de asistencia.

Imágenes del 25 aniversario del Observatoriode Sierra Nevada

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Del Sol a los confines del Sistema Solar. Esperanza Carrasco y Alberto Carramiñana. Editorial: Fondo de CulturaEconómica, 2005. Colección: La Ciencia para todos, nº 208.

LIBROS DE DIVULGACIÓN

COMENTARIO DE EMILIO J. ALFARO (IAA-CSIC). Alguien dijo alguna vez que no hay nada más viejo que el periódico del día anterior.Existen, sin embargo, pequeñas islas con voluntad de permanencia que nos traen noticias previamente degustadas, como si le hubiéramos dado elperiódico a un buen amigo y le pidiéramos que nos lo contara. Esperanza y Alberto forman parte de esta estirpe de relatores a quienes muchos lectores habrán esperadocada semana en el periódico mexicano "Síntesis" para compartir su conocimiento y pasión por laAstronomía. Ahora, el "Fondo de Cultura Económica" ha recopilado sus columnas sobre el Sistema Solaren un mismo volumen de su colección "La Ciencia para todos".El libro contiene 29 capítulos y un epílogo donde se apunta la existencia de otros sistemas planetarios orbi-tando alrededor de otras estrellas. Desde el nacimiento de la era de los viajes espaciales, el estudio de nues-tro Sistema Solar ha sufrido continuas convulsiones en las que todavía estamos inmersos. No es lo mismoobservar Marte a través de un buen telescopio que mandar un robot a la superficie marciana para que rea-lice medidas "in situ". Otras misiones espaciales se han posado, orbitado o acercado a la mayoría de loscuerpos mayores del Sistema Solar y a un gran número de cuerpos pequeños. Esto ha cambiado comple-tamente nuestra visión del sistema planetario donde se encuentra la Tierra o, mejor dicho, no tenemos porahora una única visión del Sistema Solar, sino un conjunto de piezas cada vez más numerosas y detalladasde un rompecabezas, cuyo manual de uso tenemos que descubrir, y posteriormente armar. De todo estotrata este libro, pero con un tono singular. Este libro nos ofrece un punto de vista razonado y personal,perfilado por dos astrónomos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica de Puebla(México) que aúnan una importante labor investigadora y académica con la pasión por difundir laAstronomía y una clara habilidad para realizar esta tarea.

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 Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

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

FECHA

26 de octubre

30 de noviembre

21 de diciembre

CONFERENCIANTE

Antxon Alberdi (IAA-CSIC)

Joao Alves (CAHA)

Emilio J. Alfaro (IAA-CSIC)

TEMA O TÍTULO TENTATIVO

Viaje al centro de la Vía Láctea

El Observatorio de Calar Alto (CAHA)

Bailando con números

A G E N D A

ASTEROIDE 120141 LUCAS LARAEL OBSERVATORIO ASTRONÓMICODE MALLORCA (OAM) ASIGNÓ AUN ASTEROIDE DESCUBIERTO EN2003 EL NOMBRE “ASTEROIDE120141 LUCASLARA”, COMODISTINCIÓN A LA LABORPROFESIONAL Y HUMANA DENUESTRO COMPAÑERO.DESDE AQUÍ, NUESTROAGRADECIMIENTO AL OAM PORTAN EMOCIONANTE HOMENAJE.

Imagen: órbita del asteroide LucasLara. Fuente: Juan Rodríguez (OAM).Información sobre el asteroide en:http://www.mallorcaplanetarium.com/asteroides_120141.htm