La evolución química del universoSupervientos estelaresEl bosón de HiggsWilliamina Patton Fleming

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

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Fondo: Hubble Ultra Deep Field. Superpuesta, tabla periódicapublicada por la revista Time en 1949.

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FEBRERO DE 2013, NÚMERO 39

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

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

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

REPORTAJESLa evolución química del universo ...3Supervientos galácticos ...7CIENCIA EN HISTORIAS. Williamina Patton Fleming. De criada aastrónoma ...11DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. El bosón de Higgs ...12

EL “MOBY DICK” DE... Begoña Ascaso (IAA-CSIC)...14ACTUALIDAD ...15ENTRE BASTIDORES ...21SALA LIMPIA ...22 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Veinte años de cinturóntransneptuniano ...23

LA NOCIÓN DE UNIVERSO EN LASDISTINTAS RAMAS DE LA CIENCIAy en el lenguaje cotidiano abarca las másvariopintas concepciones. La definiciónmás completa puede tomarse prestada de lafilosofía, que afirma que universo es todo loque compone el mundo real. La físicapuede ser algo mas precisa en esta defini-ción, ya que cualquier tratado rigurosoespecificará que ese “todo” incluye el espa-cio, el tiempo, la energía y la materia entodas sus formas, conocidas y desconoci-das. Una cuestión que aún solo ha sidoplanteada desde un punto de vista teórico (yque es difícilmente comprobable experi-mentalmente) plantea más de un universo,ya sea citando realidades paralelas o univer-sos anteriores al Big Bang (o GranExplosión), o ulteriores si el proceso deexpansión y quizá recesión es cíclico. Laastrofísica, al ser una rama principalmenteobservacional de la ciencia, utiliza plantea-mientos algo más prácticos cuando se habladel universo y se constriñe en cierta mane-ra a todo aquello que puede ser observadoo deducido en la totalidad del espacio.Teniendo en cuenta las vastas distancias queseparan unos astros de otros, observar máslejos implica necesariamente observar másatrás en el tiempo, ya que la luz tiene una

velocidad finita y, por tanto, cuando nosllega nos da información acerca de cómoera el objeto cuando los fotones salieron deél. Estas escalas de tiempo varían desde losocho minutos que tarda la luz en llegar a laTierra desde el Sol, los cuatro años desde laestrella Próxima Centauri (la más cercanadespués de nuestra propia estrella), unosveinticinco mil años desde el centro denuestra Galaxia o dos millones y medio deaños desde Andrómeda, la galaxia de untamaño similar a la nuestra que se halla máscerca. Más allá de lo que se denomina elGrupo Local de galaxias, que son aquellasmás próximas a la nuestra, observar el uni-

verso es obtener una visión certera de cuálha sido su evolución en el tiempo. En reali-dad, hablar verazmente de estudiar la evo-lución del universo es algo que no ha podi-do hacerse hasta tiempos muy recientes,cuando la utilización de telescopios sufi-cientemente grandes, detectores lo bastantesensibles y ordenadores lo bastante potentespermitió observar galaxias a una edad deluniverso en la que este tuviera propiedadestotalmente diferentes a las que presenta hoyen día. Los primeros de estos objetos deluniverso “joven” en ser detectados fueron,en los años sesenta del siglo pasado, loscuásares (neologismo que procede de la

EPORTAJESEVOLUCIÓN QUÍMICA DEL UNIVERSO RLa evolución químicadel universo LAS GALAXIASDISTANTES TIENENMENOR PROPORCIÓN DEELEMENTOS PESADOSQUE LAS DEL UNIVERSOLOCAL, LO QUECONFIRMA EL MODELOJERÁRQUICO DEFORMACIÓN DEGALAXIASPor Enrique Pérez Montero(IAA-CSIC)

D E S D E H A C E D I E Z M I L M I L L O N E S D E A Ñ Os

Galaxia MSC0647, la más lejana conocida hasta la fecha (a una dis-tancia de 13.300 millones de años luz), vista por el telescopio espacialHubble usando la técnica de lentes gravitacionales.

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abreviación de “objeto casi estelar”), queemiten una enorme cantidad de radiación entodas las frecuencias durante la formaciónde un agujero negro supermasivo. Hoy endía, no obstante, se puede obtener una esta-dística fiable de una gran cantidad de gala-xias hasta edades más próximas a la GranExplosión que al momento actual. El récordactual, por ejemplo, lo ostenta la galaxiaMACS0647-JD, que se encuentra a 13.300millones de años luz. Teniendo en cuentaque la edad del universo se estima en13.700 millones de años luz, nos encontra-mos muy cerca del límite máximo observa-cional que se puede alcanzar.

Galaxias con formación estelar:trazadoras de la evolución del universoUna de las características más notables delas galaxias que podemos estudiar en el uni-verso más joven es que suelen ser muchomás brillantes que las demás. Este efecto deselección se conoce como “sesgo deMalmquist” según el que, a mayor distan-cia que miremos, menor será el número degalaxias menos brillantes que un muestreoes capaz de compilar. Entre las galaxias quees más fácil detectar y analizar se encuen-tran aquellas que están sometidas a diversos

procesos que intensifican la cantidad de luzemitida. Este es el caso de los ya menciona-dos cuásares y de otros tipos de galaxiasactivas, que son aquellas en las que su agu-jero negro central se encuentra en una fasede acrecimiento de materia. No obstante,los procesos físicos que se producen en losdiscos de acrecimiento aún no son lo bas-tante conocidos como para usar la distribu-ción espectral de energía de estos objetospara un análisis detallado de las propiedadesde las galaxias en que estos eventos se pro-ducen. Este no es el caso, no obstante, deaquellas galaxias cuya luz está dominadapor la emisión pura de las estrellas, cuyanaturaleza y propiedades son bien conoci-das ya que se dispone de muchos datos denuestra vecindad solar y de galaxias cerca-nas. En aquellas galaxias en que se está pro-duciendo un episodio masivo de formaciónestelar, las estrellas masivas emiten grancantidad de radiación ultravioleta que ioni-za y excita el remanente gaseoso que no hacolapsado para crear nuevas estrellas. Elespectro de emisión del gas ionizado porestrellas masivas es muy brillante en laparte visible del espectro y se caracterizapor la presencia de intensas líneas a longi-tudes de onda muy definidas que correspon-

den a las diferencias de energía entre losniveles de los iones del gas. Aunque lamayor parte del gas es hidrógeno, las líne-as de emisión provenientes de otras espe-cies más pesadas, como el oxígeno, el nitró-geno o el azufre son bien visibles. El estu-dio de las intensidades de estas líneas deemisión sirve para cuantificar la cantidadrelativa de estos iones en la fase gaseosamediante un parámetro que se denomina“metalicidad”. A diferencia de la química,en que se denomina metales a ciertos ele-mentos que tienen unas propiedades muydefinidas debido a la manera en que se com-binan unos con otros, en astrofísica llama-mos metales a todos los elementos químicoscon la excepción de los dos más ligeros: elhidrógeno y el helio. Esto se debe al dife-rente origen de estos elementos más ligeros,que fueron creados mayoritariamente en laGran Explosión. Por el contrario, los meta-les son creados por las propias estrellasdurante las reacciones de fusión nuclear quese producen en su interior. Posteriormente,una porción considerable de estos metaleses eyectada al medio interestelar durante lamuerte de las estrellas, ya sea como explo-sión de supernova si la estrella es muymasiva, o como restos en forma de nebulo-

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Imágenes del telescopio espacial Hubble y espectros en la zona visible e infrarroja del espectrógrafo VIMOS, enel VLT, de tres galaxias del catálogo zCOSMOS a distintos desplazamientos al rojo.

sa planetaria si la estrella tiene una masasimilar a la de nuestro Sol o menor. Asípues, poder medir la metalicidad de unagalaxia supone una importante pista parasaber cuántas generaciones de estrellas sehan creado y han muerto para enriquecer elmedio. Esos metales formarán parte de unanueva generación de estrellas que enrique-cerá a su vez el medio interestelar. Portanto, una galaxia de alta metalicidad equi-vale a una galaxia con historia de formaciónestelar muy intensa. Conocer la metalicidadde una región también es importante porquelos metales son los elementos con los que seconstruyen las moléculas que dan lugar a laformación de cuerpos rocosos, como losplanetas, y a los elementos primordialesque dan lugar a la vida.Otra de las ventajas que presenta el análisisde las líneas de emisión en el espectro deuna galaxia con formación estelar reside enque permiten medir la velocidad de esagalaxia. Como la longitud de onda en repo-so de estas líneas es conocida, medir una deestas líneas a una longitud de onda mayorequivale a poder medir a qué velocidad sealeja esta galaxia de nosotros. El principiofísico que rige este fenómeno es el efectoDoppler, por el que la frecuencia de lasondas luminosas disminuye cuando el cuer-po que las emite se aleja del observador.Aunque el efecto Doppler es fácilmentereconocible con las ondas sonoras, su efec-to sobre la luz es solo perceptible cuandolas velocidades involucradas son una frac-ción elevada de la de la velocidad de la luz,que es de 300.000 kilómetros por segundoy, por tanto, solo afecta a objetos en unámbito astronómico. En el caso de laexpansión del universo, además, conocer lavelocidad de alejamiento de un objeto equi-vale a conocer la distancia a la que seencuentra: hay medidas cada vez más pre-cisas del ritmo de expansión del universo,que produce que los objetos se alejen denosotros a mayor velocidad cuanto máslejos se encuentran. En la imagen de lapágina contigua vemos tres galaxias a dife-rentes distancias y cómo sus líneas de emi-sión se observan a longitudes de ondamayores cuanto más lejos se hallan (y, portanto, cuanto más tiempo pasó desde queemitieron su luz).

La relación masa-metalicidad La relación entre la masa y la metalicidadde una galaxia constituye una de las herra-mientas que usan los astrónomos para estu-diar la evolución del universo analizando elcontenido en metales de las galaxias. Lamasa de una galaxia puede definirse de muydiversos modos dependiendo de si se suman

solo las estrellas o si se tiene en cuenta todoaquello que no luce, como gas, polvo y,sobre todo, materia oscura, que representamás de un 90% del total. En objetos leja-nos, no obstante, y con los medios disponi-bles, solo es posible estimar la masa enestrellas de una galaxia a partir de su distri-bución espectral de energía. El método máseficaz consiste en calcular la luz que emiti-ría una población de estrellas dada y, cono-ciendo la distancia a la que se encuentradicha galaxia, suponer de cuántas estrellasdispone y, por tanto, cuál es su masa. Elestudio de la relación entre la masa de unagalaxia y su metalicidad en las galaxias deluniverso local es bien conocida. En la grá-fica superior se muestra dicha relación paraunas trescientas mil galaxias a distanciasentre 0,3 y 1,3 gigaaños luz del MuestreoDigital Sloan (SDSS, de sus siglas eninglés). Se trata del muestreo más comple-to del universo local realizado hasta la fechaque, mediante un telescopio robótico, hatomado imágenes y espectros de todas lasfuentes del cielo más brillantes (aunque nopermite estudiar el cielo profundo y, por

tanto, fuentes más lejanas). Como se apre-cia en la figura, hay una tendencia clara aque las galaxias que tienen más estrellastengan una proporción de metales más alta,aunque es cierto que esta relación tiene unagran dispersión. Las causas para explicar esta relación sonvariadas, pasando desde que las galaxiasenanas son menos eficientes a la hora deproducir metales a que, como presentanmenos masa, sus pozos de potencial gravi-tacional no son capaces de retener los ele-mentos que son eyectados por las superno-vas y se pierden en el medio intergaláctico.Una evidencia de esta explicación son lospotentes vientos galácticos que se observanen las galaxias con formación estelar y queson capaces de lanzar gas a velocidades devarios miles de kilómetros por segundo.También se han observado evidencias de uncierto enriquecimiento en metales en regio-nes del espacio aparentemente disociadas delas galaxias, por lo que se piensa que hanpodido llegado llegar hasta allí lanzados porlas estrellas. Surge entonces una preguntaclara, ¿ha sido esta relación igual en todaslas épocas o las galaxias se han enriquecidoy han creado estrellas a ritmos diferentes enfunción de la edad del universo?

Muestreos profundos del cielo paraestudiar la evoluciónUno de los muestreos más profundos y

EVOLUCIÓN QUÍMICA DEL UNIVERSO

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¿Ha sido esta relación siempreigual o las galaxias se hanenriquecido y han creado

estrellas a ritmos diferentes enfunción de la edad del universo?

Relación entre la metalicidad de una galaxia (proporción de átomos de oxígeno por cada millón de partículas) y lamasa en estrellas de una galaxia mostrada como masas solares para las galaxias con formación estelar del mues-treo SDSS. Se presenta como referencia la metalicidad del Sol y las masas de las galaxias de Andrómeda y la NubePequeña de Magallanes.

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completos de que se dispone actualmente esCOSMOS (Muestreo de evolución cosmo-lógica), en cuyo marco se han observadomás de un millón de fuentes en un campode unos dos grados cuadrados cercanos alecuador celeste, en una región del cielodonde el disco de nuestra galaxia no obsta-culiza la visión. Cada una de esas fuentesha sido observada en bandas fotométricasque cubren ondas de radio, infrarrojo,visible, ultravioleta y rayos X. La colabo-ración zCOSMOS ha ampliado la informa-ción de unos veinte mil de los objetos deCOSMOS realizando espectroscopía conel espectrógrafo multiobjeto VIMOS insta-lado en uno de los cuatro grandes telesco-pios VLT, en el observatorio de CerroParanal en Chile. La observación espec-troscópica de estas galaxias permite mues-trear la evolución de la relación entre lamasa estelar y la metalicidad hasta una dis-tancia de unos diez mil millones de añosluz. De ese análisis se desprende que larelación masa-metalicidad a esa edad essensiblemente más plana que la obtenidaen el universo local a partir del muestreoSDSS, lo que quiere decir que la metalici-dad de las galaxias más masivas es mássimilar a la de las galaxias enanas en esaépoca. Este resultado ya era conocido porla comunidad astronómica desde hacetiempo, a través de otros muestreos decielo profundo, aunque a partir de unnúmero de fuentes mucho menor. No obs-tante, la evolución real de la relaciónmasa-metalicidad había sido puesta enduda a partir de otros resultados que invo-

lucraban otro de los parámetros fundamen-tales en las galaxias de formación estelar.Este es la tasa de formación estelar, esdecir, el número de estrellas que son crea-das por unidad de tiempo. Esta tasa puedeser medida, por ejemplo, a partir de laintensidad de las líneas de emisión dehidrógeno (como Hα −hidrógeno alfa−),que no depende de la metalicidad o deotras características de la geometría delgas, sino del número de fotones ionizantesemitidos por un cúmulo recién formado.Se sabe que la metalicidad media de unagalaxia tiende a ser menor en objetos quepresentan una tasa de formación estelarmayor. Este hecho observacional podríadeberse a que, además de las galaxias, enel universo hay nubes de gas primordialque no ha colapsado para formar estrellas.Cuando estas nubes interaccionan con unagalaxia se producen dos efectos: por unlado la metalicidad media de la galaxia dis-minuye, ya que se mezclan el gas enrique-cido con el gas sin procesar de la nube.Por otro lado, el acopio de gas induce laformación de nuevas estrellas. Por ello,debido al sesgo de Malmquist citado másarriba, a mayor distancia, más brillantesson las galaxias que se observan y mayortasa de formación estelar presentan en pro-medio. Por ello, se creía que la observa-ción del aplanamiento de la relación masa-metalicidad podía ser debida a este efectode selección. Con el nuevo muestreozCOSMOS ha sido posible cuantificartambién la tasa de formación estelar en unnúmero de galaxias lo bastante numeroso

para minimizar el sesgo de Malmquist ycuantificar la evolución de esta relación.En la imagen contigua se observa esta rela-ción para distintos desplazamientos al rojoen comparación a la relación del universolocal y se confirma que el aplanamiento dela relación es real y que las galaxias deluniverso joven son, en promedio, menosmetálicas a pesar de tener un mismo núme-ro de estrellas.Otro de los parámetros que se ha usadopor vez primera para estudiar la evoluciónde esta relación es la cantidad relativa deátomos de nitrógeno y oxígeno. Estecociente también depende de la metalici-dad, ya que el nitrógeno es producido enlas estrellas de baja masa durante la fusiónde hidrógeno, proceso en que el oxígenose emplea como catalizador de dichasreacciones y produce nitrógeno como des-hecho. Eso implica que la producción denitrógeno aumente en estrellas más metáli-cas. Además, este cociente tiene la venta-ja de que no es sensible a la tasa de forma-ción estelar ya que la caída de gas pocoprocesado en una galaxia evolucionada noaltera la proporción entre estos dos ele-mentos. El estudio zCOSMOS ha permiti-do verificar que la relación entre el núme-ro de átomos de oxígeno y nitrógeno enrelación a la masa estelar también es másplana en el universo más joven, lo queconfirma la evolución de la relación masa-metalicidad.El aplanamiento de la relación masa-meta-licidad podría ser interpretado de maneraequivocada como que las galaxias eyecta-ban menos metales en el universo másjoven, a pesar de producir un mismo núme-ro de estrellas. En su lugar, este resultadoapoya el modelo jerárquico de formaciónde galaxias. En este escenario, se piensaque las galaxias más masivas se produjeronsobre todo como consecuencia de los pro-cesos de fusión e interacción entre galaxiasmás pequeñas. En un proceso de fusión dedos galaxias enanas la masa estelar seduplica, pero la metalicidad permanececonstante, que es justo lo que se percibe.Al evolucionar la galaxia masiva creandomás estrellas, también aumenta su metalici-dad de manera progresiva hasta alcanzar elnivel esperado para su número de estrellas.Así pues, el estudio de la metalicidad nospermite imaginar un universo con un volu-men menor y con un mayor número degalaxias en colisión, lo que provocaba unaalta tasa de formación estelar en contrastecon el universo actual, más vacío y con unmayor número de galaxias masivas, metá-licas y evolucionadas.

Evolución de la relación masa-metalicidad corregida del efecto de selección de la tasa de formación estelar. La línearoja muestra la relación en el universo local medida en SDSS. Los puntos corresponden a muestreos de distintasépocas hasta hace diez mil millones de años en galaxias con formación estelar del muestreo zCOSMOS.

AUNQUE LA PRIMERA IMAGENQUE NOS PUEDE SUGERIR LAPALABRA “SUPERVIENTO” SEALA DE UN HURACÁN DEVASTA-DOR, en astronomía no nos referimos aeso. Los supervientos galácticos puedengenerarse en una galaxia por multitud deestrellas y/o por el agujero negro queocupa su centro (el núcleo). Por otro lado,y de aquí viene el nombre de superviento,existen ciertas similitudes con los huraca-nes terrestres, como la capacidad de gene-rar enormes cantidades de energía y detransportar materia a grandes distancias.Ambos fenómenos producen estragos allípor donde pasan. Salvo esto, las escalas

de tiempo, espacio y potencia que caracte-rizan los huracanes más destructivos soncomparativamente minúsculos. Los super-vientos galácticos son procesos extraordi-narios cuyos efectos son imposibles deimaginar en la vida cotidiana. Para com-prender su magnitud y sus consecuenciases necesario situarlos en su verdaderoescenario: las galaxias.

Las causas: ¿cómo se produce unsuperviento galáctico?Los supervientos pueden ser generadospor estrellas y por agujeros negros super-masivos en los núcleos galácticos.Las estrellas no solo emiten radiación,

sino también partículas. La emisión departículas a alta velocidad es lo que llama-mos viento estelar. El propio Sol emite unviento que de vez en cuando oímos men-cionar en las noticias por las posiblescomplicaciones que puede producir en lossistemas de comunicación terrestres. Losvientos estelares más potentes son capacesde provocar que una estrella pierda masaa un ritmo hasta mil millones de vecesmayor que nuestro Sol. La intensidad de estos vientos estelares ylos mecanismos que los generan varíansegún la masa y la edad de la estrella. Así,las estrellas jóvenes de gran masa, queson muy calientes y luminosas, emitenuna radiación tan intensa que la propiapresión ejercida por esta sobre la materiaes capaz de empujar las partículas de suenvoltura, acelerarlas a velocidades decientos o miles de kilómetros por segundoy transportarlas muy lejos en el medio

EPORTAJESSUPERVIENTOS GALÁCTICOS RSupervientosgalácticos

LOS SUPERVIENTOSPUEDEN DARNOS LASCLAVES PARA RESOLVERALGUNAS DE LASINCERTIDUMBRES MÁSACUCIANTES RELATIVASA LA FORMACIÓN YEVOLUCIÓN DE LASGALAXIASPor Montserrat Villar(CAB, INTA-CSIC)

Superviento de la galaxia NGC 3079. Fuente: NASA/CXC /U. North Carolina/G. Cecil.

interestelar. Dichos vientos pueden llegara expulsar gran parte o incluso la totalidadde la envoltura estelar, como es el caso delas estrellas Wolf Rayet. Las explosionesde supernova generan también poderososvientos que inyectan asimismo grandescantidades de energía y partículas en elmedio interestelar. En la galaxias donde se forman muchasestrellas simultáneamente los efectos com-binados de los vientos individuales danlugar a un superviento. Es el caso de lasllamadas galaxias starburst, que se carac-terizan por una actividad frenética de for-mación de estrellas. Las interaccionesgravitatorias entre galaxias son un meca-nismo muy eficiente capaz de dispararbrotes de formación estelar de gran inten-sidad (imagen superior).El segundo mecanismo capaz de generarun superviento está asociado con la activi-dad de los agujeros negros galácticos.Sabemos hoy que todas las galaxias masi-vas contienen un agujero negro de masaenorme en su núcleo. En la mayoría,como es el caso de la Vía Láctea, se hallaen estado latente, pero en las galaxias“activas”, como los cuásares (imagenpág. contigua), presenta una actividadviolenta debido a que está siendo abun-dantemente alimentado con combustible(gas). Esto da lugar a fenómenos extrema-damente energéticos que hacen que laluminosidad de estas galaxias sea enorme,hasta cientos de veces mayor que la degalaxias no activas como la nuestra. Amedida que el agujero negro “engorda”

mediante el acrecimiento de materia, escapaz de liberar una cantidad de energíaequivalente a cien veces la energía gravi-tatoria de la galaxia que lo hospeda. Unade las consecuencias es la generación desupervientos debido a la aceleración delgas existente en la vecindad del agujeronegro y/o la expulsión de chorros deplasma que se desplazan a velocidades dedecenas de miles kilómetros por segundo,recorriendo distancias que a menudo supe-ran el tamaño de las galaxia.

La evidencia: ¿cómo los identificamos?En 1963 se anunciaba el descubrimientode “una explosión” en el centro de M82,la galaxia starburst más cercana, situada aunos doce millones de años luz en el uni-verso local. Los autores describían uncomplejo sistema de filamentos de gasionizado que parecían expandirse a más demil kilómetros por segundo desde el cen-tro galáctico hasta una distancia de unosdiez mil años luz por encima y debajo delplano de la galaxia. Era el primer paso enel estudio del que se ha convertido en pro-totipo de superviento galáctico, y que porello ha dado lugar a la publicación de másde mil artículos. Imágenes espectaculares,como la mostrada en la página 10, mues-tran el superviento bipolar generado en el

centro galáctico por un brote prodigiosode formación estelar.En su avance, los supervientos chocan conel medio interestelar por el que se propa-gan, transfiriéndole parte de su energía y,de este modo, barriéndolo, acelerándolo,calentándolo e ionizándolo. Es esta inter-acción con el gas circundante lo que lospone de manifiesto. Dadas las cantidadesenormes de energía producida, masatransportada y distancias recorridas porlos supervientos, tienen un impacto dra-mático y observable en las propiedadesfísicas, morfológicas y cinemáticas delmedio interestelar, en ocasiones aprecia-bles incluso más allá de las fronteras delas galaxias que los albergan, en el mediointergaláctico. El aspecto morfológico del gas puederevelar la presencia de supervientos en elcaso de galaxias cercanas como M82. Sinembargo, esta estrategia en general esdifícil de aplicar en galaxias lejanas,debido a que son objetos débiles para losque, además, la información espacial (ypor tanto morfológica) es mucho más

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Interacciones galácticas en el universo lejano. Lasinteracciones gravitatorias entre las galaxias amenudo disparan intensos brotes de formación este-lar. Las estrellas más masivas generarán vientosestelares que, combinados con explosiones desupernova, pueden dar lugar a supervientos. Dadoque las interacciones galácticas fueron muy frecuen-tes en el pasado, cuando el universo era más joven,los supervientos podrían haber jugado un papel fun-damental en las etapas iniciales de formación y evo-lución de muchas galaxias. Fuente: NASA/ESA

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Cabe esperar que todas lasgalaxias hayan albergado

supervientos en algún momentode su existencia

limitada. El estudio cinemático, quecaracteriza los movimientos del gasmediante la técnica de la espectroscopía,constituye un método mucho más efi-ciente. Es capaz de revelar desplazamien-tos a grandes velocidades incompatiblescon la acción de la gravedad y consisten-tes con lo esperado si el gas está siendoacelerado por un superviento. Gracias aesta técnica, en los cincuenta años trans-curridos desde el descubrimiento delsuperviento en M82 se ha hallado eviden-cia cinemática de este fenómeno en milesde galaxias, tanto activas como starburst;estos hallazgos abarcan desde las épocasmás remotas en que las galaxias se estabanensamblando hasta el presente.

¿Por qué son importantes?Decíamos más arriba que los mecanismosque generan supervientos tienen máximaeficiencia en las galaxias con una activi-dad de formación estelar frenética y aque-llas en las que el agujero negro superma-sivo está activo. Dado que todas las gala-xias han pasado por etapas en las que laformación de estrellas ha sido especial-mente intensa y que es probable que elagujero negro nuclear de las galaxiasmasivas haya atravesado períodos activos,cabe esperar que todas hayan alber-gado supervientos en algúnmomento de su existencia. Por todo ello se cree en la actuali-dad que los supervientos son unmecanismo común en la vida de lasgalaxias. No solo eso, sino que esposible que hayan tenido un impactodramático en la formación y evolu-ción de las mismas. Pueden, dehecho, darnos las claves para resol-ver los severos problemas con losque se enfrentan las teorías sobreevolución galáctica cuando son con-trastadas con las observaciones. Elestudio observacional de los super-vientos es hoy por hoy una carrerade fondo cuya meta es demostrar sirealmente son la solución. Veamosalgunos ejemplos.

Agujeros negros y galaxiasEl bulbo es uno de los componentesde la estructura de muchas galaxias,como las espirales. Ocupa el centrodel disco (este contiene los brazosespirales) y alberga la mayor densi-dad de estrellas. Tiene forma alar-gada y en su centro se halla el agu-jero negro nuclear supermasivo. Un descubrimiento reciente de granimportancia ha mostrado que las

masas del bulbo y el agujero negro sehallan relacionadas, siendo la de esteaproximadamente un 0,2% de la de aquel.Es decir, cuanto más masa tiene uno, másmasa tiene el otro. Esto nos dice queambos componentes galácticos no se for-maron de manera independiente, sino quehubo algún mecanismo de retroalimenta-ción que los conectaba. Una de las teoríasmás populares sugiere que el responsablefue el superviento generado por el agujeronegro en una fase de máxima actividad.Los modelos predicen que, con su enormepotencia, este mecanismo fue capaz deexpulsar gran parte del gas en las galaxiasen formación, frenando de esta manera elnacimiento de nuevas estrellas y la ali-

mentación del agujero negro. De estamanera el crecimiento de ambos, bulbo yagujero negro, se ralentizaría, llegandoincluso a detenerse.Según esto, los agujeros negros superma-sivos “conspiraron” en los inicios paramanipular la formación de las galaxias;algo comparativamente minúsculo consi-guió así moldear la evolución de algogigantesco. El éxito de la teoría es induda-ble y la búsqueda en el universo de estosvientos gigantescos, que ha dado ya lugara la identificación de varios candidatosprometedores, se ha convertido en uno delos objetivos más interesantes de la astro-nomía observacional actual.

La función de luminosiddad de lasgalaxiasLos modelos de formación y evolucióngalácticas predicen el número de galaxiascon una luminosidad dada en un determi-nado volumen (la densidad). Es la llamadafunción de luminosidad y tiene gran inte-rés astrofísico ya que nos informa sobrecómo las galaxias se formaron y evolucio-naron. Una teoría cosmológica válida debe sercapaz de reproducir la función de lumino-sidad de las galaxias. Sin embargo,

cuando comparamos las prediccio-nes teóricas con las observacionesencontramos discrepancias impor-tantes: el número de galaxias obser-vadas de baja y alta luminosidadestá muy por debajo del predicho.Dado que el proceso de formaciónde las galaxias está regulado por elritmo al que el gas es capaz deenfriarse en los halos de materiaoscura progenitores para luego for-mar estrellas, debe existir un meca-nismo que impida o frene dichoenfriamiento: de nuevo, los super-vientos podrían ser la clave.Esta explicación funciona bien en elcaso de las galaxias de baja lumino-sidad. Debido a su pequeña masa,tienen un potencial gravitatoriodébil que los vientos generados porla primera generación de estrellaslograron vencer con facilidad.Como consecuencia, gran parte delmedio interestelar pudo ser expul-sado, quedando así suprimida cual-quier formación estelar futura.La explicación de la escasez degalaxias de gran luminosidad no estan clara. Los modelos actuales deformación de galaxias predicen unfuerte enfriamiento del gas en laszonas centrales de los cúmulos y

SUPERVIENTOS GALÁCTICOS

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Esta imagen artística muestra un cuásar en el cen-tro de una galaxia elíptica. La activación del agujeronegro nuclear ha generado un superviento que hadado lugar a la eyección de material galáctico agran velocidad. La detección de gas muy calienteemisor de rayos X alrededor de algunos cuásares ya muchos miles de años luz de distancia del agujeronegro nuclear es evidencia observacional de laexistencia de supervientos. Este mecanismo se hapropuesto como solución a algunos de los misteriosmás acuciantes relativos a la formación y evoluciónde las galaxias. Fuente: NASA/CXC/M.Weiss.

grupos de galaxias que deberían habercreado galaxias enormes que no existen enel universo. Los supervientos podríansuprimir o ralentizar ese enfriamiento,pero la potencia requerida es excesiva encomparación con la observada en lossupervientos estelares. Como en el casoanterior, los cuásares podrían ser la solu-ción ya que son capaces generar vientosmucho más potentes que las estrellas.

¿Cómo llegan los metales al mediointergaláctico?Prácticamente todos los elementos quími-cos más pesados que el helio se formaronen el interior de las estrellas. Cabría espe-rar por tanto que no existieran fuera delas galaxias, en el medio intergalácticodonde apenas hay estrellas. Sin embargo,numerosos estudios han demostrado queel medio es rico en elementos como car-bono, silicio y oxígeno, incluso a distan-cias muy lejanas de las galaxias y cuandoel universo era muy joven. ¿Cómo llega-ron allí? Debe existir un mecanismo queles haya permitido escapar del potencialgravitatorio de las galaxias donde se ori-ginaron. Los supervientos galácticos pue-den ser los responsables, pues son capa-

ces de remover gas enriquecido con ele-mentos pesados y esparcirlo en grandesextensiones en el medio intergaláctico.

Presente y futuroAunque los supervientos galácticos fue-ron descubiertos hace cincuenta años, elinterés que despiertan ha cobrado especialauge en la última década debido a que,como hemos visto, pueden darnos las cla-ves para resolver algunos de las incerti-dumbres más acuciantes relativas a la for-mación y la evolución de las galaxias. Elavance debe producirse siguiendo doscaminos que se entrecruzan: la teoría ylas observaciones.Las observaciones abordan dos estrate-gias. Por un lado, el estudio detallado delos supervientos en galaxias individuales(como M82), nos permitirá una compren-sión más profunda de la física implicadatanto en la producción de los vientoscomo en su interacción con el medio inte-restelar. No es una tarea trivial. Lacaracterización global del fenómenorequiere investigar todas las fases gaseo-sas presentes en dicho medio: desde elgas molecular, denso y frío, a partir delcual se forman las estrellas y que emite

radiación en el rango de las ondas mili-métricas, hasta el gas coronal extremada-mente caliente, emisor de rayos X, queacumula la mayor parte de la energía ylos elementos pesados esparcidos por lossupervientos.Dado que cada una de las fases gaseosasemite radiación en rangos espectralesdiferentes, es necesario utilizar tecnolo-gía astronómica muy diversa, explotán-dola a menudo hasta el límite de sus posi-bilidades, tanto para la detección de lahuella de los supervientos como paracuantificar su energía, la masa que trans-portan y los cambios que inducen en laspropiedades globales del gas circundante.Es necesario además estudiar el impactoen escalas espaciales muy diferentes,desde las más pequeñas, en regiones cer-canas al agujero negro central, hasta eltamaño entero de las galaxias y más allá.Los estudios observacionales deben abor-dar una segunda estrategia que consisteen la búsqueda y caracterización de lossupervientos en un gran número de cuá-sares y galaxias de diferentes tipos y condiferentes estados evolutivos desde eluniverso local hasta las distancias máslejanas. Esto nos permitirá realizar esta-dísticas más fiables sobre la frecuenciareal del fenómeno y el impacto globaldependiendo del tipo de galaxia y delestado evolutivo a través de toda la histo-ria del universo. Si los supervientosgalácticos han modificado notablementela función de luminosidad de las gala-xias, han dado lugar a la correlaciónobservada entre las masas de los bulbosgalácticos y de los agujeros negros super-masivos y han contaminado el mediointergaláctico con elementos pesadosdesde la infancia del universo, todo elloimplica que debieron activarse en las eta-pas más tempranas de formación de lasgalaxias. De ahí el interés en buscar yestudiar los supervientos en el universomás lejano, que observamos en la épocaen que se ensamblaron las primeras gala-xias y se activaron los primeros cuásares. Toda esta información es clave paraimplementar el mecanismo de los super-vientos y la física que lo determina en losmodelos de formación y evolución degalaxias y así poder relacionar las teoríascosmológicas con las observaciones. Elestudio de los supervientos ilustra cómola ciencia es un diálogo entre la teoría yla observación. La teoría nos da pistassobre qué debemos buscar en la natura-leza, mientras que la observación nosindica si la teoría se está moviendo en ladirección adecuada.

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Superviento en la galaxia starburst M82 situada a unos doce millones de años luz. La banda de luz blanquecinaque atraviesa la imagen de izquierda a derecha es debida a las estrellas en la galaxia. El complejo sistema bipo-lar de filamentos gaseosos debe su color rojo a la emisión del hidrógeno ionizado. Como consecuencia del super-viento generado por un intenso brote de formación estelar, este gas se está expandiendo a más de mil kilómetrospor segundo desde el centro de la galaxia, perpendicularmente a esta y alcanzando una extensión de unos diezmil años luz a cada lado. Fuente: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team, (STScI / AURA).

En 1878, una joven embarazada de veintiúnaños a quien había abandonado su maridoentraba a trabajar como sirvienta en la casa delEdward Pickering, director del Observatoriode Harvard. En apenas un año, y sin estudiossuperiores, ya realizaba trabajos para elObservatorio, del que fue miembropermanente a los veintitrés años. A los treintay tres publicaba el análisis de más de diez milestrellas con un sistema de clasificación estelardesarrollado por ella, y a los cuarenta y unodirigía el trabajo de todas las mujerescalculadoras del Observatorio (HenriettaLeavitt o Annie Jump Cannon entre ellas).Descubrió novas, nebulosas, centenares deestrellas variables y hasta un nuevo tipo deestrellas: las enanas blancas. Y lo hizo ademásasumiendo un doble papel: “Mi vida en elhogar es necesariamente distinta de la del restode funcionarios de la universidad ya que todaslas tareas del hogar recaen sobre mí, ademásde la de proporcionar los medios para cubrirlos gastos”.*¿Verdad que parece el guión de una película?Pues no, se trata de un resumen de la biogra-fía de Williamina Fleming, uno de esos perso-najes históricos que produce amor a primeravista y que, afortunadamente, obtuvo recono-cimiento en vida: fue nombrada Comisaria deFotografía Astronómica del Observatorio deHarvard, miembro honorario de la RoyalAstronomical Society y del Wellesley College,y obtuvo la medalla Guadalupe Almendaro dela Sociedad Astronómica de México. Y no loolvidemos: todo ello en una época en la que laciencia era solo cosa de hombres. Pero repasemos: ¿cómo logra esa joven ydesamparada inmigrante escocesa granjearse,décadas después, comentarios como “muchosastrónomos están merecidamente orgullososde haber hallado una estrella variable... elhallazgo de 222 [de Williamina Fleming] es unlogro que roza la maravilla”?Empezó, como decíamos, como sirvienta deEdward Pickering, que en aquella época sehallaba inmerso en un novedoso proyecto: esta-blecer una clasificación estelar basada en pla-cas fotográficas de los espectros estelares (unespectro se obtiene haciendo pasar la luz por unprisma, de modo que la luz se descompone encolores y se observa entrelazada con numero-sas líneas negras correspondientes a los ele-mentos químicos que forman la estrella). Por lovisto, los ayudantes varones de Pickering no

avanzaban con suficiente rapidez, y un día esteexclamó enfadado que su sirvienta escocesatrabajaría mejor que ellos. Y la contrató. No obstante, y según el libro Women inscience, no queda claro que esta anécdota fuerareal, ya que lo único que anotó Pickering alrespecto fue: “La señora Fleming comenzó atrabajar en el Observatorio de Harvard en1881. Sus labores al principio eran de lo mássencillo, copia y computación ordinaria”.Puede que el trabajo de Williamina se redujera

sobre todo a esas simples tareas hasta 1886(aunque en 1995 publicó sendos artículos enThe Astrophysical Journal sobre nuevasestrellas variables), cuando Nettie A. Farrar, laasistente de Pickering en el recién iniciadoCatálogo de Draper, renunció a su puesto paracasarse y fue sustituida por Fleming (existecorrespondencia al respecto entre Pickering yla señora Draper).

En el ObservatorioWilliamina, “dotada de una gran agudezavisual y de una mente clara y lógica”, mostróuna eficacia y un talento extraordinarios en elanálisis espectral y la clasificación estelar, yaque cuatro años después se publicaba elCatálogo Draper de Espectros Estelares,basado en el análisis de más de diez mil estre-llas realizado, sobre todo, por ella (con el

apoyo de algunas de las mujeres calculadoras)y la clasificación de las estrellas en diecisietetipos (clasificación que sería revisada y mejo-rada después por una de sus discípulas, AnnieJump Cannon). En 1890, con treinta y tres años, Williaminaya estaba al cargo de la contratación y direc-ción de las mujeres del “harén”, e inclusohabía obtenido un puesto oficial en el observa-torio al ser nombrada Comisaria de FotografíaAstronómica de Harvard (1899).Sin embargo, la carrera de Williamina no fueun camino de rosas. Hubo de acostumbrarse,al igual que Henrietta y las demás mujeres, aque su jefe firmara sus trabajos. También viocómo se le negaba el descubrimiento de la hoymundialmente famosa Nebulosa de la Cabezade Caballo, que halló en la placa B2312tomada por William Henry Pickering, her-mano de Edward. Aunque en el artículo dondeEdward Pickering anunció los resultados apartir de esa y otras placas se señalaba explíci-tamente que el trabajo había sido realizado porWilliamina, el responsable de compilar elNuevo Catálogo General de Nebulosas yCúmulos Estelares obvió su nombre y atribuyólos hallazgos a Pickering. Pero, sobre todo, Fleming siempre tuvo cla-vada la espina de la desigualdad: “12 de marzode 1900. He tenido una conversación con eldirector en referencia a los salarios de lasmujeres. Él parece pensar que ningún trabajoes demasiado o excesivamente duro para mí,independientemente de la responsabilidad o dela cantidad de horas. Pero si saco a relucir lacuestión del sueldo me dice inmediatamenteque recibo un salario excelente con respecto alos estándares femeninos. [...] A veces mesiento tentada de abandonar y dejar que con-trate a un hombre para hacer mi trabajo, demodo que se dé cuenta de lo que obtiene pormil quinientos dólares al año conmigo compa-rado con los dos mil quinientos de otros asis-tentes. ¿Piensa él alguna vez que tengo unacasa y una familia a la que atender igual quelos hombres? Pero supongo que una mujer notiene derecho a semejantes comodidades. ¡Yesta se considera una época ilustrada! ... Eldirector espera que trabaje de 9 a 6 aunque mihorario es de siete horas al día y me siento casial borde del colapso. Ciertamente hay unagran presión en el trabajo pero ¿por qué dejarcaer tanta sobre mí y pagarme tan poco conrespecto a otros, que vienen y van y se tomanlas cosas con tranquilidad?”.*No fue, en absoluto, una vida fácil la deWilliamina.

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POR SILBIA LÓPEZ DE LACALLE (IAA)

De criada a astrónomaWilliamina Patton Fleming HHISTORIASCIENCIA EN

*Fragmentos del diario de Williamina Fleming (Harvard University Library)

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Presentamos resultados de la búsqueda del bosón

de Higgs del Modelo Estándar [1] en colisiones

protón-protón con una energía de entre 7 y 8 TeV

[2] en el experimento Compact Muon Solenoid en

el LHC [3], usando datos obtenidos con una lumi-

nosidad integrada de 5,1 fb-1 a 7 TeV y 5,3 fb-

1 a 8 TeV [4]. Se ha realizado la búsqueda en

cinco modos de desintegración: γγ, ZZ, W+W-, τ+

τ- y bb [5]. Se observa un exceso de sucesos por

encima del fondo esperado con una significancia

local de 5,0 desviaciones estándar en una masa

EL BOSÓN[1] El Modelo Estándar es la teoría que describe los componentes máspequeños e indivisibles de la materia y sus interacciones. En total haydoce partículas con sus correspondientes antipartículas (ver tabla inferior).La materia ordinaria, la que nos compone y nos rodea, está formada úni-camente por quarks de tipo u y d y por electrones. Un protón está formadopor dos quarks u y un quark d y un neutrón está compuesto por dos quarksd y uno u. Los protones y neutrones se combinan para formar los núcleosatómicos y estos se combinan con los electrones para formar los átomos.Los demás quarks (s, c, b y t) así como los leptones μ y τ son inestablesy tienen unas vidas medias muy cortas. Se formaron copiosamente pocodespués de la Gran Explosión (Big Bang) pero con el transcurso deltiempo se han desintegrado. Actualmente solo se forman (y se desinte-gran rápidamente) en algunos procesos naturales de muy alta energía oen el laboratorio. Hay cuatro tipos de interacción diferentes que actúan entre estas partícu-las: gravitatoria, débil, electromagnética y fuerte (listadas en orden cre-ciente de intensidad). La interacción gravitatoria es extremadamente débily no es relevante en la física de partículas elementales por lo que, a par-tir de ahora, no nos referiremos más a ella. La interacción electromagné-tica es la responsable de la estructura atómica, mientras que la interacciónfuerte es la responsable de mantener a los núcleos de los átomos unidos(sin ella, la repulsión electromagnética entre los protones haría imposiblela existencia de núcleos con más de un protón). La interacción débil es laresponsable de la desintegración β (beta) de los núcleos atómicos. Estasinteracciones se producen mediante el intercambio de partículas llamadasbosones de Gauge (última columna de la tabla). Así, cuando dos partícu-las cargadas interaccionan electromagnéticamente se intercambian foto-nes (γ), el cuanto del campo electromagnético. Si dos partículas interac-cionan fuertemente se intercambian gluones (g) y si interaccionan débil-mente se intercambian los bosones W+, W- y Z. Precisamente, la diferen-cia entre los leptones y los quarks reside en que los primeros no sufren lainteracción fuerte. Todos los leptones, los quarks y los bosones de gaugeque aparecen en la tabla han sido detectados experimentalmente.En principio, según la teoría que explica las diferentes interacciones, todasestas partículas deberían tener masa nula; sin embargo sabemos, porqueasí lo hemos medido en la mayoría de los casos, que en realidad casitodas ellas salvo el fotón y los gluones tienen masas diferentes de cero.En el Modelo Estándar se consigue resolver esta contradicción medianteel mecanismo de Higgs. Una consecuencia de este mecanismo es la pre-dicción de la existencia de una partícula con espín cero llamada bosón deHiggs. Esta era la única partícula del Modelo Estándar que aún no sehabía descubierto. Así pues, el descubrimiento de esta partícula comple-taría el zoo de partículas elementales y nos permitiría comprender la formaen que todas las partículas elementales adquieren su masa. Sin embargo,hay que aclarar que se han propuesto otros mecanismos más complejospara dar masa a las partículas. Todos ellos predicen la existencia de nue-vas partículas más o menos parecidas al bosón de Higgs del ModeloEstándar. Este descubrimiento se ha basado en buscar una partícula conlas propiedades que se esperan para el bosón de Higgs, pero no descartapor completo modelos alternativos. Para ello hará falta estudiar con muchaprecisión las propiedades de esta nueva partícula, lo que requerirámuchos años de toma de datos y, eventualmente, la construcción de unnuevo acelerador.

[2] La forma de producir partículas pesadas en los experimentos de altas ener-gías consiste en hacer colisionar otras partículas más ligeras, como los protonesen este caso, que previamente se han acelerado hasta velocidades próximas ala de la luz de forma que, en el momento de la colisión, los protones tengan unagran energía. Teniendo en cuenta la famosa ecuación de Einstein, E=mc2 (dondeE es la energía, m es la masa y c es la velocidad de la luz) que muestra la equi-valencia entre energía y masa, la energía de las partículas que colisionan puedematerializarse en una partícula mucho más pesada que los protones iniciales.Así, los datos de este experimento se han tomado en dos etapas diferentes: enla primera, en el año 2011, los protones fueron acelerados de forma que la ener-gía en cada colisión fuera de siete teraelectronvoltios (TeV) y en los datos toma-dos en el 2012 la energía en cada colisión alcanzó los ocho TeV. Para compren-der lo que significa esta cantidad de energía basta decir que corresponde a unassiete u ocho mil veces la masa del protón, aproximadamente. Sin embargo, elprotón no es una partícula elemental, por lo que la energía disponible a nivel fun-damental es sensiblemente menor que estos valores. De hecho, la energía dis-ponible para formar nuevas partículas varía en cada una de las colisiones depen-diendo de qué constituyente del protón participa en la interacción y de qué frac-ción de la energía total del protón lleva este en el momento de interaccionar.

[3] El Gran Colisionador de Hadrones (LargeHadron Collider, LHC) es un acelerador departículas situado en el Laboratorio Europeode Física de Partículas (CERN) en Ginebra(Suiza). Es una máquina con forma de cir-cunferencia de unos veintisiete kilómetros delongitud en la que, mediante campos eléctri-cos y magnéticos, se aceleran protones(aunque también funciona parte del tiempoacelerando iones de plomo) y se obliga aestos protones a realizar una trayectoria cir-cular. Un haz de protones circula en sentidohorario y otro haz circula en sentido antihora-rio, de forma que existen cuatro puntos en losque ambos haces colisionan. Alrededor decada uno de estos puntos de colisión secoloca un detector para estudiar las partícu-las que se han producido en el choque. Porlo tanto, en el LHC hay colocados cuatrodetectores: el Compact Muon Solenoid (CMS), el A Toroidal LHC Apparatus(ATLAS), Large Hadron Collider beauty (LHCb) y A Large Hadron ColliderExperiment (ALICE). Los dos últimos son detectores más especializados. El LHCb

PARTÍCULAS ELEMENTALES

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yensayosdeconstrucción

otros

cercana a 125 GeV, lo que señala la producción

de una nueva partícula [6]. La significancia

esperada para un bosón de Higgs con esta masa

es de 5,8 desviaciones estándar [7]. El exceso

es más significativo en los dos modos de des-

integración con mejor resolución en la masa: γγ

y ZZ. Un ajuste a estas señales da una masa de

125,3 ± 0,4 (stat.) ± 0,5 (syst.) GeV [8]. La

desintegración en dos bosones indica que la

nueva partícula es un bosón con espín dife-

rente de uno.(*)

[6] Los estados finales que se han usado en esta búsqueda se pue-den producir también sin la presencia del bosón de Higgs. Por lotanto, la presencia de esta nueva partícula, que abre un nuevocamino para producir un estado final determinado, se manifiestacomo un exceso de sucesos con respecto a lo que se esperaría si nohubiese bosón de Higgs. Por ejemplo, en la figura se muestra el pico(exceso de sucesos) observados en el canal de dos fotones (γγ).

[5] El bosón de Higgs tiene una vidamedia extremadamente corta. Según lapredicción del Modelo Estándar, su vidamedia sería aproximadamente de 10-22

segundos. Por lo tanto, lo único quepodemos ver de él son sus productos dedesintegración, y en esta búsqueda sehan seleccionado los más importantes.En la gráfica se muestran las llamadasrazones de ramificación, es decir, el por-centaje de bosones de Higgs que se des-integran en cada uno de los posiblescanales o caminos de desintegración.

[4] La luminosidad integrada es un parámetro que depende del acelerador.Viene a representar el número de colisiones entre protones que se han produ-cido. Para un proceso físico determinado, cuanto mayor sea la luminosidadintegrada mayor será el número de sucesos que tendremos en el experimento.

se ha construido con la finalidad de estudiarcon mucho detalle las propiedades del quarkb, mientras que ALICE está optimizado paraestudiar colisiones de iones pesados (ionesde plomo). CMS y ATLAS son detectores lla-mados multipropósito.Un esquema del detector CMS se muestra enla imagen, en la que se incluyen varias perso-nas dibujadas a escala para dar una idea delas dimensiones de este aparato. El detectormuestra una estructura aproximadamentecilíndrica, en la que el tubo por el que circulanlos haces de protones se halla en el eje delcilindro. Alrededor del punto de colisión sesitúan diferentes subdetectores en unaestructura de capas. Cada uno de estos sub-detectores está especializado en detectar untipo de partículas; así, por ejemplo, el calorí-metro electromagnético detectará principal-

mente fotones y electrones, el calorímetro hadrónico detectará hadrones que provie-nen de la formación de quarks, etc. Todo esto se halla en el interior de un gran imánque crea un campo magnético que curva la trayectoria de las partículas cargadas.

Por FERNANDO CORNET (Univ. Granada)DE HIGGS

[7] En principio puede ocurrir que el exceso de sucesos observadoprovenga de lo que se llama una fluctuación estadística. Por ejemplo,al tirar una moneda al aire cien veces podría ocurrir que salga sesentaveces cara y cuarenta veces cruz o setenta veces cara y treinta vecescruz. El segundo caso ocurre con menor probabilidad que el primero.Así, el exceso de sucesos observado podría ser una casualidad. Enestadística se cuantifica la probabilidad de que ocurra una fluctuaciónde este tipo en términos de desviaciones estándar. Para afirmar quese ha descubierto una nueva partícula se pide que haya al menos 5desviaciones estándar y vemos que en este experimento se hanobservado 5,0 desviaciones estándar. Esto significa que la probabili-dad de que este exceso de sucesos haya aparecido debido a unafluctuación estadística, debido a una casualidad, es aproximada-mente 10-9.

[8] Midiendo dónde está centrado el pico se obtiene la masa de la par-tícula. Sin embargo, esta medida tiene dos fuentes de errores: unoestadístico y otro sistemático (error es la palabra que se usa paradesignar la incertidumbre en una medida; no quiere decir que lamedida esté mal tomada). El error estadístico se debe una vez más aposibles fluctuaciones que desplacen ligeramente el centro del pico.Este error se puede reducir acumulando más y más sucesos. El errorsistemático se debe a múltiples factores asociados tanto a la precisióncon la que conocemos los parámetros del acelerador, como a la pre-cisión en las medidas del detector, como al análisis que se hace delos datos para intentar aislar en la medida de lo posible la señal delruido de fondo. Este error es mucho más difícil de disminuir. En defi-nitiva, la nueva partícula tiene una masa equivalente a unas cientoveinticinco veces la masa del protón.

(*) Abstract del artículo Observation of a new boson ata mass of 125 GeV with the CMS experiment at the LHC.

Los objetos que estudio, los cúmulosde galaxias, son en sí mismos peque-ños universos de galaxias.

Ostentando el título de ser las estructurasmás grandes ligadas mediante la gravitaciónque existen en el universo, con un tamañoque oscila desde cientos de kilopársec aalgunos megapársec, los cúmulos de gala-xias están formados por entre decenas ymiles de galaxias, mayoritariamente con-centradas en su núcleo y generalmente muycerca de la galaxia más brillante del cúmulo(BCG, de sus siglas en inglés BrightestCluster Galaxy). También se componen degas caliente y una gran cantidad de materiaoscura, que solo se puede medir mediantemétodos indirectos. La masa de los cúmulosmás grandes puede llegar a unas ocho veces1015 masas solares, mientras que los cúmu-los menos masivos, conocidos como gruposde galaxias, tienen masas de algunas veces1013 masas solares. Conforme observamoscúmulos más jóvenes, sus masas son máspequeñas, ya que los cúmulos están en pro-ceso de formación.

Uno de los motivos por los que estos obje-tos resultan muy interesantes es porque pro-porcionan información a dos niveles dife-rentes. Por un lado, podemos considerarloslaboratorios de galaxias: la densidad de gala-xias –especialmente elípticas y lenticulares–en cúmulos es mucho más alta que en elresto del universo y, por eso, constituyenentornos ideales para estudiar los procesosque dirigen la formación y evolución de lasgalaxias y su influencia con el entorno. Ensegundo lugar, los cúmulos de galaxias sonuna de las herramientas cosmológicas másimportantes que existen. Estudiando mues-tras muy grandes de cúmulos, a poder serque abarquen grandes rangos de masas y dedistancias, estamos en condiciones de anali-zar la distribución espacial de estas estructu-ras a gran escala; podremos contar elnúmero de cúmulos para cada rango demasa y para diferentes etapas y compararlosdespués con modelos que predicen cómo se

crearon estas estructuras a partir de las fluc-tuaciones iniciales del universo.Por este motivo nos interesa encontrarcúmulos en cartografiados que reúnan trescondiciones: que sean zonas muy ampliasdel cielo (para obtener un gran número),que la observación sea muy profunda (paradetectar cúmulos lo más alejados posible) ycon el mayor número de bandas estrechas(filtros que permiten detectar hasta loscúmulos menos masivos). Durante micarrera investigadora he desarrollado unaherramienta para detectar cúmulos, eldetector de cúmulos bayesiano (BCF, desus siglas en inglés Bayesian Cluster Finder),que ha sido aplicado a cartografiados comoel DLS, ALHAMBRA, J-PAS o CFHT, yque ha permitido hallar cientos de estoscúmulos.

Abell 2218Corría mayo de 2007 cuando conocí elobjeto que cambió mi manera de “ver” laastrofísica. Me encontraba realizando mitesis doctoral sobre cúmulos de galaxias aredshift intermedio (el redshift, o corri-miento al rojo, es el desplazamiento hacia elrojo de la luz de una galaxia debido al distan-ciamiento progresivo que produce la expan-sión del universo). Mi muestra de partida secomponía de cinco cúmulos observadoscon una gran calidad desde el NordicOptical Telescope (NOT), y constituíanbásicamente los primeros datos “reales” queanalizaba. Me encontraba preparando una estancia de

dos meses en la UniversidadJohn Hopkins en Baltimore(EEUU), que me habían conce-dido para trabajar con datos deotros cinco cúmulos a redshiftintermedio tomados con laAdvanced Camara of Surveys delTelescopio Espacial Hubble.Aquellos cúmulos habían sidoobservados con entre cuatro yseis bandas cada uno y con expo-siciones muy prolongadas (entredieciséis y veinte órbitas), lo queresultó en imágenes muy pro-fundas.

Así, cuando unos meses antes de partircomencé a trabajar con aquellos datosincreíbles no pude superar mi asombro.Ante mis ojos se encontraban objetos quenunca antes había visto. Era como si anteshubiera estado mirando la realidad con unamiopía de caballo y, de pronto, viera todocon una nitidez prodigiosa. Ante esta visión tan arrebatadora, me lancéa analizar el primero de aquellos cincocúmulos, Abell 2218, y puedo decir quedediqué días enteros a revisar una y otra vezla belleza de aquellas galaxias perfectamentedelineadas. Llegué a ser capaz de localizarlasde memoria. A2218 es un cúmulo muy masivo y uno delos más ricos del catálogo de Abell. Su popu-laridad se debe a que posee un anillo entorno a su BCG, provocado por el efectolente de una galaxia situada detrás delcúmulo a redshift mayor que seis. Además,A2218 es peculiar porque se cree que es uncúmulo en estado de fusión, ya que tieneuna estructura muy complicada cerca delnúcleo y consta de dos concentracionesdiferentes de galaxias.Este cúmulo fue uno más de mi muestra anivel estadístico, y en mi tesis analicé todasuerte de propiedades de la población galác-tica de la muestra de cúmulos comparándo-las con las de otros cúmulos más cercanos ymás alejados. Sin embargo, cuando aproxi-madamente un año después leí mi tesis, nopude dejar de incluir como portada la BCGde A2218, que tanto había cambiado mimanera de ver el universo.

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el “Moby Dick” de...

“Era como si antes hubieraestado mirando la realidadcon una miopía de caballo y,de pronto, viera todo conuna nitidez prodigiosa”

Abell 2218

...Begoña Ascaso(IAA-CSIC)Nació en Barcelona y creció en Huesca. Licenciada enMatemáticas por la Universidad Politécnica de Catalunya,realizó su tesis doctoral en el Instituto de Astrofísica deAndalucía y una estancia postdoctoral en la Universidad deCalifornia (Davis) donde trabajó en el grupo del DLS y LSST.En la actualidad es investigadora postdoctoral en IAA traba-jando en detección y análisis de cúmulos de galaxias en pro-yectos como J-PAS, ALHAMBRA y CLASH, entre otros.

Arp 299. Fuente: NASA, ESA, andJohan Richard (Caltech, USA)

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Actualidad

u El universo madura y envejece.Así, sin remedio, desde hace muchotiempo pierde vitalidad y se apaga. Noes que el universo esté “perdiendofuelle”, porque la expansión sigueinexorable. Pierde vitalidad si por“vitalidad” del universo entendemos elritmo al que se están formando lasestrellas en cada momento (ya sea enla totalidad del universo o, si lo prefie-ren, podemos normalizar por unidadde volumen). Las estrellas son losverdaderos centros de actividad en eluniverso, ya que es en su interior y alo largo de su vida donde se produ-cen, poco a poco y escaladamente,las transmutaciones atómicas delhidrógeno en todos los demás núcle-os atómicos. Allí, en el interior de lasestrellas (como nuestro Sol), núcleosde hidrógeno se fusionan para formarhelio, los núcleos de helio produciráncarbono y oxígeno y así sucesiva-mente núcleos atómicos cada vezmás pesados hasta formar el hierro.Sí, ese hierro de la hemoglobina quese oxida con el oxígeno que respira-mos para darnos energía y que tiñede rojo nuestra sangre. El universo, que surgió aún no sabe-mos cómo hace trece mil setecientosmillones de años (13,7 gigaaños oGa), lleva formando estrellas casitoda su vida, desde que apenas tenía0,7 gigaaños (aún no hemos vistoesas primeras estrellas, pero losgrandes telescopios nos permitiránobservarlas en algún momento duran-te los próximos años, ¡tal como eranhace trece gigaaños!).Cuantificar de manera precisa la his-toria del ritmo de formación estelar enel universo, su pulso vital, es uno delos proyectos más ambiciosos de laastronomía moderna, que se llevarealizando por distintos grupos inter-nacionales con diferentes técnicasdesde hace dos décadas.Un equipo internacional de astróno-mos (Sobral et al. 2012 MNRAS 428,

1128) ha realizado por primera vez unestudio del ritmo al que el universo haestado formando estrellas durante losúltimos once gigaaños, usando comomedida la luminosidad emitida por elhidrógeno en la transición Hα (hidró-geno alfa). Aunque este tipo de estu-dios se lleva haciendo desde hacealgunas décadas, la importancia deeste trabajo radica en que el uso deHα es el método más común paracalcular el ritmo de formación estelaren las galaxias del universo cercanoactual. El trabajo de Sobral y colabo-radores, para el que han usado dosde los telescopios más grandes delmundo (VLT en Chile y Subaru enHawaii) y uno de tamaño intermedio(UKIRT, que observa en el infrarrojo),

extiende los resultados de maneracoherente durante el 85% de la vida“activa” del universo, mirando haciaatrás desde hace cuatro gigaañoshasta hace once gigaaños. Hα es un método indirecto de contarel ritmo de formación de estrellas,pero dada su sencillez es el más utili-zado en el universo local. La maneraen que funciona es la siguiente.Cuando en una nube de gas se for-man estrellas, realmente solo unafracción se condensa en forma deestrellas. Las más masivas de estasson además las que emiten la radia-ción más energética, que ioniza el gasremanente en la nube parental cadavez que un fotón muy energéticoarranca un electrón de un átomo de

hidrógeno (lo que ocurre una enormecantidad de veces por segundo).Cuando el electrón se vuelve arecombinar con el núcleo de hidróge-no se genera radiación, en particularen la línea de Hα cuando el electrónpasa del nivel atómico tres al niveldos. Esto solo ocurre cuando lasestrellas más masivas son aún jóve-nes, con menos de unos seis millonesde años. Midiendo cuántos fotones deHα se emiten en una nebulosa (locual es relativamente fácil de hacer)podemos calcular cuántas estrellasjóvenes se han formado en esa nebu-losa, en esa galaxia. Medir la evolu-ción de la luminosidad de Hα en eluniverso implica observar galaxias adesplazamientos al rojo muy distintos(en este trabajo desde 0,40 hasta2,23), lo cual complica considerable-mente todo el estudio. El resultado de este estudio concuer-da con una variedad de estudios yaexistentes en los que se deduce queel universo se apaga: su ritmo de for-mación estelar en los últimos once milmillones de años ha disminuido pro-gresivamente. Y esto ocurre ademáspara las galaxias individuales: elnúmero de galaxias más luminosasen Hα ha ido disminuyendo de igualmanera (como se ve en la gráfica). La comunidad astronómica españolaes muy activa en estos estudios.Sobral menciona los importantesestudios de Jesús Gallego y col.(1995) y de Pablo Pérez González ycol. (2008). Además, en la actualidadhay varios proyectos importantes enmarcha que, como Sobral y col., utili-zan toda la potencia de los telesco-pios grandes como el GTC (la colabo-ración OTELO) o el 3,5m de CAHA (lacolaboración CALIFA). Dentro de estaúltima acabamos de publicar un artí-culo donde hacemos un acercamien-to novedoso al estudio de la evoluciónde la formación estelar en el universo,con resultados compatibles con estosotros, y donde demostramos median-te técnicas de “arqueología” de gala-xias que la máxima eficiencia de for-mación estelar ocurrió en la pubertaddel universo.Enrique Pérez Jiménez (IAA)

Más info: OTELO:http://www.iac.es/proyecto/OSIRIS/OSISCI/otelo/OTELO.htmCALIFA:http://califa.caha.es

Varios estudiosapuntan a ladisminuciónprogresiva del ritmode formación deestrellas

De fondo, región de formación estelar LH95. Sobre estas líneas, gráfica que muestracómo el universo se apaga (o cómo ha disminuido progresivamente su ritmo de forma-ción estelar en los últimos once mil millones de años).

El universo se apaga

Hubble Heritage Team, D. Goulierm

is (MPI Heidelberg) et al., (STScI/AURA), ESA, NASA

u Es conocido que el Sol presentaun ciclo de once años, a lo largo delque su actividad magnética (que semanifiesta en forma de manchas,explosiones que liberan energía yeyecciones de materia al espacio inter-planetario) oscila desde un mínimohasta un máximo. Pero, además deeste ciclo de once años, basado en elnúmero de manchas que aparecen enla superficie del Sol, también se hanobservado otros ciclos de actividadmagnética con periodos más largos deochenta y ocho, ciento cuatro, cientocincuenta, doscientos ocho, quinientosseis, mil o dos mil doscientos años. Ahora un grupo de físicos, entre losque se encuentra Antonio Ferriz-Mas,miembro del Grupo de Física Solar delInstituto de Astrofísica de Andalucía yprofesor titular en la Universidad deVigo, ha encontrado una coincidenciaexcelente entre los ciclos de periodolargo de actividad solar y los efectos demarea debidos a los planetas. Losresultados aparecieron destacados enla versión digital de la revistaAstronomy & Astrophysics.Este equipo internacional (Suiza,España y Estados Unidos) ha recons-

truido minuciosamente la actividadmagnética solar de los últimos diez milaños analizando para ello la concen-tración de isótopos cosmogénicos (losisótopos berilio-10 y carbono-14) entestigos de hielo de la Antártida y deGroenlandia. La serie temporal obte-nida muestra unas periodicidades,aparte del conocido ciclo solar de onceaños, para las cuales no existía hastaahora ninguna explicación en el marcode la teoría dinamo (es decir, la teoríaque intenta dar cuenta de cómo segeneran los campos magnéticos sola-res y estelares).

La capa donde se almacenael flujo magnéticoEl Sol no rota rígidamente, sino queposee una rotación diferencial: en par-ticular, las regiones en el ecuador rotanmás rápido que las polares. Pero estarotación diferencial se da tan solo en el30% más externo del Sol, en la lla-

mada zona de convección. Bajo estazona se encuentra la zona radiativa, enla que la rotación es rígida. Justo entre las zonas convectiva yradiativa existe una capa, la tacoclina,donde se produce una transición muymarcada entre ambas. Esta zona escrucial para el almacenamiento yamplificación del campo magnéticosolar, puesto que en ella se localiza-rían los intensos tubos de flujo magné-tico que originan las manchas solaresque se observan en la superficie. Si la tacoclina estuviera un poco acha-tada y se desviase ligeramente de lasimetría axial -por ejemplo, porquerotase alrededor de un eje ligeramenteinclinado con respecto al eje de rota-ción del Sol-, los planetas podrían ejer-cer pares de fuerzas sobre la tacoclinapor efecto marea (similar al que laLuna ejerce sobre los océanos terres-tres). El efecto de marea, aunquepequeño y hasta ahora despreciado,

podría ser suficiente para afectar lacapacidad de la tacoclina para almace-nar los tubos de flujo magnético.Si esto fuera así, deberían encontrarselos mismos periodos en la actividadsolar que en el torque ejercido por losplanetas, como precisamente ha des-cubierto el equipo en el que participa elinvestigador Antonio Ferriz-Mas (IAA-CSIC).Como indican los doctores J. A. Abreuy J. Beer del ETH de Zurich (InstitutoPolitécnico Federal), la influencia delos planetas sobre el magnetismo solara larga escala temporal es una hipóte-sis interesante, que daría una explica-ción natural a los periodos de entreochenta y ocho y dos mil doscientosaños presentes en el registro de la acti-vidad magnética solar. Si esto fueseasí, este estudio puede tener implica-ciones muy importantes para entendermejor cómo funciona el Sol y, en parti-cular, la actividad magnética solar.

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Podrían perturbar elmecanismoresponsable degenerar el campomagnético solar enuna zona clave delinterior de la estrella

A

Los planetas podrían influir en laactividad magnética del Sol

EN BREVE

u El proyecto internacional Square Kilometre Array (SKA), la mayorinfraestructura científica proyectada hasta la fecha, constituirá unarevolución en astronomía: sus miles de sensores observarán el cielodesde los continentes africano y australiano diez mil veces más rápidoy con cincuenta veces más precisión que los radiotelescopiosactuales. SKA no solo permitirá realizar contribuciones revolucionarias a laastrofísica, la astrobiología y la física fundamental, sino que tambiénsupondrá una revolución tecnológica en multitud de campos y seconvertirá, en un futuro próximo, en uno de los mayores contratistasdel mundo para la industria tecnológica. Por ello, a finales del pasado

año se celebró en Madrid una reunión para analizar las oportunidadespara la industria española en este innovador proyecto. “Las actividades que hemos desarrollado desde diciembre de 2011nos han permitido identificar siete paquetes de trabajo (de los nueveen que está dividida la etapa de Diseño Preliminar de SKA) en los queEspaña puede contribuir tecnológicamente. Como resultado, varioscentros y empresas españoles ya están participando en la preparaciónde consorcios internacionales de cara a la inminente Solicitud dePropuestas de Diseño Preliminar de SKA”, señalaba Lourdes Verdes-Montenegro, científica del Instituto de Astrofísica de Andalucía e inves-tigadora principal del proyecto VIA-SKA que organizó la reunión.

La ciencia y la industria españolas convergen en SKA

http://www.iaa.es/content/la-ciencia-y-la-industria-espa%C3%B1olas-convergen-en-el-square-kilometre-array-la-mayor-infraest

(NASA)

A

u El 23 de abril de 2011, un trabajosin precedentes de cálculo y coordi-nación culminaba con la observacióndel paso de Makemake por delantede una estrella muy débil, tapando suluz, un fenómeno que se conocecomo ocultación y que ha permitidodeterminar con precisión el tamaño,la forma y el albedo -o fracción de luzreflejada- de Makemake. El trabajo,que ha desvelado que Makemakecarece de atmósfera, fue liderado porJosé Luis Ortiz, del Instituto deAstrofísica de Andalucía, y sus resul-tados se publicaron en la revistaNature.Descubierto en 2005, Makemake giraen torno al Sol en lo que se conocecomo el cinturón de Kuiper, una

región de objetos helados situadamás allá de la órbita de Neptuno.“Dado que apenas conocíamos nadade Makemake, y no esperamos quehaya una misión espacial a este pla-neta enano en muchas décadas, nosvolcamos en buscar y observarpotenciales ocultaciones por estecuerpo”, comenta José Luis Ortiz(IAA-CSIC). “Pero predecir y observar una oculta-ción por un objeto transneptuniano esuna tarea inmensa, casi titánica, porlo extraordinariamente pequeños queson sus diámetros angulares y por-que sus órbitas no se conocen bien,ni tenemos posiciones de las estre-llas catalogadas con la suficienteexactitud. En algunos sentidos, escomo atinar a una mosca a unos cin-cuenta kilómetros de distancia con unláser poco más ancho que la mosca”,destaca el investigador.Para vencer estas dificultades, inves-tigadores del Instituto de Astrofísicadesarrollaron una metodología queimplica el uso de telescopios congran potencia y campo de visiónvarias semanas antes de que se pro-duzcan algunas posibles ocultacio-nes preseleccionadas meses antes.Aunque complicado y trabajoso, este

método permitió predecir que la ocul-tación de Makekame se vería desdeChile con dos semanas de antela-ción, periodo durante el que se esta-bleció una red de dieciséis telesco-pios, entre los que se encontraban elVery Large Telescope (VLT) y el NewTechnology Telescope (NTT), ambosdel Observatorio Europeo Austral(ESO). La predicción resultó acertada y sietede los dieciséis telescopios lograroncaptar la ocultación. Se trata de la pri-mera vez que telescopios giganteshan detectado una ocultación estelarproducida por un objeto transneptu-niano.

Un planeta enano sinatmósferaLa ocultación reveló que, a diferenciade Plutón, Makemake carece deatmósfera. “No obstante -señala JoséLuis Ortiz-, cabe la posibilidad de quepueda albergar zonas donde se for-me una atmósfera local, es decir, quepodría tener una especie de atmósfe-ra tenue en una zona del planeta”. Elalbedo de Makemake (77%) es supe-rior al de Plutón (52%) pero inferior alde Eris (96%), y se cree que el altobrillo de este último se debe a que su

atmósfera se condensó en la superfi-cie, cubriéndola de hielo. El albedode Makemake sería coherente con laexistencia de una atmósfera parcialque hubiera colapsado sobre lasuperficie y producido los dos tiposde terreno -unos más brillantes yotros más oscuros- que los datos tér-micos indican.“Todo esto es consistente con la ideade que la atmósfera de Plutón se pro-duce por mecanismos de sublima-ción de los hielos de la superficie yhace pensar que Makemake podríadesarrollar una atmósfera similar a lade Plutón cuando se acerque a superihelio -es decir, cuando al seguirsu órbita muy elíptica llegue al puntode máxima aproximación al sol-”,concluye Ortiz.Además de los datos sobre la atmós-fera, los investigadores han determi-nado con precisión otros parámetrosde Makemake: la forma que mejor seajusta a las observaciones es unaelipse con unos ejes de 1.430 y 1.502kilómetros de longitud, y su densidadse hallaría en torno a 1,7 gramos porcentímetro cúbico. Asimismo, la ocul-tación ha descartado la existencia asu alrededor de satélites de más dedoscientos kilómetros.

Una ocultación estelar desvela laspropiedades de Makemake, el planetaenano menos conocido

Concepción artística de la superficie de Makemake (ESO/L. Calcada)

La ocultación hapermitido determinarcon precisión eltamaño, forma y lafracción de luzreflejada deMakemake y hadesvelado que, adiferencia de Plutón,carece de atmósfera

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u Un grupo internacional deastrónomos, dirigido por Martín A.Guerrero Roncel, del Instituto deAstrofísica de Andalucía, ha esta-blecido la cronología de un fenóme-no insólito: tras más de once milaños de evolución normal, la nebu-losa planetaria Abell 30 sufrió unaserie de procesos que la devolvie-ron durante pocos años a una eta-pa anterior de la evolución estelar,la de gigante roja, para despuésrenacer como nebulosa planetariay volver a brillar en rayos X.Las nebulosas planetarias constitu-yen una de las etapas finales en lavida de estrellas de masa intermedia,como el Sol, y están formadas poruna estrella central muy densa ycaliente y una envoltura gaseosafluorescente. “En un periodo de unosveinte a treinta mil años, la nebulosase disipa y el brillo de la estrella cen-tral se va extinguiendo -señala MartínGuerrero (IAA-CSIC)-. Sin embargo,hay unos pocos casos, en torno auno de cada mil, en los que la estre-lla revive gracias a un estallido termo-nuclear tardío de su capa de helio, loque vuelve a generar una nuevanebulosa planetaria”.Este es el caso de la nebulosa Abell30, que muestra en sus regiones cen-trales una serie de grumos de mate-rial pobre en hidrógeno y una estruc-tura con forma de hoja de trébol entorno a la estrella central. Gracias aimágenes de diversas épocas obteni-das con el telescopio espacial Hubbley a observaciones recientes con los

satélites XMM-Newton (ESA) yChandra (NASA) se ha establecidoque, hace ochocientos cincuentaaños, la nebulosa revivió.

Crónica de un renacimientoLas estrellas obtienen su energía delas reacciones termonucleares queconvierten el hidrógeno del núcleo enhelio. Al agotarse el hidrógeno, elnúcleo de la estrella comienza a hun-dirse bajo su propio peso, procesoque calienta las capas externas, quese dilatan y expanden. La estrellaaumenta su radio casi cien veces yse convierte en una gigante roja.En el caso de estrellas de masa inter-media las reacciones nucleares pro-siguen y el helio da lugar a carbono yoxígeno, pero la dilatación de laenvoltura continúa hasta que la estre-lla pierde control sobre ella y seexpande libre en el espacio. Elnúcleo, muy caliente, produce radia-ción ultravioleta que, al ionizar elmaterial de la envoltura, hace queemita luz.

Así se formó, hace unos doce milaños, Abell 30, una nebulosa planeta-ria que presenta un cascarón brillan-te prácticamente esférico y una estre-lla central -una enana blanca con unnúcleo de carbono y oxígeno, unacapa de helio y otra, más superficial,de hidrógeno-. Pero, con el tiempo,las reacciones termonucleares en lacapa de hidrógeno superficial alimen-taron la capa inferior hasta que, haceochocientos cincuenta años, se inicióla fusión de helio. Esto produjo laeyección de parte del material dedichas capas y una dilatación tal quela estrella retomó las característicasde una gigante roja (entre ellas, laemisión de un viento estelar de bajavelocidad).Tras esta segunda fase de giganteroja, que duró entre cinco y veinteaños, la estrella volvió a contraerse ycomenzó a emitir un viento estelarmuy veloz, compuesto por partículasque podían alcanzar los cuatro milkilómetros por segundo. “El materialeyectado durante el estallido es aho-

ra barrido por el viento de la estrella eionizado por su radiación ultravioletapara formar estructuras que recuer-dan a los cometas del Sistema Solar,solo que sus colas son miles deveces mayores y emiten copiosa-mente en rayos X”, añade MartínGuerrero (IAA-CSIC).Abell 30 constituye un objeto de graninterés porque es una de las cuatronebulosas planetarias renacidas quese conocen, y porque se trata de unsistema único que presenta tres tiposde viento estelar, lo que la convierteen el objeto idóneo para estudiar lainteracción de vientos. Además, obje-tos como Abell 30 permiten anticiparel futuro del Sol, que previsiblementeformará una nebulosa planetaria.“Abell 30 nos permite vislumbrar elfuturo del Sistema Solar, cuando elSol se convierta en enana blanca ylos planetas que aún sobrevivansufran condiciones extremas”, apuntaMartín Guerrero (IAA-CSIC).

Silbia López de Lacalle (IAA)

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Hace ochocientoscincuenta años, Abell30 sufrió un estallidotermonuclear tardíoque generó unanueva nebulosaplanetariaLa investigaciónemplea datos deltelescopio EspacialHubble y de lossatélites de rayos XChandra (NASA) yXMM-Newton (ESA)

A

Abell 30: la nebulosa planetaria querenació y volvió a brillar en rayos X

Abell 30 (NASA/ESA).

u Los datos hechos públicos por elproyecto CALIFA (Calar Alto IntegralField Area) permiten generar mapascon distintas propiedades de lasgalaxias, como la velocidad, lasedades estelares o la composiciónquímica, entre otras. Esta informa-ción permitirá ahondar en variascuestiones cruciales relacionadascon la estructura y la historia de lasgalaxias que conforman el cosmos.Se espera obtener resultados, porejemplo, acerca de qué procesosimpulsaron la evolución de las gala-xias a lo largo del tiempo, cómo seproducen dentro de las galaxias (oen distintas regiones dentro de cadagalaxia individual) los elementosquímicos necesarios para la vida,los fenómenos involucrados en lascolisiones entre galaxias… Estainformación tan rica permite desve-lar la historia no solo de una galaxiaentera, sino también de sus partesconstituyentes.

“La cantidad de ciencia que se pue-de hacer es simplemente increíble”,en palabras de Jakob Walcher, res-ponsable científico del proyectoCALIFA. “Podemos estudiar los pro-cesos locales que impulsan la evo-lución de las galaxias y que tienenlugar en distintos sitios dentro de lasgalaxias, como la formación estelar,efectos dinámicos, etcétera. Perotambién podemos caracterizar glo-balmente las propiedades de lasgalaxias del universo local de unmodo imposible hasta ahora. Porejemplo, cartografiamos la distribu-ción bidimensional de la masa este-lar y de los elementos químicos queconforman las galaxias. Por último,el gran tamaño de nuestra muestrapermitirá establecer comparacionesentre distintos tipos de galaxias”.CALIFA aplica para este fin la técni-ca llamada espectroscopia de cam-po integral (IFS) a seiscientas gala-xias del universo local. Los estudios

observacionales tradicionales enastronomía extragaláctica recurríana una de las dos técnicas clásicas: obien la toma de imágenes, lo quebrinda información detallada acercade la estructura espacial de lasgalaxias, o bien la espectroscopia,que ofrece información detalladasobre varias propiedades de lasgalaxias pero poca, o ninguna,sobre la distribución espacial deestos rasgos. La reciente tecnologíaIFS permite tomar una multitud deespectros de manera simultáneasobre muchos puntos de cada gala-xia, gracias a una combinación efi-caz de fibras ópticas y técnicas clá-sicas. CALIFA es el primer estudioIFS diseñado de manera explícitacomo un proyecto de tipo legado y,cuando culmine, será el mayor estu-dio de este tipo que jamás se hayacompletado.El espectrógrafo de campo integralempleado para el sondeo CALIFA

en el Observatorio de Calar Alto,PMAS (en una configuración espe-cial denominada PPAK) usa más de350 fibras ópticas para cubrir uncampo de visión de un minuto dearco (equivalente al tamaño aparen-te de una moneda de un euro situa-da a una distancia aproximada deochenta metros). De este modo sepuede cartografiar por completo yen detalle todo un objeto extensocomo, por ejemplo, una galaxia.Esta es la primera de varias emisio-nes públicas de datos previstaspara el sondeo CALIFA. Se estánefectuando más observaciones convistas a completar el estudio. Lacalidad excepcional de los cielos deAlmería, unida a las prestacionesexcepcionales de los telescopios,los instrumentos y el personal deCalar Alto, prometen resultadosemocionantes para este proyectocientífico internacional. (CAHA)

CALIFA: el universo local aldescubierto

El sondeo CALIFA (CalarAlto Legacy Integral FieldArea) ha llevado a cabo suprimera emisión pública dedatos, en la que se ofreceuna visión con un detallesin precedentes de ciengalaxias del universo local

A

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¿El fin de la misión CoRoT?

u La misión europea que halló el primer planeta extrasolar rocoso puede hallarse ante su final: el pasadonoviembre sufrió un problema informático que impide el envío de datos y que, tras varios intentos, no ha podidorepararse. CoRoT, la primera misión cazaplanetas en emplear el método de los tránsitos, estaba programadapara tres años pero ya llevaba más del doble en funcioamiento. En este tiempo, ha confirmado un total detreinta y un planetas (aún tiene unos doscientos candidatos pendientes) y ha aportado valiosos resultados enastrosismología, como el hallazgo de un nuevo tipo de oscilaciones en las estrellas gigantes rojas.http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=european-exoplanet-hunting-space-telescope-nears-its-end

u Para definir el “tamaño” de unagujero negro, los astrofísicos utili-zamos el concepto del radio deSchwarzschild (Rsch) que está aso-ciado con el radio aparente del deno-minado horizonte de sucesos (elhorizonte de sucesos es una fronteraen el espacio-tiempo que hace quecualquier evento que suceda a unlado de la superficie no afecte a unobservador situado en el otro). Suvalor depende de la masa del aguje-ro negro: a modo de ejemplo, si elSol fuera un agujero negro, tendríaun tamaño de tres kilómetros; encambio, una galaxia activa de milmillones de masas solares tendríaun agujero negro con un tamaño deentre seis y siete unidades astronó-micas (UAs). Gracias a las observa-ciones interferométricas en radio seobtienen imágenes con una nitidezdel orden de miles, centenares ydecenas de veces el radio deSchwarzschild, dependiendo de lamasa del núcleo y de cuán próximase encuentre la galaxia activa.En los últimos años, los radioastró-nomos han mejorado la resoluciónangular de sus imágenes, haciendoun zoom progresivo a los núcleos delas galaxias activas, y batiendo mar-cas en cuanto a la nitidez de las imá-genes. Ciñéndonos a las galaxiasactivas más cercanas: SgrA* seencuentra a una distancia de veinti-séis mil años luz y su masa es decuatro millones de masas solares.Observaciones muy recientes handemostrado que el tamaño de SgrA*es inferior a 0,30 UA, que correspon-dería a tan solo 3,7 Rsch (paraSgrA*, 1 Rsch = 0.08 UA). CentaurusA se encuentra a una distancia deonce millones de años luz y su agu-jero negro tiene una masa de dos-cientos millones de masas solares, loque significa que se puede cartogra-fiar con una resolución inferior a los10 Rsch. ¡Estamos ya en la vecin-dad del horizonte de sucesos del

agujero negro! Desde el punto devista de la física, se están vislum-brando aquellas escalas de distan-cias en las que los efectos de la rela-tividad general son fundamentales ypodrán ser caracterizados y estudia-dos con gran detalle. M87 se encuentra a una distancia decincuenta y cinco millones de añosluz y la masa de su agujero negrosupermasivo es del orden de seis mildoscientos millones de masas sola-res, por lo que el tamaño de su Rsches de 12 UA. Recientemente se hanrealizado observaciones de VLBI a1,3 milímetros del núcleo de M87con una resolución angular mejorque veinticinco microsegundos dearco, derivando un tamaño para sunúcleo de 5,5±0.4 Rsch (~0.6 UA).Los datos han sido publicados en la

revista Science. Estos resultadosestán muestreando, por tanto, aque-llas regiones próximas a la últimaórbita estable en torno al centro de lagalaxia y las regiones donde se haformado y eyectado el jet relativista.Debe mencionarse que, al contrariode SgrA*, M87 presenta un jet quese extiende hasta distancias demillones de años luz (ver imagen). Elmodelado de los datos interferomé-tricos sugiere inequívocamente queel agujero negro central se encuentraen rotación (los autores dan inclusouna cota inferior para la rotación delagujero negro) y que el jet relativistaes alimentado por un disco de acre-ción que gira en torno al agujero

negro central en el mismo sentidoque este gira sobre sí mismo. Losresultados observacionales excluyenexplícitamente las órbitas retrógra-das porque el tamaño previsto parala región emisora superaría amplia-mente el tamaño que se ha determi-nado observacionalmente. Dehecho, este resultado es consistentecon los modelos teóricos más acep-tados que predicen que los ejes derotación del agujero negro y del dis-co de acreción deben irse alineandocon el tiempo, gracias a la transfe-rencia de momento angular desde eldisco de acreción.

Antxon Alberdi (IAA)

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A

Más cerca del agujero negro de M87 Recientes resultadosmuestran las regionespróximas a la últimaórbita estable entorno al centro de lagalaxia

Arriba: montaje con imágenes de M87 adiferentes escalas lineales, desde80.000 hasta 2,5 años luz. Fuente:NRAO-AUI.Izda: imagen del núcleo de M87. La ima-gen tiene una resolución lineal de 80radios de Schwarzschild (24 días luz) yse extiende hasta una distancia de 300días luz. Fuente: Chun Ly, AstrophysicalJournal.

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ENTRE BASTIDORES JUAN IGNACIO PÉREZ (UNIVERSIDAD DEL PAÍS VASCO)LA SOLIDARIDAD CON EL FUTURO

“Queremos que nuestros hijos crezcan en un

país en el que puedan ir a las mejores escuelas

y con los mejores profesores, un país que esté a

la altura de sus logros como líder global en tec-

nología, descubrimiento e innovación, con

todos los buenos puestos de trabajo y nuevos

negocios que ello conlleva”. Esa frase es del

discurso que pronunció el presidente Obama

tras conocer los resultados de las elecciones del

pasado año.

Hace ya unas décadas, en una comisión del

Senado de los Estados Unidos, el senador

Pastore interrogaba al Dr. Wilson acerca de la

conveniencia de construir un acelerador de par-

tículas. Pastore: “¿Hay algo relacionado con

este acelerador que, de alguna manera, ayude a

la seguridad de la nación?” Dr. Wilson: “No,

señor. No lo creo”. Pastore: “¿Nada en absolu-

to?” Dr. Wilson: “Nada en absoluto”. Pastore:

“¿No tiene en ese sentido ningún valor?”. Dr.

Wilson: “Solo tiene que ver con el valor que nos

otorgamos los unos a los otros, con el mutuo

respeto, con la dignidad del hombre, nuestro

amor por la cultura. Tiene que ver con esas

cosas. Tiene que ver con buenos pintores, con

buenos escultores y grandes poetas. Quiero

decir, todas esas cosas que los hombres respeta-

mos, veneramos y queremos en nuestro país y

por lo que somos patriotas. No tiene nada que

ver directamente con la defensa de nuestro país,

excepto en hacer que merezca la pena defender-

lo”.

Tanto la frase del discurso de Obama, como

el intercambio entre el senador Pastore y el Dr.

Wilson ponen de manifiesto la devoción por el

conocimiento, por el descubrimiento y por la

innovación que tienen los norteamericanos. No

sorprende, por ello, el esfuerzo que hacen en

I+D (3% de su PIB), y el hecho de que más de

la mitad de las cien mejores universidades del

mundo y diecisiete de las veinte primeras sean

norteamericanas. En España, sin embargo, las

cosas son diferentes. Las inversiones en I+D

representan poco más del 1% del PIB. Y, des-

pués de casi un lustro de reducciones, los presu-

puestos de I+D de la administración central

para 2013 son equivalentes a los de 2005. La

situación de la ciencia española es tan grave que

científicos españoles de primera línea se han

dirigido por carta al presidente Rajoy para

advertirle de que nos encontramos ante su inmi-

nente colapso.

La crisis es la razón esgrimida para justificar

esa situación, pero eso contrasta con lo que ocu-

rre en otros países, como Estados Unidos y tam-

bién Alemania, en los que, desde políticas eco-

nómicas bien diferentes, han coincidido en ele-

var las inversiones en I+D en los momentos difí-

ciles. No es de extrañar, porque segar las inver-

siones en ciencia es cegar una de las principales

fuentes de cultura y conocimiento de un país, y

es también cercenar el desarrollo, el bienestar y

hasta la democracia del futuro. Sus efectos son

múltiples: empiezan afectando al rendimiento y

la continuidad del sistema de ciencia y tecnolo-

gía; luego inciden en la cualificación de los pro-

fesionales de alto nivel; extienden su influjo

negativo a todos los niveles del sistema educati-

vo y, finalmente, es todo el capital humano del

país en su conjunto el que se resiente.

Volver a levantar el sistema de ciencia ruso,

tras haberlo dejado caer a finales del siglo pasa-

do, costará diez veces más que lo que hubiera

costado mantenerlo durante todos estos años.

Algo parecido puede ocurrirle a España. Si el

sistema colapsa no podrá ser reiniciado cuando

vuelvan los ingresos; sencillamente, se desinte-

grará y será necesario un volumen ingente de

recursos para ponerlo de nuevo en marcha.

He querido hacer esta reflexión para recordar

que investigación y educación son la mejor for-

ma de solidaridad, la solidaridad con los que

vienen detrás de nosotros, la solidaridad con el

futuro.

* Artículo publicado originariamente en eldiario Deia.

LA IMAGENNebulosa RosetaNGC 2237 - Rosette Nebula - Hubblepalette: SII(R)Ha(G)OIII(B)Lugar: Granada (ciudad)Telescopio: SkyWatcher ED80CCD: SBIG ST2000XMFiltros: Ha (10x 1800s), SII (10x1200s), OIII(11x 1200s)Accesorios: Óptica adaptativa SBIG AO8,CFW10, IDAS LPS-P2Montura: Losmandy G11

Fotografía tomada através de filtros debanda estrecha y utili-zados en la denomi-nada Hubble Palette:SII para el rojo, Hapara el verde y OIIIpara el azul. Los filtrosde banda estrechapermiten conseguirimágenes de cielo pro-fundo incluso en con-diciones de elevadacontaminación lumí-nica. La nebulosa

Roseta es una nebu-losa de emisión, dondela radiación emitidapor el cúmulo abiertoNGC2244 en su cen-tro ioniza el gas alre-dedor, iluminando lanebulosa y generandoademás ondas decompresión que llevana la formación de nue-vas estrellas, comodenota la presencia deglóbulos de Bok en suinterior.

Por Gian Paolo Candini (IAA)

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Sí, vale, todo esto está muybien. Pero para aquellos alos que la palabra “extrate-rrestre” nos sugiere algomás que bichejos diminu-

tos y lo que queremos es encontrar vidaa lo bestia, el Sistema Solar se nos que-da corto. Para encontrar planetas concondiciones parecidas a las del nuestrohay que mirar mucho más lejos, a otras

estrellas. La búsqueda de estos exopla-netas es una de las disciplinas más enboga en la astronomía actual, y se reali-za con misiones espaciales como Coroty Kepler o mediante instrumentos basa-dos en tierra, como HARPS o el increí-ble, maravilloso y supermolón espectró-grafo de alta resolución CARMENES*.En el próximo número hablaremossobre este último pero, para abrir

boca… ¿Por qué CARMENES se lla-ma CARMENES?

SALA limpiapor Miguel Abril (IAA)

la pregunta:

A) EN HOMENAJE A CARMEN VELA, POR SU DECIDIDO APOYO A LA CIEN-CIA E INVESTIGACIÓN BÁSICAS. B) PORQUE EL INSTRUMENTO OPERARÁ EN SENDOS CÁRMENES DELALBAYZIN GRANADINO (EL CARMEN VISIBLE Y EL CARMEN DEL

INFRARROJO, CERCANO A AQUEL). C) EN HOMENAJE A CARMEN LOMANA, CARMEN DE MAIRENA Y CARMENELECTRA, QUE APOYAN LA CIENCIA E INVESTIGACIÓN BÁSICAS TANTOCOMO LA CARMEN DE LA RESPUESTA A. D) CARMENES ES UN ACRÓNIMO FORMADO POR LAS INICIALES (Y NO TANINICIALES) DE UN MONTÓN DE COSAS RARAS.

La opción A queda descar-tada debido a ciertasespecies animales perte-necientes a la clase de losbatracios y al orden de los

anuros. Las ranas, vamos. La opción Btambién puede eliminarse tomandocomo referencia un montón de películasbasadas en hechos reales, como lassagas de Star Wars o Star Trek, en lasque se demuestra que las ganas depelearse no son patrimonio exclusivo delas formas de vida terrestres. Así que larespuesta correcta queda en un mano amano entre las opciones C y D. ¿Cuáles la buena? Ni idea. Pero ni yo ninadie, vamos. Se han propuesto distin-tos modelos de bioquímicas hipotéticas,en las que el papel del carbono comocomponente básico de las moléculasvitales sería sustituido por elementoscomo el silicio, el boro, el arsénico o unacombinación de nitrógeno y fósforo. Enotros modelos se sustituye el aguacomo disolvente fundamental por com-

puestos como amoniaco, fluoruro dehidrógeno o metanol. No obstante, nin-guno de estos modelos está exento dedificultades para formar sistemas bio-químicos complejos, por lo que muchosinvestigadores defienden que cualquiertipo de vida debería basarse en el car-bono. En el caso de que esta hipótesis,bautizada por Carl Sagan como “chovi-nismo del carbono”, fuera cierta, losorganismos simples podrían ser muchomás parecidos a los que conocemos y,por tanto, no tan evidente su identifica-ción. Queda claro, por tanto, que nopodemos arriesgarnos a confiar ennuestra capacidad de discriminar losorganismos de vida extraterrestre deaquellos que un vehículo espacialpudiera haber transportado desde laTierra. A ello se une un factor impuestopor la responsabilidad moral que acep-tamos al emprender cualquier tipo deinvestigación en otros cuerpos celestes,y que fue plasmada allá por 1967 en elTratado del Espacio Exterior: al menos

tan importante como asegurarse de quelas muestras recogidas no quedan con-taminadas por microorganismos terres-tres es garantizar que ningún organismoterrestre pueda contaminar el entornoextraterrestre. Vamos, que no es cues-tión de que la cosa acabe como en laGuerra de los Mundos pero al revés,con todos los incautos seres vivientesdel planeta rojo (o cualquier otro cuerpoceleste) aniquilados por unos irreducti-bles microbios llegados del espacio. Lasolución a todos estos problemas decontaminación cruzada consiste, simpley llanamente, en mandar naves espa-ciales más limpias que la cocina deChicote. Desde el mismo origen de lasmisiones espaciales, a finales de losaños cincuenta del siglo pasado, sedesarrolló una disciplina específicamen-te orientada a este fin: la protección pla-netaria. Actualmente las misiones espa-ciales se dividen en cinco categorías, enfunción del grado de interacción con elcuerpo celeste objetivo y de la posibili-dad de encontrar vida. Así, las misionesmenos exigentes serían las basadas envehículos que pasan u orbitan en tornoal Sol o a planetas como Mercurio, y lasmás exigentes las naves o sondas dise-ñadas para posarse en Marte o en saté-lites como Titán, Europa o Encélado.Por encima de todas ellas quedarían las

misiones de categoría V, aquellas en lasque se prevé el retorno a la Tierra de lasmuestras recogidas o de alguno de loscomponentes del sistema. Las medidasque contempla la protección planetariapara minimizar la probabilidad de conta-minación se basan en la esterilizaciónde los equipos y en su ensamblaje enentornos limpios. La esterilización suelerealizarse mediante la aplicación de aireseco a altas temperaturas, aunque en elcaso de sistemas electrónicos u otrossensibles al calor se utilizan esterilizan-tes químicos como el peróxido de hidró-geno. La protección planetaria tomóespecial relevancia con el descubri-miento de organismos extremófilos, queson capaces de mantenerse con vida(activa o latente) en condiciones quesiempre se habían considerado incom-patibles con esta. La extraordinariaresistencia de ciertos microorganismosse reveló como un problema real ya en1969, cuando, tras el alunizaje y retornoexitoso a la Tierra de la misión Apolo 12,se descubrieron bacterias vivas del tipoStreptococcus mitis en la cámara foto-gráfica de la sonda Surveyor 3. El des-cubrimiento se atribuyó a un fallo en elproceso de esterilización de la sondaantes del lanzamiento y demostró laabsoluta necesidad de seguir los proto-colos de protección planetaria.

la respuesta:

A) SI SON VERDES, SON MARCIANOS. B) SI SE PELEAN, SON DE LA TIERRA. C) UN ORGANISMO EXTRATERRESTRE DIFERIRÍA TANTO DE UNO TERRESTRE QUEHABRÍA MILES DE FORMAS DE DISTINGUIRLOS. D) NO LO SABRÍAMOS.

Si el Curiosity encuentra vida… ¿cómo sabremos que es efectiva-mente vida marciana y no microorganismos que ha llevado la pro-pia nave desde la Tierra?

RESPUESTAS

(*) Esteeee… ¿se nota mucho que el autor está metido en este proyecto?

Carmen Electra, Carmen de Mairena y CarmenLomana en el photocall de la reunión derevisión del diseño conceptual del proyectoCARMENES, en octubre de 2009.

El cinturón transneptuniano se ha reve-lado como una estructura mucho másrica y compleja de lo que se pensaba.Intentar encajar todas las piezas delpuzle observacional está siendo un ver-dadero -aunque apasionante- infiernopara los teóricos que estudian el origen yevolución del Sistema Solar.En primer lugar, el cinturón transneptu-niano debería tener mucha más masa dela que observamos. No sabemos dóndeestá esa masa perdida, aunque quizá sehalle en objetos muy pequeños y/o par-tículas de polvo que aún no hayamosdetectado. No se han encontrado transneptunianosentre las cincuenta y las setenta UAs.Este hueco podría explicarse con la exis-tencia de un planetoide del tamaño deMarte situado a más de cien UAs y queno se habría detectado debido a su pocobrillo y lento movimiento, o porquepodría estar atravesando la zona de laVía Láctea poblada de estrellas que difi-cultan su descubrimiento.

No sabemos cuántos objetos del cintu-rón son planetas enanos (es decir, esfé-ricos). La respuesta depende de la densi-dad y tamaño de cada cuerpo. Si elcuerpo está compuesto de hielo, comola mayor parte de los transneptunianosdescubiertos, el objeto tendría una formaesférica a partir de los cuatrocientos kiló-metros de diámetro: ¡habría entoncesmiles de planetas enanos más allá deNeptuno! Parece por ello que nuestroSistema Solar es muy eficiente creandoplanetas enanos y podría haber más dediez mil por descubrir en nuestro sistemaplanetario, y quizá ¡billones en nuestraGalaxia! Esto haría que los planetas ena-nos fueran los cuerpos más abundantesdel universo, muy superiores en númeroa estrellas o planetas “comunes”.Además de lo anterior hay muchas máspreguntas aún sin respuesta sobre estosobjetos: ¿por qué la mayor parte de losobjetos brillantes parecen concentrarseen el hemisferio norte?; ¿a qué se debela diversidad de colores observada? (¿adiferentes composiciones, quizá porquese han formado en diferentes lugaresdel Sistema Solar y por ello a diferentes

temperaturas?); ¿cómo han acabado enla misma región?; ¿tienen atmósferasotros transneptunianos aparte dePlutón?; ¿cómo se forman y se mantie-nen esas atmósferas?; ¿cuál es la rela-ción entre los transneptunianos y otrosobjetos del Sistema Solar como loscometas?; ¿y con la nube de Oort (aúnno detectada)?, ¿cómo se forman lossatélites? (¿por captura de otros cuer-pos o por fisión debida a una rotaciónrápida?), ¿por qué presentan densidadestan diferentes? Quizá los objetos másgrandes sean diferenciados y estemosviendo una mezcla de diferentes frag-mentos de estas “capas” desgarradastras muchas colisiones catastróficas.¿Por qué algunos objetos tienen inclina-ciones tan altas -¡algunos hasta 104grados!- e incluso movimientos retrógra-dos?Seguro que la sonda New Horizons, quellegará a Plutón en 2015, y las últimasgeneraciones de telescopios espacialesy terrestres arrojarán nueva luz en esaoscura, fría y lejana región del espacioen los confines de nuestro SistemaSolar.

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR PABLO SANTOS SANZ (IAA)

Incertidumbres

Hace ya dos décadas que David Jewitt yJane Luu detectaron un pequeño, lentoy débil objeto al que se bautizó como1992 QB1. Este objeto marcó el inicio delestudio del llamado cinturón transneptu-niano (o cinturón de Edgeworth-Kuiper),un conjunto de pequeños cuerpos queorbitan alrededor del Sol más allá deNeptuno. Aunque en realidad el primerode los objetos de este cinturón, Plutón,fue descubierto en 1930 por ClydeTombaugh. Es curioso que la mayorestructura del Sistema Solar descubiertahaya permanecido oculta a nuestros ojoshasta casi el final del siglo XX.En estos veinte años hemos descubiertoque estos cuerpos, situados a más detreinta unidades astronómicas del Sol(una unidad astronómica -UA- es la dis-tancia media Tierra-Sol), guardan infor-mación relevante sobre la evolución yformación del Sistema Solar hace 4.600millones de años. Estos objetos son res-tos de la formación planetaria a partir dela nube de gas y polvo que también ori-

ginó el Sol. A tales distancias nuestroSol apenas ilumina el cielo en esas oscu-ras y frías regiones donde la temperaturaes de -220 grados.Casi han finalizado todos los programasde búsqueda de transneptunianos brillan-tes en ambos hemisferios y la mayorparte de los detectados tiene diámetrosentre los cien y los trescientos kilóme-tros; aunque por supuesto los hay mayo-res, en el rango de los miles de kilóme-tros, como Haumea, Quaoar, Varuna ylos dos más grandes, Eris y Plutón, querondan los dos mil cuatrocientos kilóme-tros. Hemos detectado hasta ahora1.258 objetos transneptunianos y esti-mamos que quedan sin descubrir más decien mil con diámetros mayores de cienkilómetros y probablemente miles demillones con tamaños kilométricos.Conocemos los períodos de rotaciónpara unos ochenta objetos transneptu-nianos, siendo Haumea el que rota másrápidamente (en solo cuatro horas). Losmás grandes suelen tener satélites.Hemos descubierto también que lassuperficies de estos cuerpos presentanuna gama de colores muy variada, desde

los más azulados (compuestos funda-mentalmente por agua helada ometano), a los más enrojecidos (colordebido a materia orgánica irradiada). Lamayoría presentan superficies oscuras ypoco reflectantes como el carbón, aun-que algunos tienen superficies muyreflectantes como el hielo. También sehan observado densidades muy distin-tas: desde muy bajas, cercanas al aguahelada, hasta densidades rocosas.Asimismo ocupan una gran variedad deórbitas con muy diferentes excentricida-des e inclinaciones.En los últimos tiempos la detección deocultaciones de estrellas por alguno deestos cuerpos nos ha permitido calcularcon mucha precisión los tamaños devarios de ellos -2002 TX300, Eris,Makemake, Varuna-. Con estas oculta-ciones también se puede detectar la pre-sencia de atmósfera global, hasta ahorasolo detectada en Plutón. También, ygracias al telescopio espacial infrarrojoHerschel (ESA/NASA), hemos podidomedir el diámetro y la reflectividadsuperficial (albedo) de casi ciento cua-renta transneptunianos.

Pilares científicos

VEINTE AÑOS DEL CINTURÓN TRANSNEPTUNIANO

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

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

D E S T A C A D O S

DOS VIDEOBLOGS HISTÓRICOS FALSOS: Nikola Tesla y Henrietta Leavitt

¿Cómo divulgaría ciencia un personaje histórico si dispusiera de las herra-mientas con las que contamos hoy día? Esta pregunta se halla en la basedel un proyecto de divulgación del IAA que protagonizan Nikola Tesla,inventor que permitió generalizar el uso de la energía eléctrica, y

Henrietta Leavitt, astrónoma que nos legó, entre otras cosas,un método para medir distancias en el universo. Ya estándisponibles todos los vídeos de Tesla en teslablog.iaa.es ydiez de la serie El extraño caso de Henrietta Leavitt yErasmus Cefeido.

“¿Ciencia y poesía, literatura y ciencia, son partículas que giran alrededor de un núcleo llamadoconocimiento, como sucedía en la Antigüedad clásica, o tienden a expandirse, a separarse unade la otra al modo de un big bang? ¿Qué relaciones han mantenido ciencia y religión? ¿Qué enfo-que de la ciencia adoptaron los poetas clásicos chinos? ¿Qué visión de los médicos ha ofrecido,desde sus inicios, el cine? ¿Cuáles deberían ser las prioridades de la ciencia de cara al bienestarhumano? ¿Cuál es el futuro de la ciencia en relación con la literatura? ¿Qué ofrece al arte elec-trónico?Un escogido grupo de colaboradores, procedentes de diversos ámbitos, dan respuesta a estascuestiones en el número 253 de la revista Litoral”.

CIENCIA Y POESÍA. REVISTA LITORAL, NÚMERO 253

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

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

21 feb

21 mar

Rolando García (NCAR, EEUU)

Por determinar

Clima y protocolos: La que se nos venía encima.

Por determinar

LAS CONFERENCIAS SE RETRANSMITEN A TRAVÉS DE INTERNET EN WWW.SONOVOZ.COM,DESDE DONDE TAMBIÉN PUEDEN DESCARGARSE SESIONES ANTERIORES

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA. CICLO LUCAS LARA