Source: https://issuu.com/revista-iaa/docs/revistaiaa-29-oct2009
Timestamp: 2017-05-29 23:11:50+00:00

Document:
CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAAhttp://www.iaa.es/conferencias/29 octEmilio J. Alfaro (IAA-CSIC)Creacionismo, catastrofismo y transformismo en Astrofísica26 novJuan Fabregat (U. Valencia)Título por confirmar17 dicAlberto Castro Tirado (IAA-CSIC)Astronomía robótica: telescopios que lo hacen todoSEMANA DE LA CIENCIA 2009
Del 17 al 20 de noviembre (19:00) se celebrará en la Biblioteca de
Andalucía el ciclo de divulgación científica “Noches de ciencia III”,
organizado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
y la Estación Experimental del Zaidín (EEZ-CSIC). Este ciclo busca
divulgar la ciencia de forma amena y con un enfoque
multidisciplinar, aunando la astronomía con las ciencias de la
tierra. Este año el tema central será el concepto de evolución, que
se examinará desde diferentes ámbitos: Galileo y Darwin como
motores de cambio en la astronomía y la biología, la evolución
química del universo y de la vida (¿cómo surgieron los elementos
que forman lo que vemos?), la evolución de nuestro modo de
estudiar la naturaleza gracias a las lentes (el telescopio y el
microscopio como extensiones de nuestros ojos) y la influencia
del entorno desde el punto de vista de la habitabilidad en otros
planetas y en el nuestro propio (conceptos de selección,
adaptación y herencia). Las charlas se organizan en forma de
dueto para potenciar el debate con la audiencia y serán
impartidas por profesionales de reconocido prestigio y gran
Más información enwww.iaa.es/scyt2009INFORMACIÓN yA A
CTUALIDADSTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html
OCTUBRE DE 2009, NÚMERO 29SUNRISEmás cerca del SolACTIVIDADES PARALELAS:
- EXPOSICIÓN FOTOGRÁFICA “COSMOS: VISTAS DESDE LA NAVE
TIERRA”, de la Sociedad Astronómica Granadina. En la sala de
exposiciones de la Biblioteca de Andalucía (C/Profesor Cantero 6,
Granada). Del 9 al 20 de noviembre.
- CICLO DE CIENCIA FICCIÓN en la Filmoteca de Andalucía. Del 9
al 13 de noviembre. Programa en: www.filmotecadeandalucia.comRECOMENDADOS
NUEVO CENTRO ASTRONÓMICO DE DIVULGACIÓN
El pasado mes de junio tuvo lugar la inauguración del centro astronómico “La
Fresnedilla” con una serie de actividades de divulgación, entre las que destacaron las conferencias de Emilio J. García (IAA), Eduardo Battaner y Enrique Hita
(UGR). En pleno corazón del Parque Natural de las Sierras de Cazorla, Segura y
las Villas, la Asociación Astronómica Quarks de Úbeda une uno de los parajes
más bellos de la geografía española con uno de los mejores cielos a través de
diversas actividades como conferencias, observaciones, talleres...
aaquarks@aaquarks.comHD 209458b y los modelos de atmósferas estelares
Formación de estrellas masivasCHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA
El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición
de los colegios interesados. Pueden obtener más información en la página Web del instituto o
contactando con Emilio J. García (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: garcia@iaa.es).INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA
Consejo Superior de Investigaciones Científicashttp://www.iaa.esDirector: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,
ISSN: 1576-5598SUMARIO
Sunrise, una aventura polar ...3
Nuestra tormentosa estrella ...5
¿Son válidos los modelos de atmósferas estelares? ...7
¿Viajaremos más rápido que la luz? ...9
HISTORIAS DE ASTRONOMÍA. Últimas tardes con Hipatia ...11
DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Edwin Hubble ...12
EL “MOBY DICK” DE... Antxon Alberdi (IAA-CSIC)...14
Betelgeuse en ebullición
¿Qué supone el hallazgo de glicina en el cometa 81P/Wild?
Cosmología de alta precisión con supernovas
El Quinteto de Stéphan
Ecos gravitatorios del Universo primordial
ENTRE BASTIDORES ...22
CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES
Formación de estrellas masivas ...23FE DE ERRATAS
En la contraportada del número 28 aparecía una reseña sobre la colaboración con El País Digital llevada
a cabo con motivo del AIA-IYA2009. Debemos añadir que dicha colaboración se lleva a cabo por la
Sociedad Española de Astronomía (SEA).El telescopio Sunrise, du
Kiruna. Fuente: Carlye CaSUN
E,REPORTAJESUNA AVENTURA POLARUna aventura polar, durante la preparación del lanzamiento en la base de
ye Calvin, UCAR.SUNRISE, UN TELESCOPIO SOLAR QUE VIAJA EN GLOBO PARA
ESTUDIAR EL CAMPO MAGNÉTICO DEL SOL, YA HA
COMPLETADO SU PRIMERA MISIÓN CON ÉXITO
Por Jose Carlos del Toro (IAA-CSIC)Los telescopios solares
Los avances científicos más recientes en
Física Solar, y en general en toda la
Astronomía, suelen ir aparejados con
avances tecnológicos. Hasta hace bien
poco, los mejores datos espectropolarimétricos* tenían resoluciones espaciales
equivalentes a unos cuatrocientos kilómetros en la superficie solar. El satélite
japonés Hinode (con participaciones americana y británica), en órbita desde sep-Kirunatiembre de 2006, viene realizando regularmente una espectropolarimetría con
resolución espacial de doscientos kilómetros en el Sol, gracias a que su telescopio
de cincuenta centímetros de abertura se
encuentra fuera de la acción perturbadora
de la atmósfera. Ha sido precisamente
este aumento en resolución el que nos ha
permitido encontrar las pequeñas estructuras magnéticas, fundamentalmente hori-*MEDIR EL CAMPO MAGNÉTICOLa espectropolarimetría es el conjunto de técnicas que se utilizan
para la medida y el análisis de la luz
(radiación electromagnética) y de su
estado físico, atendiendo tanto a su
composición en longitudes de onda
(espectro) como a su estado de
polarización. La polarización tiene
que ver con la dirección de vibración
asociada a la radiación electromagnética. La espectropolarimetría
es esencial para medir el vector
campo magnético solar puesto que
este deja sus huellas polarizadas en
el espectro de la luz.www.iaa.es/revistaSOBREVOLAR EL POLO NORTE A
CUARENTA KILÓMETROS DE
ALTURA CON UNA BARQUILLA DE
DOS TONELADAS DE PESO QUE
SOLAR TAN GRANDE COMO EL
MAYOR DEL MUNDO, con su instrumentación de alta tecnología, en busca de
valores más precisos del campo magnético solar, podría ser una definición corta
de la misión Sunrise en la que estamos
implicados cinco instituciones españolas
junto con otras de Alemania y los Estados
El globo estratosférico Sunrise se lanzó el
pasado 8 de junio desde una estación en el
corazón de la Laponia sueca, 200 kilómetros al norte del Círculo Polar Ártico.
Tradicionalmente, los físicos solares nos
hemos referido al “Sol en calma” por
contraposición al “Sol activo”, esto es, a
aquellas regiones del Sol que poseen un
intenso magnetismo. Actividad y magnetismo han sido palabras sinónimas en la
jerga especializada. Así pues, decir “en
calma” era equivalente a decir “no
magnético”. Sin embargo, en los últimos
tres años, la comunidad solar ha sido testigo de una verdadera revolución del concepto de “Sol en calma”, puesto que este
se ha observado cubierto casi por doquier
de estructuras magnéticas que, por su
pequeño tamaño, habían escapado a la
observación hasta entonces.3Rzontales, del Sol en calma. Como además
tenemos constancia de que la resolución
no es aún suficiente (los píxeles de nuestras cámaras no están llenos de estructuras
magnéticas), tenemos la certeza de que
dar un paso más en la tecnología, que nos
traslade hasta unos setenta kilómetros de
detalle en el Sol, nos permitirá dilucidar la
distribución espacial y comprender mejor
las propiedades del campo magnético
Podemos aumentar la resolución espacial
de forma directa si aumentamos el tamaño
de nuestros telescopios. El telescopio
solar al vacío de la Academia de Ciencias
sueca, el más grande actualmente en operación en el mundo, con un metro de abertura e instalado en el Observatorio de El
Roque de los Muchachos en la isla de La
Palma, está comenzando a suministrar
magnetogramas (mapas del campo magnético) con resoluciones cercanas a los
setenta kilómetros citados, pero la atmósfera impide la mínima estabilidad que se
requiere para que los datos alcancen la
calidad necesaria. La única solución reside en liberarse de la atmósfera manteniendo el tamaño del telescopio.
La misión Sunrise consiste precisamente
en eso, en poner a cuarenta kilómetros de
altura un telescopio de un metro de abertura. Si además esto se hace sobre el polo,
lo que permite observar el Sol durante
veinticuatro horas al día, las condiciones
resultan óptimas. El vuelo se realizó
mediante un globo aerostático proporcionado por la NASA, desde la estación de
lanzamiento de la Agencia Espacial Sueca
en Esrange, cerca de Kiruna (Suecia),EL EQUIPO SUNRISE
Un consorcio germano hispano norteamericano emprendió en 2002 esta aventura. Liderados por el Max Planck
Institut für Sonnensystemforschung (Alemania), el consorcio cuenta con el Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik
(Alemania), el High Altitude Observatory (EEUU), el
Instituto Ignacio da Riva de la Universidad Politécnica de
Madrid, el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Instituto
Nacional de Técnica Aeroespacial, el Grupo de
Astronomía y Ciencias del Espacio de la Universidad de
Valencia y el Instituto de Astrofísica de Andalucía del
CSIC.A la izda, el espejo primario de SUNRISE, recuperado intacto en
Canadá. A la dcha, la misión en vuelo.
Fuente: SSC/WERNER DEUTSCH y Carlye Calvin, UCAR.doscientos kilómetros al norte del círculo
polar ártico. Si la barquilla con toda la
instrumentación científica pesaba unas dos
toneladas, el conjunto con el globo, los
cables y los paracaídas llegaba hasta las
seis toneladas. Semejante ingenio ascendió grácilmente hasta que, a su altura de
equilibrio de unos cuarenta kilómetros,
los vientos presentes en la estratosferaLa única solución reside en
liberarse de la atmósfera
manteniendo el tamaño del
telescopioNi el más frágil de los
instrumentos, el espejo del
telescopio, sufrió daños
transportaron a Sunrise hasta el norte del
Canadá durante seis días, circunvalando el
polo Norte. Una vez allí, tras separarse
del globo, la barquilla con el telescopio y
toda su instrumentación descendieron en
paracaídas en la isla canadiense de
Somerset, en una región helada de difícil
acceso que dificultó las labores de rescate. A pesar de las dificultades, la recuperación se llevó a cabo según lo previsto y
ni el más frágil de los instrumentos, el
espejo del telescopio, sufrió daños durante el aterrizaje. Ahora queda todo el tra-bajo de análisis de los datos contenidos en
los discos duros, pero el éxito de este primer viaje ya ha compensado parte de los
esfuerzos de siete años de un buen puñado
de científicos e ingenieros.Sunrise, características técnicas
El telescopio cuenta con un correlador y
un sensor de frente de onda que, de
forma adaptativa, corrige las pequeñas
perturbaciones residuales que pueda
sufrir, asegurando una puntería de 3,6
kilómetros sobre el Sol. Los instrumentos posfocales son SUFI (Sunrise Filter
Imager), una cámara ultravioleta con la
mayor resolución jamás lograda, e IMaX
(Imaging Magnetograph eXperiment) un
magnetógrafo vectorial diseñado para
obtener mapas del campo magnético
solar como hasta ahora nadie había conseguido. El magnetógrafo IMaX ha sido
fruto de la colaboración entre el IAC, el
IAA-CSIC, el INTA y el GACE-UV. Es
el primer instrumento para plataforma
aeroespacial íntegramente concebido,
diseñado, construido, e integrado en
España por instituciones españolas. De
hecho, es el primer magnetógrafo europeo en vuelo; sus dos anteriores precursores son norteamericanos. En su diseño
se han incorporado nuevas tecnologías
hasta ahora no probadas en el espacio,
como el uso de retardadores ópticos de
cristal líquido. Este novedoso diseño
hace de IMaX el precursor de otro magnetógrafo que hemos comenzado a desarrollar para volar en la plataforma Solar
Orbiter de la Agencia Espacial Europea
(ESA).EL MAGNETISMO DELSOLNuestra
LA ROTACIÓN DE LAS CAPAS
INTERNAS DEL SOL PARECE
CONSTITUIR EL ORIGEN DEL
INTENSO CAMPO
EN 1989, TODA LA PROVINCIA DE
QUEBEC, EN CANADÁ, SUFRIÓ UN
APAGÓN GENERAL DE NUEVE
HORAS que afectó a millones de personas. Mientras, en California, las puertas
de los garajes se abrían y cerraban sin
cesar. Y en el norte de España se observaban llamaradas rojizas en el cielo, que
se confundieron con extraterrestres e
incendios y resultaron ser auroras. ¿El
culpable? Pues a 150 millones de kilómetros: el Sol.
Y es que el Sol no emite energía de manera uniforme, sino que presenta fenómenosdesconcertantes. Para empezar tiene manchas, o regiones algo más frías que, en
comparación con el resto de la superficie,
vemos oscuras. Además, bastante a menudo sufre fulguraciones, explosiones que
liberan la energía de millones de bombas
de hidrógeno en pocos minutos. O de
repente expulsa al espacio enormes burbu-jas de gas, las llamadas eyecciones de
masa coronal, que despiden de media unos
1.600 millones de toneladas de materia. Y
estos fenómenos, que se agrupan en lo que
se conoce como actividad solar, presentan
una recurrencia periódica de once años: al
comienzo del ciclo la actividad es reducida (pocas manchas, pocas fulguraciones…) y aumenta hasta llegar al máximo.
Raro, ¿verdad? Pero lo mejor es que todo
ello se puede explicar con una causa
común, el campo magnético.
Para entender cómo se produce el campo
magnético solar hay que conocer algunos
de los rasgos de nuestra estrella: el gas
que lo compone está tan caliente que se
configura como un plasma, una forma de
materia en la que los electrones se han
separado de los núcleos de los átomos y,
por lo tanto, tiene carga eléctrica. Al
poner en movimiento grandes masas eléctricamente cargadas surge el campo
magnético, y en el Sol prácticamente nadawww.iaa.es/revistaSUN
E,Arriba, una fulguración solar, captada por el satélite
SOHO de la NASA. A la izda, un bucle de materia que
une dos regiones muy magnetizadas (TRACE/NASA).5R
Arriba: torsión de las líneas de campo magnético, que emergen a la superficie y forman bucles magnéticos.
Derecha: las distintas capas del Sol. Se cree que el campo magnético se genera en la división entre la capa
radiativa y la convectiva.está quieto: rota, pulsa, y en una zona
interna incluso burbujea de forma similar
al agua hirviendo (grandes burbujas de gas
caliente ascienden hacia la superficie,
donde se enfrían y vuelven a descender).
Aunque posiblemente todos estos movimientos contribuyan a la creación del
campo magnético, se cree que hay una
región clave, justo debajo de la zona
donde el gas está en ebullición (o zona
convectiva), donde se produce un cambio
dramático relacionado con la rotación de
la estrella que genera y amplifica ese
campo. El Sol presenta lo que se conoce
como rotación diferencial, que consiste en
que las regiones ecuatoriales rotan máswww.iaa.es/revistaLA VISIÓN GLOBAL6Aún no disponemos de una visión global
del campo magnético solar que explique,
entre otras cosas, por qué ocurren los
ciclos y por qué cada once años, por qué
las manchas tienden hacia el ecuador a
medida que el ciclo avanza o por qué los
polos magnéticos se invierten durante el
máximo solar (la última inversión, en 2001,
hizo que el polo norte magnético, que se
hallaba en el norte geográfico, pasara al
sur). Entender todo esto ayudará a conocer
cómo influye la actividad solar en nuestro
planeta y podrá aplicarse al estudio del
campo magnético de otras estrellas. Y para
ello hay que estudiar a fondo incluso las
regiones “tranquilas”, ya que hace pocos
años se hallaron puntos brillantes en zonas
sin actividad que resultaron ser también
concentraciones de campo magnético.
Seguro que Sunrise, con el magnetógrafo
IMaX a bordo, no se deja nada en el tintero y nos permitirá conocer mejor a nuestra
atormentada estrella.rápido, con un periodo de unos veintiséis
días, que los polos, que completan una
vuelta en más de treinta días. Esto es algo
típico de las estrellas al ser cuerpos gaseosos, pero en el Sol esa rotación diferencial sólo se produce hasta cierta profundidad: si dibujamos una trayectoria desde la
superficie del Sol hasta su núcleo, a partir
del 28% de ese camino se pierden las diferencias entre el ecuador y los polos y el
Sol gira como si fuera un cuerpo sólido.
Para visualizarlo podríamos pensar en el
Sol como una matrioska, esa muñeca rusa
que contiene otra en su interior: la de dentro gira rígidamente cada veintiocho días,
mientras que la de fuera anda más desordenada, con la cabeza y los pies girando
cada treinta días y la barriga cada veintiséis. Incluso los profanos podemos imaginar que ahí tiene que ocurrir algo, y los
científicos creen que las fuerzas generadas
por el “encontronazo” de ambos tipos de
rotación constituyen el origen del magnetismo solar.
Ahora, ¿cómo explicamos la actividad
solar con su magnetismo? Un campo
magnético se define con líneas de fuerza
que, en condiciones normales, deberían
unir directamente los dos polos, el sur y elnorte. Pero como el Sol rota más velozmente en el ecuador que en los polos, esas
líneas de campo magnético se van torciendo y curvando en el ecuador en dirección
este oeste, hasta tal punto que las líneas
emergen a la superficie y forman bucles
magnéticos, en cuya base suelen hallarse
las manchas. Ya hemos comentado que se
trata de regiones más frías, y ese descenso de la temperatura se debe a que el
campo magnético bloquea el transporte de
energía hacia la superficie. Y ahí no queda
todo, porque la mayoría de los fenómenos
violentos que hemos descrito al principio,
las fulguraciones y eyecciones, se localizan en regiones con manchas, o más magnetizadas. De hecho, se cree que las fulguraciones se deben a la liberación repentina de la energía acumulada en líneas de
campo magnético sometidas a una fuerte
torsión. Fue, precisamente, una intensa
fulguración la que produjo en 1989 la tormenta magnética que dejó a oscuras a todo
Quebec, además de producir errores en
los satélites espaciales e interferencias en
las comunicaciones por radio.SUNRISE, DATOS BÁSICOS
La misión Sunrise ha heredado las fortalezas de algunos de los mejores observatorios solares, como la Torre Solar Sueca (SST, Isla de la Palma) o el satélite Hinode e introduce mejoras como la observación en el ultravioleta o la posibilidad de obtener un mapa en dos dimensiones del campo magnético al completo, además de su inigualable resolución. El empleo de
un globo estratosférico le permite trabajar en condiciones similares a las de los satélites y evitar la degradación de las imágenes producida por las turbulencias de la baja atmósfera terrestre, pero con un coste y un tiempo de ejecución considerablemente menor. Además, su trayectoria circular por el ártico le permite evitar los ciclos día y noche y observar el Sol de forma
ininterrumpida durante toda la duración del vuelo, así como la generación de energía constante gracias a los paneles solares. En este primer vuelo de cinco días Sunrise atravesó
Noruega y Groenlandia hasta alcanzar el norte de Canadá, y en un segundo vuelo programado para diciembre o enero de 2010 completará una trayectoria alrededor del Polo Sur de
entre nueve y doce días de duración.MODELOSDE ATMÓSFERAS ESTELARESREPORTAJES¿Son válidos los modelos
de atmósferas estelares?EL EXOPLANETA HD 209458B ES,
DESDE SU DESCUBRIMIENTO EN EL
AÑO 2000, UN PLANETA EXTRASOLAR ESPECIAL. Fue el primero de una
serie de exoplanetas descubiertos por la técnica de los tránsitos, basada en la pequeña
disminución de luz producida por el planeta
al pasar por delante de su estrella. Una
curiosidad que puede ser interesante para
los aficionados a la Astrofísica es que la
estrella madre de HD 209458b puede verse
con unos prismáticos en la constelación de
Pegaso, ya que se trata de una estrella de
magnitud 7 (está a unos 150 años luz de
La masa de HD 209458b es 0,7 veces la
masa de Júpiter o unas 220 veces la masa de
la Tierra y su año, o lo que tarda en completar una órbita alrededor de su estrella,
dura aproximadamente 3,5 días. Su radio es
1,3 veces el radio de Júpiter. Debido a su
proximidad a la estrella madre, presenta una
temperatura alta (más de 800 grados centígrados) y se han detectado, debido al efecto
de irradiación de la estrella, signos de evaporación de su atmósfera.
Pero las curiosidades de nuestro exoplaneta
no acaban aquí: su atmósfera fue la primera
en ser caracterizada y se han encontrado tra-zas de oxígeno y carbono. Más recientemente, Barman (2007) anunció que había
detectado vapor de agua en la atmósfera del
exoplaneta. Se trata de una medición muy
difícil de realizar y depende, entre otros factores, de los modelos adoptados. Tal resultado debe tomarse con cuidado ya que el
estudio del tránsito de HD 209458 nos revela, como veremos más tarde, que algunos
modelos usados en su análisis presentan
algunos problemas.El oscurecimiento hacia el borde
La investigación del tránsito de un exoplaneta sigue, grosso modo, las mismas técnicas utilizadas en el estudio de las estrellas
binarias eclipsantes. En cierto sentido, los
tránsitos son más sencillos de analizar porque el planeta posee mucha menos masa, es
considerablemente más frío que la estrella y
su luz no contribuye a la luminosidad total
del conjunto. Además, sólo tenemos que
estudiar la irradiación de la estrella madre
sobre el planeta y no la irradiación mutua,
como ocurre en las binarias eclipsantes. La
forma del tránsito, o de la curva de luz que
obtenemos al observarlo, depende de cómo
la luz de estrella está distribuida en su disco.
Tal efecto se llama limb-darkening, u oscurecimiento hacia el borde y se aprecia muy
claramente en el Sol, cuyas regiones centrales son mucho más brillantes que el borde.
Se trata de un efecto intrínseco de todas laswww.iaa.es/revistaEL ANÁLISIS DETALLADO DEL EXOPLANETA HD 209458B
DESVELA QUE LOS MODELOS DE ATMÓSFERAS ESTELARES
EMPLEADOS PARA EL ESTUDIO DE LOS PLANETAS
EXTRASOLARES INTRODUCEN ERRORES SISTEMÁTICOS EN EL
CÁLCULO DE SUS TAMAÑOS
Por Antonio Claret (IAA-CSIC)Curvas de luz en diez longitudes de onda del tránsito
del exoplaneta HD 209458b obtenidas con el telescopio espacial Hubble.7Ratmósferas estelares y se debe a la semitransparencia de las capas que la forman y al
aumento de temperatura de las mismas hacia
el interior. Así, si miramos hacia el centro
de una estrella vemos capas más profundas
(y más calientes), mientras que cuando
miramos hacia los bordes vemos capas
menos profundas y más frías, por lo tanto
más oscuras.Se han detectado, debido al
efecto de irradiación de la
estrella, signos de
evaporación de su atmósferawww.iaa.es/revistaHST8Pues este efecto tiene mucho que decir cuando un exoplaneta transita delante del disco
de su estrella madre. No sabemos cómo se
distribuye la luz en una estrella, así que
tenemos que recurrir a modelos teóricos de
atmósferas estelares que sí nos puede dar
esta información. Haciendo uso de estos
modelos podemos calcular la curva de luz
teórica e inferir algunas propiedades de los
exoplanetas. Si la curva de luz es de muy
buena calidad podemos incluso derivar
empíricamente los coeficientes de oscurecimiento hacia el borde. Hace un año aproximadamente detectamos que estos modelos
presentan ciertos problemas cuando comparamos los coeficientes empíricos de algunas
binarias eclipsantes con los valores teóricos
(Claret 2008). Sin embargo, los datos de
estas estrellas eran escasos y dispersos y no
permitían emitir una conclusión definitiva
sobre la validez de los modelos de atmósfe-Izda: efectos de las incertezas en la temperatura efectiva y en la metalicidad en los coeficientes de oscurecimiento
hacia el borde cuadráticos. Las barras de error representan los valores empíricos para HD 209458a.
Dcha: comparación entre valores teóricos del oscurecimiento hacia el borde usando modelos plano paralelos
ATLAS (cuadros superiores) y modelos con simetría esférica PHOENIX (cuadros inferiores). Las observaciones
están representadas por las barras de error.ras estelares. Era un indicio, pero sólo eso.
Hace unos meses, un colaborador nuestro,
J. Southworth (2008), analizó el tránsito de
HD 209458b. La curva de luz fue obtenida
con el telescopio espacial Hubble y es de las
mejores obtenidas hasta ahora para exoplanetas. Tal calidad le permitió inferir los coeficientes de oscurecimiento hacia el borde de
forma empírica. De su análisis se desprende
el mismo indicio encontrado por nosotros
usando binarias eclipsantes, aunque no era
el objetivo principal de su trabajo.
Decidimos atacar el problema con herramientas teóricas más sofisticadas, como
cálculos monocromáticos (en una sola longitud de onda, en lugar de filtros) y modelos
de atmósferas geométrica y físicamente más
sofisticados (Claret y Hauschildt 2003).Desacuerdo con los modelos
Ahora teníamos más elementos para analizar la situación real de los modelos de
atmósferas estelares: en lugar de las habituales observaciones con cuatro filtros,
teníamos diez observaciones abarcando un
amplio sector espectral: de 320 hasta los 980
Hay varias causas posibles para explicar un
desacuerdo entre los coeficientes teóricos de
oscurecimiento hacia el borde y los empíricos: el tipo de función que se utiliza para
representar las intensidades, errores en la
observación de la estrella madre o problemas intrínsecos en los modelos de atmósferas. Se utilizan la aproximación lineal y la
cuadrática para describir cómo la intensidad
se distribuye sobre el disco estelar. La aproximación lineal pude ser descartada cuando
tenemos observaciones de muy buena calidad, como es el presente caso. Analizamostambién la influencia de los errores en la
gravedad y en la temperatura efectiva de la
estrella madre y estas barras de error no son
lo suficientemente grandes como para explicar el desacuerdo (imagen superior, izda).
La explicación restante se relaciona con la
capacidad de los modelos de atmósferas
estelares para describir la distribución de las
intensidades. Utilizamos modelos más sofisticados con geometría esférica y las discrepancias persistían (imagen superior, dcha).
Así que, eliminadas las otras posibles causas, podemos concluir que los modelos
actuales de atmósferas estelares no son capaces de predecir con la precisión necesaria
cómo se distribuyen las intensidades a lo
largo del disco estelar, al menos para el
rango de la temperatura efectiva de la estrella madre (Claret 2009).
Tal resultado indica que hay errores sistemáticos en las masas y principalmente en
los radios de los exoplanetas estudiados. Por
ejemplo, las barras de error en la relación de
los radios pueden ser entre tres y cinco
veces las publicadas. Los problemas detectados en los modelos de atmósferas pueden
tener también consecuencias en otros campos clave de la Astrofísica que dependen de
su utilización (que son muchos y variados).
Sería interesante comprobar la validez de los
modelos de atmósferas en los varios ámbitos de la Astrofísica y confirmar (o no) las
discrepancias descritas aquí.
Claret, A., Hauschildt, P. H. 2003, Astronomy &
Astrophysics, 412, 91
Southworth, J. 2008, MNRAS, 386, 1644VIAJESSUPERLUMINARES¿Viajaremos más rápido
que la luz?SEGÚN LA TEORÍA DE LA
RELATIVIDAD GENERAL, NADA
PUEDE VIAJAR A MÁS DE TRESCIENTOS MIL KILÓMETROS POR
SEGUNDO, lo que impide una exploración
espacial profunda basada en el envío de
expediciones científicas de ida y vuelta: llegar a la estrella más cercana requeriría,
como mínimo, cuatro años de viaje, y ni
hablar de cruzar la Galaxia, que exigiría
varias decenas de miles de años. Una de las
posibilidades teóricas para escapar de esta
limitación era el motor de curvatura (warp
drive), consistente en mover el propio espacio tiempo que, en principio, puede contraerse y expandirse sin límite de velocidad.
Sin embargo, un reciente artículo, publicado
en la revista Physical Review D y en el que
participa Carlos Barceló, del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC),
muestra dos efectos del motor de curvatura
que imponen serias restricciones a su desarrollo.
El motor de curvatura tiene su origen en la
ficción: se trata del mecanismo que permite
a los personajes de Star Trek surcar el espacio más rápido que la luz, o a velocidades
superluminares, mediante la distorsión del
espacio tiempo. Su salto al terreno científico
tuvo lugar en 1994, año en el que el físico
mexicano Miguel Alcubierre publicó un artículo titulado El motor de curvatura: viaje
hiperveloz en el marco de la RelatividadGeneral. Este trabajo aprovecha la flexibilidad de la geometría del espacio tiempo, que
se curva en presencia de materia del mismo
modo que, por ejemplo, una pelota situada
sobre una sábana tensada curva el tejido a su
alrededor. En el Universo, los objetos más
masivos producen curvaturas más acentuadas, y Alcubierre diseñó el siguiente medio
de transporte: una burbuja cuyas paredes,
compuestas de materia “exótica”, producen
una contracción del espacio tiempo en la
proa y una dilatación en la popa similares a
una ola en el mar. Una nave dentro de la
burbuja alcanzaría su destino “sin moverse”www.iaa.es/revistaUN ESTUDIO RECIENTE
MUESTRA QUE EL MOTOR DE
CURVATURA, UNA
PROPUESTA DE LA FÍSICA
TEÓRICA PARA VIAJES QUE
SUPERAN LA VELOCIDAD DE
LA LUZ, RESULTA
(IAA-CSIC)Ilustración de un viaje superluminar en el que el movimiento del propio espacio tiempo provoca el desplazamiento de
una nave.9RConcepción artística de la burbuja de Alcubierre: la
nave se desplaza porque el espacio tiempo se contrae
en la parte delantera y se expande en la trasera.espacio tiempo, esas partículas pasan a ser
reales. Esto es lo que ocurre en ambos horizontes de la burbuja, con catastróficas consecuencias.Dos horizontes problemáticospor la distorsión local del espacio tiempo,
igual que un surfista situado sobre la cresta
no ejerce un movimiento propio pero alcanza la orilla gracias al de la ola.www.iaa.es/revistaFluctuaciones de vacío10“El motor de curvatura es una construcción
matemática muy ingeniosa, que incluso hizo
pensar si podría hacerse ingeniería de ella.
Pero, ¿es realista construirlo?”, apunta
Carlos Barceló (IAA-CSIC), cuyo trabajo ha
ofrecido una respuesta negativa. El motor de
Alcubierre ya mostraba debilidades, como la
enorme cantidad de energía en forma de
materia exótica (un tipo de materia aún
hipotético que tiene propiedades gravitatorias repulsivas) necesaria para hacerlo funcionar. Existen indicaciones de que este tipo
de materia podría existir, por lo que la posibilidad de construir un motor de curvatura
no se descartaba.
“Pero hay algo que no se ha contemplado y
puede afectar al movimiento de esa burbuja:
cómo actúan las fluctuaciones cuánticas ante
las curvaturas”, señala Carlos Barceló.
Cuando la burbuja se desplaza a velocidad
superluminar, desde el punto de vista del
observador interno las paredes anterior y
posterior se comportan respectivamente
como un horizonte blanco y un horizonte
negro, similar al que poseen los agujeros
negros. Esto es: si el astronauta de la nave
mira hacia atrás no verá absolutamente
nada, ya que se está desplazando a mayor
velocidad que la luz y ninguna señal puedealcanzarle; en cambio, la proa de la nave
recibirá todas las señales, y por ello se habla
de horizonte blanco.
En este reciente estudio, los físicos han calculado cómo se comportan las fluctuaciones
cuánticas en ambos horizontes cuando laUna nave dentro de la burbuja
alcanzaría su destino “sin
moverse”, igual que un surfista
alcanza la orilla gracias al
La opción consiste en no
atravesar la barrera de la luz,
de modo que no se produjeran
horizontes, ni radiación de
Hawking ni altas temperaturas
burbuja se acerca a la barrera de la luz, y
han hallado dos efectos que impiden el viaje.
En la teoría cuántica, en presencia de curvatura ocurre que, aunque el estado de mínima
energía es el vacío (o estado de no partícula), la energía del vacío nunca es equivalente a cero y por tanto debe tener efectos gravitatorios. Para describir este vacío no inerte se habla del constante nacimiento y aniquilación de parejas o pares de partículas,
tan rápido que resulta imposible detectar su
presencia. Por ello se las conoce como partículas virtuales. Sin embargo, bajo ciertas
condiciones, como una fuerte distorsión delEn el horizonte negro se produce un resplandor debido a la radiación de Hawking,
un efecto conocido en los agujeros negros,
objetos que presentan campos gravitatorios
tan intensos que nada, ni la luz, puede escapar. Aunque siempre se pensó que ninguna
emisión podía proceder de ellos, Stephen
Hawking predijo en 1974 que los agujeros sí
emiten radiación debido, precisamente, a la
creación y destrucción de pares en la proximidad del horizonte de sucesos, o región
límite a partir de la que sí es posible la
huida: el enorme campo gravitatorio del
agujero negro puede romper el par y absorber una de las partículas, mientras que la
otra escapa y pasa de ser una partícula virtual a una partícula real. El efecto es un resplandor que procede del horizonte y cuya
intensidad, en el caso del horizonte negro de
la burbuja, depende del grosor de la pared:
una pared fina, más fácil de obtener en
teoría, presentaría temperaturas muy altas
que podrían destruir la nave que viajara en
Y, aunque pudieran construirse paredes tan
gruesas que la temperatura producida por la
radiación de Hawking no fuera un obstáculo, el horizonte delantero, el blanco, supone
un impedimento insalvable. La contracción
del espacio tiempo en la parte delantera produciría, igualmente, la ruptura de los pares
de partículas, aunque con la diferencia de
que todas las partículas irían amontonándose
en la pared produciendo en ella una acumulación exponencial de energía. “Un crecimiento exponencial es incontrolable -asegura Carlos Barceló-, y hace inconsistente la
construcción porque tiende a autodestruirse.
O inventamos una manera de contrapesar
esa energía con una energía inversa, lo cual
parece inverosímil, o simplemente hay que
admitir que no podemos superar la velocidad
de la luz por razonables periodos de tiempo”. Otra opción consiste en no atravesar la
barrera de la luz, de modo que no se produzcan horizontes, ni radiación de Hawking,
ni altas temperaturas. Como los autores
señalan al final del artículo, “quizá viajar al
99% de la velocidad de la luz no esté tan
mal, después de todo”.HHISTORIAS
DE ASTRONOMÍAÚltimas tardes con Hipatia
EMILIO J. GARCÍA(INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA)Todo lo referente a Hipatia de Alejandría está
envuelto en un halo de leyenda: su belleza (una
cualidad que nunca se menciona de un científico), su sabiduría, su libertad de creencia, y su
muerte violenta a manos de fanáticos cristianos.
Desde la Ilustración, la figura de Hipatia ha
sido utilizada, hasta el abuso, como arma arrojadiza de numerosos y variados ideales. Su
espantosa muerte ha sido catalogada por
muchos historiadores como el fin de la cultura
clásica; ha sido presentada como víctima de la
intolerancia religiosa; como heroica defensora
de la ciencia frente a la superstición; y, por
supuesto, como heroína del feminismo, en lo
que Carlo Pascal definía como “la primera
mártir de la misoginia”. Incluso la Iglesia ha
introducido elementos de su vida en la biografía de Santa Catalina de Alejandría.
Presente en todo tipo de expresiones artísticas
-novela, teatro, poesía-, es la única mujer (probablemente) presente en la reunión de sabios
que Rafael ilustra en su Escuela de Atenas, y
acaba de protagonizar la última película de
Sueño de artistas, heroína de las feministas,
imagen de la razón, etc. En fin, raro es que no
hayan hecho camisetas con su efigie, compitiendo con las del mismísimo Che. Pero, realmente ¿qué sabemos de esta mujer que nunca
salió de Alejandría?¿QUÉ SABEMOS DE HIPATIA?
Pues en realidad, nada que provenga de su propia mano, ya que no se ha conservado ningún
texto histórico de su puño y letra. La fuente
más fidedigna proviene de la extensa correspondencia que se conserva de uno de sus alumnos más entusiastas, Sinesio de Cirene, que llegaría a convertirse en Obispo de Pentápolis.
Gracias a Sinesio sabemos que en Alejandría, a
finales del siglo IV y comienzos del V, una
mujer ya madura, llamada Hipatia, hija de
Teón, enseñaba Filosofía, Matemáticas,
Astronomía y otros saberes a un grupo de estudiantes que la veneraban como a una santa. Los
miembros de este círculo, que se declaraban
“bajo el signo de Hipatia”, no formaban parte
precisamente de los estratos más humildes; al
contrario, entre ellos se encontraban miembros
de las mejores familias, que acudían de todas
partes atraídos por la fama de la sabiduría y elUna de las personas más cercanas y admirada
por Orestes era precisamente Hipatia. Hipatia
estaba en desacuerdo con la intromisión de los
Obispos en cuestiones políticas, y comenzó a
correr el rumor entre las esferas cristianas de
que ella era la causante de la guerra entre
Orestes y Cirilo. Hipatia contaba con ex
NO SE HA CONSERVADO NINGÚN alumnos repartidos en los más altos cargos de
todo el imperio, y esto hace que los seguidoTEXTO HISTÓRICO DE SU PUÑO Y LETRA”
res de Cirilo comenzaran a verla como una
influyente rival que había
Deliberadamente, iniciaron
una campaña de rumores,
acusándola de ser bruja y
practicar la magia negra, lo
que apelaba a la profunda
superstición del pueblo. Los
poderes eclesiásticos comenzaron a catalogarla como
una “astrónoma bruja y
hechicera”
Hesequio, fue la Astronomía
mezclada con la astrología y
el oscurantismo lo que
marcó el destino de Hipatia.
Por fin, los rumores produPosible retrato de Hipatia (fragmento de la Escuela de Atenas de Rafael).
jeron resultados y un grupo
de exaltados dirigidos por un
ba “una forma divina de conocimiento”, y que tal Pedro el lector, probablemente un clérigo
elaboró una adaptación de una de las obras menor, decidió matar a la supuesta bruja. Los
cumbre del saber astronómico, El Almagesto detalles dependen de quién cuente la historia:
de Ptolomeo, probablemente las únicas líneas para algunos se trata de multitud de creyentes,
escritas por Hipatia que han llegado a nuestros y para otros apenas un puñado de exaltados.
En cualquier caso, culminaron su acción un
día de marzo del 415. Asaltaron a Hipatia
cuando regresaba a su casa, la sacaron vioLA MUERTE DE HIPATIA
Ni Hipatia, a la que muchos autores encasi- lentamente del carruaje y la arrastran a la iglellarán en el futuro como “defensora del paganismo”, ni sus alumnos, entre los que hay
tanto cristianos como paganos, parecieron
SEGÚN HESEQUIO, FUE LA
sufrir ningún tipo de persecución de mano de ASTRONOMÍA MEZCLADA CON LA ASTROTeófilo, el máximo mandatario eclesiástico de LOGÍA Y EL OSCURANTISMO LO QUE
la época, a pesar de su declarada guerra al MARCÓ EL DESTINO DE HIPATIA”
culto pagano. Pero las cosas comenzaron a
cambiar cuando, en sustitución de Teófilo,
subió al poder su sobrino Cirilo, que pasaría sia del Cesarion. Allí le arrancaron la ropa y
la despedazaron con fragmentos de cerámica,
a la historia como San Cirilo.
El nuevo obispo, hombre ambicioso, continuó tras lo que llevaron su cuerpo fuera de la ciula batalla por la pureza de la fe y, sobre todo, dad, donde lo quemaron sobre una pira.
por la ampliación de la influencia de la Iglesia No se trató de un asesinato machista, ni conen cuestiones administrativas, lo que levantó tra el paganismo, sino de un simple y estúpilas suspicacias del prefecto Orestes, la máxi- do asesinato político, como tantos que exisma figura política de Alejandría. tirán después. Tras su muerte, Orestes abanRápidamente, el conflicto religioso se exten- donó su cargo y Cirilo se hizo con el poder de
dió al enfrentamiento personal entre Cirilo y la ciudad. El asunto se archivó como una
revuelta más contra una bruja pagana.
calado espiritual de Hipatia. Más tarde serán
obispos, gobernadores, concejales, comandantes militares, etc.
Respecto a su producción científica, sabemos
que amaba la Astronomía, a la que considera-““www.iaa.es/revistaPOR11BIOGRAFÍA
Nacido en la ciudad de Marshfield (Missouri, EEUU), vivió en Chicago desde
los diez años. Hubble mostró fascinación por la ciencia desde su infancia,
durante la que fue asiduo a Julio Verne (Veinte mil leguas de viaje submarino,
De la Tierra a la Luna) y a Rider Haggard (Las minas del rey Salomón). Mostró
gran talento tanto para el estudio como para el atletismo, y durante sus años
de universidad combinó las matemáticas y la astronomía con el boxeo o el
baloncesto. Sin embargo, durante una beca en la Universidad de Oxford dio
un giro a su carrera académica y comenzó a estudiar derecho, una profesión
que no le satisfizo ya en sus primeras prácticas. De modo que retomó su
pasión por la astronomía y, tras estudiar en el Observatorio Yerkes, obtuvo su
doctorado en astronomía por la Universidad de Chicago en 1917.
Durante la Primera Guerra Mundial Hubble aceptó un puesto en el
Observatorio de Monte Wilson (California), donde demostró que las nebulosas
espirales observadas en el cielo eran en realidad galaxias similares a la Vía
Láctea, y construyó un sistema para clasificar los distintos tipos de galaxias
que observaba. Hubble estudió el movimiento de las galaxias y apreció que,
cuanto más distantes se hallaban a más velocidad se alejaban de nosotros,
fenómeno que hoy conocemos como la expansión del Universo.
Sus observaciones revolucionaron la astronomía y cambiaron por completo la
concepción del universo. Hubble abandonó el Observatorio de Monte Wilson
en 1942 para ayudar a combatir contra los nazis durante la II Guerra Mundial,
lo que le valió una medalla al mérito. Tras la guerra retomó su trabajo y convenció a sus superiores de la necesidad de disponer de un telescopio mayor
que el reflector de dos metros y medio que él había empleado hasta entonces.
Así se diseñó el Telescopio Hale, situado en el Observatorio de Monte
Palomar, y Hubble utilizó ambos hasta su muerte el 28 de septiembre de 1953
debido a una trombosis.EDWIN HUEL DIAPASÓN DE HUBBLEwww.iaa.es/revistaLA CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS12Antes de 1926 no existía un sistema de clasificación de galaxias satisfactorio,
y el empleado entonces (Wolf, 1908) no distinguía entre nebulosas y galaxias.
Tras descubrir que muchas de las nebulosas espirales observadas eran en
realidad otras galaxias, Edwin Hubble elaboró una clasificación que las dividía
en elípticas (E), espirales (S) e irregulares, y que aún se emplea hoy día. Las
primeras se dividen a su vez en subgrupos que van desde el E0 (para las muy
rendondeadas) hasta el E7 (para las muy elípticas), mientras que las espirales
se dividen en dos grandes familias: barradas y no barradas (una barra es una
estructura brillante que se extiende a ambos lados del núcleo). Las espirales
también se subclasifican dependiendo del grosor de su bulbo -la región esférica central- y de cómo de unidos tengan los brazos. Así, las de tipo “a” presentan un bulbo grueso y brazos muy apretados, mientras que las de tipo “c”
muestran bulbos pequeños y brazos muy amplios. Existe un tipo intermedio
entre las elípticas y las espirales, las lenticulares, que tienen bulbo y disco pero
no brazos espirales y que aparecen como S0 en el diagrama de Hubble.
Finalmente, las galaxias irregulares destacan por carecer de forma concreta.
Este esquema, que Hubble diseñó con propósitos puramente morfológicos, se“Era el dominio del le
sobre trabajos anterio
aprended a escribir alinterpretó como un esquema evolutivo que sugería que las galaxias elípticas
evolucionaban hacia la forma espiral tras pasar una fase como lenticular. Sin
embargo, Hubble dejó claro que no existía tal implicación: “La nomenclatura,
debe enfatizarse, se refiere a la posición en la secuencia, y las connotaciones
temporales se harán a riesgo de cada uno. Toda la clasificación es puramente empírica y sin menoscabo para con las teorías evolutivas...”.UBBLEydeconstrucción
otros ensayospor Silbia López de Lacalle (IAA-CSIC)LA LARGA SOMBRA DE HUBBLE
ALGUNOS TÉRMINOS ACUÑADOS CON SU APELLIDO
Hoy día, se emplean términos como la zona de evasión de Hubble, la
secuencia de Hubble, la ley de luminosidad de nebulosas de reflexión
de Hubble, el perfil de luminosidad de Hubble para galaxias elípticas, la
constante de Hubble, el tiempo de Hubble, el diagrama de Hubble y el
telescopio espacial Hubble, entre otros.HUBBLE Y LA COSMOLOGÍA
EXPANSIÓN DEL UNIVERSO Y BIG BANGUN SELLO PARA HUBBLEl lenguaje de Hubble lo que daba a sus artículos ese predominio
eriores. [...] Claramente, la lección para los estudiantes fue:
r al mismo tiempo que aprendéis a hacer gran ciencia”
Allan SandagePIONERO DE LAS ESTRELLAS DISTANTES
En marzo de 2008, el Servicio Postal de los Estados Unidos
publicó un sello en su honor, en una serie titulada “Científicos
Americanos”. Le acompañaba la siguiente cita: “Considerado a
menudo el pionero de las estrellas distantes, el astrónomo Edwin
Hubble (1889-1953) desempeñó un papel fundamental en la
interpretación de la amplia y compleja naturaleza del Universo.
Sus minuciosos estudios de las nebulosas espirales demostraron
la existencia de otras galaxias además de nuestra Vía Láctea. Si
no hubiera fallecido repentinamente en 1953, Hubble habría
ganado ese año el Premio Nobel de Física”.El descubrimiento de la expansión del Universo, que suele relacionarse casi
exclusivamente con el artículo de Hubble publicado en 1929, tenía raíces hondas y varios precursores. Ya antes de 1918 James Edward Keeler, Vesto
Slipher y William Campbell conocían el corrimiento al rojo de las galaxias, un
fenómeno que consiste en el aumento de la longitud de onda de su radiación
(o una tendencia hacia el rojo en el espectro electromagnético), que apuntaba a un progresivo distanciamiento.
Y fue Henrietta Swan Leavitt quien desarrolló, en 1912, la relación entre el
periodo y la luminosidad de las estrellas cefeidas, una herramienta que permitió determinar las distancias no sólo de las cefeidas situadas en la Vía
Láctea, sino también de las galaxias que contienen estrellas de este tipo. Fue
la combinación de las medidas de corrimiento al rojo realizadas por Slipher
con las medidas propias de distancia de las galaxias (a partir de la relación
periodo luminosidad) lo que permitió a Edwin Hubble y Milton L. Humanson
hallar una proporcionalidad entre la distancia de las galaxias y su velocidad de
alejamiento, que hoy conocemos como ley de Hubble y que establece que las
galaxias se alejan unas de otras y que además este desplazamiento aumenta con la distancia: cuanto más distantes, a mayor velocidad se alejan. ¿Cómo
explicarlo? Una analogía muy común consiste en coger un globo y pintar unas
galaxias, o unos puntos, sobre él. Al hincharlo, las galaxias de ese pequeño
universo en dos dimensiones se alejarán con el mismo patrón que observó
Hubble hace ocho décadas, y que se conoce como la expansión del Universo.
Pero la expansión tenía importantes implicaciones, ya que si “rebobinamos”
ese alejamiento progresivo las galaxias se irán acercando unas a otras hasta
converger en un punto, lo que por un lado permitió calcular la edad del
Universo y, por otro, supuso el apoyo definitivo para la teoría que proponía un
Universo dinámico frente a uno estático y que a mediados del siglo pasado se
concretaría en la teoría del Big Bang, o gran explosión.www.iaa.es/revistaWMAP/NASA13el “Moby Dick” de...
...Antxon Alberdi(IAA - CSIC)SN 1993JNacido en San Sebastián en el año 1963. Licenciado en
Ciencias Físicas por la Universidad de Zaragoza, se doctoró
en 1991 en la Universidad de Granada tras haber realizado su
tesis doctoral en el Max Planck Institut fuer Radioastronomie
(Bonn) y el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).
Actualmente es Investigador Científico del CSIC en el IAA.Si tuviera que escoger un objeto
astronómico de los que me ha
acompañado a lo largo de mi
carrera científica, tendría que optar entre
el núcleo activo de la galaxia 4C39.25, la
radio supernova SN 1993J y la galaxia
starburst NGC 7469 en cuyo anillo circumnuclear de formación estelar estalló
la radio supernova SN 2000ft. Pero para
este artículo he decidido seleccionar la
supernova SN 1993J, objeto sobre el que
hemos publicado resultados de gran
impacto científico. Nuestro primer artículo data del año 1994 y, hoy día, seguimos trabajando de forma muy activa en
la física asociada a SN 1993J. En estos
dieciséis años, la supernova ha mostrado
un cambio de flujo de más del 100%.
La supernova SN 1993J estalló en la
galaxia M81, situada a una distancia de
unos doce millones de años luz, el 28 de
marzo de 1993. Fue descubierta por el
astrónomo aficionado español Francisco
García y alcanzó una magnitud que la
convirtió en la supernova más brillante
descubierta en el hemisferio norte desde la
supernova SN 1954A. La cercanía de M81una supernova de tipo IIb.Observaciones en radio
Pero además, el brillo y la distancia de SN
1993J la convertían en un perfecto objeto
de estudio para observaciones radiointerferométricas de alta resolución angular
(VLBI), en caso de que el objeto emitiera
en longitudes de onda de radio. Y así fue:
la emisión de radio a dos centímetros fue
detectada tan solo dos semanas después
de su explosión. En los meses siguientes,
pudo detectarse la emisión a longitudes
de onda más largas (3,6, 6, 13 y 18 centímetros). Gracias a las observaciones de
alta resolución angular (una resolución
angular de 0,5 milisegundos de arco a una
distancia de 3,6 Mpc corresponde a una
resolución lineal de ¡0,03 días luz!),
detectamos por primera vez la estructura
tipo shell (cáscara o corteza esférica) para
una radio supernova joven. Esta estructura había sido ya propuesta por los mode-www.iaa.es/revistaSN 1993J, que muestra una clara estructura de tipo cáscara esférica.14y la alta declinación de SN 1993J hacen
que sea una de las supernovas mejor
observadas en la historia de la
Astronomía. Espectros ópticos tomados
una semana después de su descubrimiento
mostraron líneas de hidrógeno muy prominentes, lo que indicaba que la supernova era de tipo II, producto del colapso de
una estrella con un mínimo de ocho veces
la masa solar. Sin embargo, pronto se
comprobó que no era una supernova tipo
II arquetípica, ya que evolucionó rápidamente a una supernova de tipo Ib, debido
a que la envoltura de hidrógeno era muy
poco masiva. Así, se la caracterizó comolos teóricos, que establecían que la emisión en radio se debía al choque entre el
material expulsado de la supernova y el
medio circumestelar, que resultaba en la
formación de una estructura de tipo cáscara esférica. En esta región los electrones
son acelerados a velocidades próximas a la
de la luz y, en presencia del campo
magnético amplificado en la región afectada por la onda de choque, emiten radiación sincrotrón que se detecta a longitudes de onda de radio.
A lo largo de los años hemos obtenido la
primera película de la expansión angular
de la supernova y hemos hallado que seproduce manteniendo un alto grado de
circularidad a lo largo de toda su vida (ver
la imagen, donde se muestra la evolución
de SN 1993J a lo largo de diez años de
vida). Gracias a las observaciones multiépoca y multifrecuencia hemos comprobado que la expansión angular se va decelerando con el tiempo y que el parámetro“El brillo y la distancia de SN
1993J la convertían en un
perfecto objeto de estudio
para observaciones radiointerferométricas de alta resolución angular (VLBI)”de deceleración depende de la longitud
de onda de observación. Ello nos ha permitido conocer la densidad tanto del
medio circumestelar como del material
expulsado por la supernova, así como
modelar la variación de la opacidad asociada con dicho material a medida que la
supernova se expande. En trabajos muy
recientes, hemos construido un modelo
numérico que resuelve las ecuaciones de
transferencia de la radiación sincrotrón y
simula tanto las curvas de luz multifrecuencia de SN 1993J como las imágenes.
Así, hemos determinado los parámetros
físicos característicos de la radio emisión:
el campo magnético en la región de emisión, la densidad de electrones en la
misma región, la eficiencia de la aceleración de los electrones relativistas en el
choque frontal y la temperatura de los
electrones circumestelares.
En este año 2009, seis mil días después de
su explosión, SN 1993J se ha convertido
en una supernova muy débil (con una
densidad de flujo por debajo del
miliJansky) y el medio circumestelar se ha
vuelto transparente para la supernova en
expansión. SN 1993J se encuentra ya en la
transición de radio supernova a remanente de supernova, donde su evolución
vendrá gobernada por la interacción con
el medio interestelar.ActualidadBetelgeuse en ebullición
Esta estrella expulsa cada año una cantidad de masa equivalente
a la de la Tierra, fenómeno que parece provocado por procesos
De mi abuela aprendí el truco
de sancochar (ella en realidad
decía “asustar”) las lentejas para
hacer el potaje, si el día de antes
se le había olvidado echarlas previamente en agua. Había que estar
muy atento al momento en el que
el agua rompía a hervir para inmediatamente retirarlas, y ya se
podían guisar normalmente.
Ese “romper a hervir” es el instante en el que se produce un cambio
en el régimen de transporte de la
energía producida por el fuego
aplicado al fondo de la olla (foco
caliente) hasta su superficie (foco
frío), pues la aportación de calor
desde abajo es superior a la capacidad que tiene el agua de transportarlo por simple conducción y
necesita además de un transporte
de materia. Este fenómeno físico
no se comprende tan bien como
cabría esperar dada su frecuencia
en las experiencias cotidianas del
ser humano. Se llama convección
y su carácter intrínsecamente
enrevesado se debe a que las
ecuaciones que lo describen (que
no son más que derivaciones de
principios de conservación dentro
de una geometría dada, que para
el agua hirviendo era la olla
misma) son no lineales. Esto quie-Imagen de Betelgeuse obtenida con el
instrumento de óptica adaptativa NACO
del Very Large Telescope (ESO).re decir que nuestras percepciones más frecuentes que obedecen
a leyes del tipo “cuanto más …,
más …” no son estrictamente aplicables.
Por supuesto que existen teorías
aproximadas que tratan de explicar las observaciones a la escala
humana, y esas teorías deberíanexplicar también las observaciones
de otros fenómenos convectivos
que se producen a escalas gigantescas. Ese es el caso de
(cien mil veces más que nuestro
Sol) y grandes (mil veces más) que
conocemos está en plena ebullición y se desprende cada año de
una cantidad de masa equivalente
a la de la Tierra. No sabemos concerteza cuál es el mecanismo físico que actúa en la estrella, pero
convección juega un papel crucial.
Astrónomos del ESO, utilizando
técnicas de óptica adaptativa (es
decir, “mover” nuestro sistema
óptico para compensar el titilar de
las estrellas) junto a la técnica de
“la imagen afortunada” (traducción
libérrima que me permito del original inglés lucky imaging), que
selecciona sólo las mejores imágenes, es decir, aquellas que están
menos deformadas por la acción
atmosférica, han puesto de manifiesto que los movimientos convectivos en esta estrella gigante pueden ser la causa de la expulsión de
parte de su masa. La imagen
adjunta habla por sí misma. Estas
observaciones son insustituibles
para poder comparar con los
modelos teóricos de convección y
así quizás poder predecir con cierta exactitud cuándo este objeto
explotará como una supernova,
cosa que hará casi con certeza en
los próximos millones de años. La
distancia a la que se encuentra de
nosotros probablemente no dejará
a la Tierra inmune. Cabe la posibilidad de que nuestro planeta pudiera ser sarcochado (“asustado”,
diría mi abuela) como una pequeña
lenteja en el espacio, algo que
algunos investigadores han sugerido como causa de alguna que otra
extinción masiva ocurrida evos
atrás en nuestro planeta.
Rafael Garrido (IAA)Las primeras estrellas pudieron
ser binarias
La mayoría de las estrellas que existen
actualmente en el Universo se encuentran en
sistemas estelares de dos o más miembros.
Recientes simulaciones numéricas realizadas
por investigadores del Kavli Institute for Particle
Astrophysics and Cosmology y de la
Universidad Estatal de Michigan parecen
demostrar que la primera generación de estrellas que se formó en el Universo - la denominada Población III - también pudo haberlo hecho
en forma de sistemas binarios. Teóricamente,
estas primeras estrellas del Universo se forma-NASA/CXC/CfA/E.O'Sullivan.
Canada-France-Hawaii-Telescope/Coelumron en los primeros centenares de millones de
años tras el Big Bang, en la llamada época
oscura, cuando la luz de estas estrellas era
oscurecida por el denso gas existente (motivopor el que son invisibles para nuestros telescopios). Sin embargo, la aparición de estos sistemas binarios en las simulaciones abre una puerta para que puedan ser detectadas por otros
medios. Estos primigenios sistemas estelares
evolucionarían, tras un violento fenómeno
explosivo - un estallido de rayos gamma -, a un
sistema de dos agujeros negros, o de un agujero negro y una estrella de neutrones.
Estas explosiones podrían ser detectadas por
los actuales satélites de rayos gamma, o en un
futuro por detectores de ondas gravitatorias.www.iaa.es/revistaEN BREVEEmilio J. García (IAA)15A¿Qué supone el hallazgo de glicina en
el cometa 81P/Wild?
Un grupo del
Center (NASA),
liderado por Jamie
Elsila, ha identificado
glicina en muestras
del cometa 81P/Wild
2 que trajo la nave
En mi opinión, la importancia
de esta noticia no está en que se
haya encontrado, por primera
vez en un cometa, uno de los
aminoácidos que forman parte
de las proteínas de los seres
vivos, o que sea una proteína
codificada en el genoma de la
mayoría de ellos. Ni siquiera está
en el hecho, cuestionable, como
todo hoy en día, de que ese descubrimiento, en palabras de los
autores, apoya la idea de que los
la vida son comunes en el espacio y da fuerza al argumento de
que la vida en el Universo puede
ser más común que rara.nada y actualmente se considera
que la glicina todavía no ha sido
detectada de modo remoto. La
dificultad para detectar la glicina
de forma remota, además de por
existir en pequeñas cantidades,
reside en que su espectro es muy
complejo, constituido por un bosque, relativamente denso, de
muchos niveles rotacionales. Por
ello, por ejemplo, el Dr. Crovisier,
del grupo cometario de Meudon yoritos fue en 1962, por Degens y
Bajor de Caltech (por cierto, en
un momento en el que la evaluación de la actividad científica
parece querer trivializarse al cómputo de unos pocos números, uno
no debe desaprovechar la oportunidad para decir que ese artículo,
según el ADS, sólo tiene nueve
citas) aunque, según estudios
posteriores, existían dudas sobre
detectados. Inequívocamente, gli-PARTÍCULAS DE POLVO COMETARIOwww.iaa.es/revistaLa búsqueda de glicina16De acuerdo a simulaciones por
ordenador y a experimentos de
laboratorio, la glicina en el espacio se formaría, probablemente,
debido a la acción de la luz ultravioleta sobre hielos que contienen material orgánico. Fue a
finales de los años 70 cuando
empezó a buscarse la glicina (el
más “simple” de los aminoácidos
al contener tan solo diez átomos)
en el espacio de manera remota.
Sin embargo no fue hasta 1994
que un grupo de la Universidad
de Illinois publicó la primera
detección. Detección que no ha
sido confirmada. Posteriormente,
en 2003, un grupo de la National
Taiwan Normal University anunció que había detectado glicina
en el medio interestelar. Esta
detección fue seriamente cuestio-Arriba, partículas de polvo cometario
atrapadas en aerogel. Fuente:
A la derecha, imagen del cometa
81P/Wild 2. Fuente: NASA.experto radioastrónomo, opina
que, por lo que respecta a los
objetos del Sistema Solar, la glicina y compuestos similares
deberían buscarse in situ, más
que de manera remota. De
hecho, que la glicina existe en el
espacio ya se había confirmado
de esta forma, analizando meteoritos. La primera vez que se
detectaron aminoácidos en mete-cina procedente del espacio fue
detectada en el meteorito
Murchinson en 1970.
Corresponden también a ese
época, principios de los 70, los
estudios minuciosos de muestras
lunares que permitieron la detección de glicina en ellas, aunque
existen distintas hipótesis sobre
su origen.El hallazgo en el cometa
81P/Wild 2Así, en mi opinión, la noticia importante no es que se haya encontrado glicina en muestras del cometa
81P (quizá hubiese sido más
importante que se hubiera demostrado que no había glicina) sino
cómo se ha encontrado (aquello de
que las formas, a veces, son más
importantes que el fondo). NASA
seleccionó Stardust como misión
espacial a finales de 1995. Esta
sería la primera misión
robótica para traer de
de la órbita de la Luna.
Para recoger las partículas del entorno del
cometa se utilizó aerogel, un material con
una porosidad superior al 95 % y, aunque
patentado en 1930. La
nave se lanzó a principios 1999 (sólo tardaron tres años en desarrollarla) y en 2004
realizó el paso por el
cometa Wild 2. La
cápsula con las muestras aterrizó
en 2006 y ahí empezó el trabajo en
los laboratorios. Las muestras de
glicina encontradas no se recogieron en el aerogel, por su porosidad, sino en las láminas de aluminio que servían para contenerlo. El
grupo de la Dra. Elsila ha pasado
la mayor parte del tiempo desarrollando y comprobando los equipos
para analizar muestras tan reducidas. La glicina se detectó considerablemente pronto (en 2008) pero
han esperado a análisis isotópicos
precisos para publicar la noticia
(2009). A mí, esta investigación me
resulta ejemplar y me quedo con
cómo lo han hecho más que con lo
Pedro J. Gutiérrez (IAA)AUn estudio de las
que lo delimitan
apunta a que se trata
de una alineación
transitoria de dos
Un grupo de astrónomos, en el
que participa Emilio J. Alfaro, del
ha acometido un detallado estudio
sobre el Cinturón de Gould, un sistema estelar joven con forma de disco
cuyos extremos Sur y Norte se localizan en dos grupos estelares bien
definidos, el de Orión (Ori OB1) y
Escorpión-Lobo-Centauro (ScoCen), respectivamente.
El estudio muestra que estos dos
grupos no proceden de la misma
nube de gas y que carecen de una
dinámica coherente, condiciones
indispensables para formar un sistema único. Los autores sugierenabandonar la idea del Cinturón de
Gould como una estructura real, y
contemplarlo como una alineación
casual provocada por nuestro punto
El estudio se ha basado en la distribución de los cúmulos abiertos jóvenes, agrupaciones de entre decenas
y miles de estrellas nacidas de una
misma nube de gas, en las regiones
de Orión y Escorpión-LoboCentauro. Las teorías de formación
estelar afirman que las estrellas
nacen a partir de enormes nubes de
gas, cuya contracción y colapso va
generando poblaciones estelares
como los cúmulos abiertos, que se
forman en las zonas más internas y
densas de la nube (una nube puede
contener una masa de entre miles y
millones de soles). Si el cinturón de
Gould fuera un sistema estelar coherente debería mostrar una distribución más o menos uniforme de
cúmulos abiertos en sus dos regiones dominantes, y los datos afirmanlo contrario: mientras que la región
de Orión es rica en cúmulos,
Escorpión-Lobo-Centauro muestra
una densidad casi nula de este tipo
de objetos. Este resultado se suma a
su diferente velocidad, imposible de
explicar con los modelos actuales.
Todo ello apunta a que estas dos
regiones de formación estelar han
tenido un origen diferente y que su
posición actual, en la que parecen
formar un único sistema, es sólo un
fenómeno transitorio.Una “superconstelación”El Cinturón de Gould fue descubierto en 1847 desde el hemisferio Sur
terrestre por John Herschel, quien lo
describió como una banda de
anchura similar a la Vía Láctea formada por las estrellas más brillantes
del cielo austral y con una inclinación
de veinte grados con respecto a la
Galaxia. Benjamin Gould retomó su
estudio en 1879 y, durante el siglo
XX, se han dedicado numerosos tra-Cosmología de alta
precisión con supernovas
Las supernovas de tipo Ia, empleadas como
patrón para medir distancias, muestran
asimetrías que pueden conducir a errores
La determinación de distancias
es una de las cuestiones más importantes en astrofísica. A distancias
pequeñas (hasta varios millones de
años luz), existen diversas técnicas
que permiten la determinación de
distancias con buena precisión. Sin
embargo, cuando hablamos de distancias “cosmológicas” (miles demillones de años luz), ninguna de
las técnicas habituales es aplicable
o, si lo es, resulta en distancias
determinadas con escasa precisión.
Si se quiere avanzar significativamente en el campo de la cosmología, se hace necesaria una herramienta que determine las distancias
con gran precisión. Hasta elmomento, el “metro-patrón” más
preciso para determinar distancias
es el uso de las supernovas de tipo
Ia (SN Ia).
Las supernovas de tipo Ia ocurren
cuando una enana blanca ha succionado gas de una estrella compañera hasta el punto en que alcanza una masa crítica, tras lo cual
explota de modo violento. Como
esta masa crítica es un valor muy
bien conocido, las SN Ia dan lugar abajos al análisis de su estructura y
movimiento, así como a la construcción de una teoría que explicara su
origen. La descripción más aceptada
lo define como un disco de gas y
estrellas, con un diámetro cercano a
los 3.300 años luz y una masa de un
millón de soles, y que rota sobre su
eje a la vez que se expande. Sin
embargo, y a la luz de los recientes
resultados, el investigador Emilio J.
Alfaro sugiere que se trata de una
“superconstelación”, producto de la
tendencia humana a ver un triángulo
donde sólo hay tres puntos. “Ya era
extraño que una estructura semejante sólo se viera desde el hemisferio
Sur, pero ahora sabemos que Orión
y Escorpión-Lobo-Centauro son grupos estelares diferenciados; así, el
Cinturón de Gould es producto de
nuestra visión, todavía localista, del
Universo, y no un sistema real”, concluye el astrónomo.explosiones cuyo brillo intrínseco en
el máximo de emisión es prácticamente igual para todas ellas.
Además, la elevada uniformidad de
las curvas de luz de las SN Ia las
convierte también en excelentes
herramientas para medir la expansión del Universo. De hecho, la
observación de SN Ia a alto corrimiento al rojo llevó al descubrimiento de que el Universo experimentó
una aceleración en su expansión en
su época temprana.
Sin embargo, un trabajo recientemente publicado en Nature por
científicos alemanes y estadounidenses demuestra que es necesario
aplicar una corrección a esta técni-www.iaa.es/revista¿Existe el cinturón de Gould?El plano de la Vía Láctea, con la forma
del Cinturón de Gould delimitada sobre
ella. Las estrella inferior derecha marca la
situación de Orión, y las tres estrellas
centrales agrupadas la de EscorpiónLobo-Centauro. Fuente: NASA.17A
ca, debido a que las supernovas
más brillantes tienen curvas de luz
más anchas. Esta correlación
entre luminosidad y anchura
(de la curva de luz) se
obtenía en las simulaciones numéricas, utilizando modelos unidimensionales y para determinados parámetros,
escogidos ad hoc. Sin
de ignición y detonación de una supernova
de Tipo Ia es un proceso
intrínsicamente asimétrico,
Imagen basada en una simulación
por ordenador de una supernova tipo Ia
que muestra asimetrías en la explosión.
Fuente: F. Ropke.de modo que las simulaciones 1D
son, por necesidad, incorrectas, y es
necesario recurrir a modelos 3D.
Aquí radica la novedad del trabajo
publicado en Nature por Kasen y
colaboradores, que realizan simulaciones 3D de la física de la explosión
y de la transferencia de radiación.
Estas simulaciones muestran que la
ruptura de la simetría esférica durante la fase de ignición y detonación de
la explosión es un factor crucial en la
determinación de la relación luminosidad anchura.
Asimismo, Kasen y colaboradores
encuentran que esta asimetría puede explicar la polarización detectada
en la luz de algunas supernovas.
Los autores estiman que, si no se
tiene en cuenta el efecto de la asimetría intrínseca a la explosión, ladeterminación de la distancia a SN
Ia muy lejanas (en el Universo temprano), podría estar afectada por un
error sistemático de hasta un 2%. Si
tenemos en cuenta que la constante
de Hubble se conocía hasta no hace
mucho con un error de un factor de
dos, este error del 2% se nos antojará pequeño. Sin embargo, la
astrofísica está entrando en lo que
podemos denominar “cosmología de
precisión”, en particular para determinar distancias y medir la expansión del Universo en sus épocas
tempranas, que determinaron la
posterior evolución del Universo en
el que vivimos. Por ello, hasta errores del 2% son importantes y deben
Miguel Ángel Pérez Torres (IAA)www.iaa.es/revistaPúlsares silenciosos en radio pero
ruidosos en rayos gamma18Datos obtenidos con
el satélite Fermi
apuntan a una nutrida
población de púlsares
invisibles en radio,
censar estos objetos
Un púlsar es una estrella de
neutrones con un potente campo
magnético que gira sobre sí misma
a una altísima velocidad. La gran
mayoría de los 1.800 púlsares conocidos hasta la fecha han sido descubiertos por los pulsos periódicos queemiten en el rango de las radio frecuencias. Estos pulsos se pueden
explicar no porque realmente la
estrella de neutrones pulse (como lo
hacen algunas estrellas), sino por
un mecanismo de emisión análogo
al de un faro. Los pulsos detectados
se generan por un haz colimado
giratorio que va bañando de forma
periódica el espacio. Así, en el
momento en que el haz de emisión
está alineado con la línea de visión
del observador, este detecta un destello en forma de pulso.
Tradicionalmente los púlsares de
nuestra Galaxia han sido detectados
por sus pulsos en las radio frecuencias. El satélite Fermi de la NASA hadetectado por primera vez dieciséis
púlsares basándose exclusivamente en su emisión en rayos gamma.
Fermi es un sofisticado satélite lanzado el 11 de junio de 2008 que está
diseñado para detectar emisión en
rayos gamma con una sensibilidad
sin precedentes en el rango de los
GeV. Fermi extenderá así la labor
realizada hace ya una década por la
misión CGRO, y más concretamente por su instrumento EGRET, que
realizó un catálogo con más de 150
fuentes que actualmente siguen sin
identificar. Fermi se está revelando
como una eficiente herramienta
para identificar dichas fuentes, ya
que de los dieciséis púlsares detec-Mapa (fragmento) que muestra la posición y nombre de los dieciéis púlsares
nuevos (amarillo). Fuente:
NASA/DOE/Fermi LAT.tados por Fermi trece están asociados al catálogo de fuentes no identificadas de EGRET.Púlsares ocultos en los
censosEl innovador método de trabajo de
Fermi ha supuesto una revolución,
pues hasta la fecha nunca se
habían descubierto púlsares utilizando solamente su emisión gamma. Es importante notar que la resolución angular que se obtiene en
rayos gamma es muy pobre enA
comparación a la proporcionada por
las ondas de radio, por lo que su
búsqueda en rayos gamma es
mucho más ineficaz, aunque no por
ello menos enriquecedora.
El descubrimiento de los dieciséis
púlsares es todavía más interesantefuentes parecen revelar una nutrida
población latente de púlsares galácticos que son invisibles (o al menos
no fácilmente detectables) por los
radio surveys, método tradicionalmente utilizado para llevar a cabo
censos de púlsares en nuestra
Galaxia. Se sospecha que los dieciséis púlsares localizados por
Fermi no sean más que la punta del
iceberg de una población subyacente de púlsares que explicarían gran
parte del misterioso catálogo
EGRET de fuentes no identificadas.
Está todavía por ver qué porcentaje
del catálogo de EGRET se puede
explicar por esta posible población
de púlsares no emisores de ondas
de radio.si se tiene en cuenta que la mayoría
de ellos no se detectan en el rango
de las ondas de radio. Así, estasSobre el origen de la
emisiónPor otra parte el hecho de queFermi haya detectado púlsares en
rayos gamma que no se detectan
en radio nos proporciona valiosa
información sobre el lugar de la
región de emisión. La ausencia de
detección en ondas de radio puede
responder a que la anchura del haz
emitido en rayos gamma es mayor
que el haz en ondas de radio. Así,
dada una muestra de púlsares con
haces orientados al azar respecto
al observador, estadísticamente es
esperable que se detecten púlsares
en rayos gamma sin emisión aparente en radio frecuencias. Por otra
parte, el hecho de que el haz sea
más amplio en rayos gamma que
en radio frecuencias probablemente nos esté indicando que los fotones de radio y gamma se crean en
regiones diferentes alrededor de la
estrella de neutrones. Así los fotones gamma se crearían en regio-nes altas de la magnetosfera mientras que las ondas de radio se emitirían en regiones polares mucho
más próximas a la estrella de neutrones y por lo tanto de forma más
colimada.
Por encima de disquisiciones puramente técnicas sobre los púlsares
que emiten o no en radio, quizás la
lección más importante de este descubrimiento reside en observar hasta qué punto la visión que tenemos
del Universo, y de las fuentes que lo
conforman, está totalmente sesgada por la técnica utilizada para su
observación. El método de detección empleado condiciona fuertemente las poblaciones de objetos
finalmente observadas y, por lo tanto, las características físicas que los
engloban y caracterizan.
Javier Gorosabel (IAA)EL QUINTETO DE STÉPHAN: una
colisión de galaxias en plena acción1
El pasado mes de julio aparecía, en las noticias del
Observatorio espacial Chandra, la
imagen en rayos X del Quinteto de
Stéphan (imagen 1), en la que se
observa un arco azul en la región
central que se corresponde con emisión intensa en rayos X, originada
por gas que ha alcanzado tempera-3
turas muy altas debido a una onda
El Quinteto de Stéphan es el primer
grupo compacto de galaxias observado, descubierto por el astrónomo
francés Stéphan en 1877 en el
Observatorio de Marsella. Aunque
parece compuesto por las cinco
galaxias de la imagen, se comprobó1. Imagen compuesta con la emisión en el visible (telescopio CFHT, Hawai) y en rayos X
(Chandra) del Quinteto de Stéphan.
2. Emisión del gas calentado por la onda de choque, y detectado con la imagen obtenida
con el Observatorio de rayos X Chandra.
3. Imagen compuesta por la luz integrada en la zona roja del espectro visible (azul) y el
gas ionizado (verde) -datos obtenidos en el Observatorio de Calar Alto, Almería. La imagen de la luz infrarroja a 8 micras (rojo) proviene del telescopio espacial Spitzer.que la mayor de ellas (NGC 7320) se
encuentra a una distancia muy infe-www.iaa.es/revista2rior a la de las otras cuatro, y por tanto no estaría interaccionando con las19A
que realmente forman el grupo.
Datos obtenidos en el visible ya
habían mostrado un esquema de
interacción según el que la galaxia
NGC 7318b está atravesando por
primera vez el grupo inicial formado
por cuatro galaxias (NGC 7318a,
NGC 7319, NGC7317 y NGC7320c,
fuera esta última del campo de la
imagen, hacia la izquierda), lo que
generaría la onda de choque. Uno
de los signos más patentes de lassucesivas interacciones previas
entre las galaxias de este grupo es
la larga cola que se ve en la imagen
visible, partiendo de NGC7319
hacia abajo y a la izquierda. Datos
posteriores del gas molecular, atómico e ionizado* han confirmado y
completado este escenario global,
del que se subraya ahora la importancia de los choques, tanto en
rayos X (imagen 2), como en el
infrarrojo (imagen 3) .Tal y como se indica en la noticia de
Chandra, el Quinteto de Stéphan
proporciona una de las raras oportunidades para observar un grupo de
galaxias en el proceso de evolución
de un sistema con emisión débil en
rayos X, como corresponde a un
grupo dominado por galaxias espirales, a un sistema más evolucionado,
con emisión fuerte en rayos X y
dominado por galaxias elípticas.
Poder determinar el efecto de lascolisiones galácticas en la evolución
de estos sistemas es de suma
importancia para entender el origen
del gas caliente, brillante en rayos X,
presente en grupos de galaxias.
O'Sullivan et al. 2009. ApJ 701, 1560.
Guillard et al. 2009. A&A 502, 515.
Moles, Márquez y Sulentic 1998. A&A 334, 473.
Moles, Sulentic y Márquez 1997. ApJ Letters
485, 69.* Trabajos de Durbala et al. (2008), Appleton et al. (2006), Trincheri et al.(2005), Petitpas et al. (2005), Lisenfeld et al. (2004), Gutiérrez et al. (2002), Williams, Yun y Verdes-Montenegro (2002), Sulentic
et al. (2001), Gallagher et al.(2001), Plana et al. (1999), Yun et al. (1997).www.iaa.es/revistaEcos gravitatorios del Universo
primordial: cotas de LIGO20La astronomía de ondas gravitatorias ha abierto una nueva
ventana al Universo temprano. El
LIGO and Virgo Collaboration, cuyo
objetivo es el análisis de las señales de ondas gravitatorias de los
interferómetros láser LIGO y Virgo,
ha presentado su primer resultado
científico conjunto. A partir de los
datos acumulados entre 2005 y
2007 por LIGO, el estudio establece un límite superior a la intensidad
de la, aún no detectada, radiación
gravitatoria estocástica de fondo
(GWBR, Gravitational Wave
Background Radiation). La sensibilidad del detector interferométrico
ha permitido acotar los valores de
ciertos parámetros físicos del
Universo temprano. En particular,
determinados modelos teóricos
quedan descartados por estas
observaciones. Los resultados han
sido publicados por la revista
De acuerdo con la Relatividad
General de Einstein, toda distribución de materia cuya forma cambia
en el tiempo emite lo que se denominan ondas gravitatorias. La dinámica orbital de los púlsares binarios
proporciona la evidencia observacional de la existencia de este tipo
de radiación. En general, sólo los
objetos muy compactos y con grandes velocidades (próximas a la de
la luz) son capaces de generara la radiación cósmica de fondo de
(CMB,
Microwave Background radiation).
Si la CMB nos proporciona una
“fotografía” del Universo unos
300.000 años después del
Big Bang, la GWBR explora
el minuto posterior al
mismo. Entre los mecanismos cosmológicos para la
generación de GWBR se
encuentran los modelos
inflacionarios, ciertos modelos denominados “pre-Big
Bang”, transiciones de fase
electrodébiles
(super)cuerdas cósmicas.
Además, el conjunto de
fuentes astrofísicas no
resueltas como magnetares
o estrellas de neutrones en
rotación contribuyen a esta
radiación estocástica de
fondo. Dicho fondo estocástico codifica información
cosmológica muy temprana
inaccesible para otros tipos
de radiación. Aunque dispoVista aérea de uno de los brazos de cuatro kilómetros del interferómetro de LIGO en
nemos de una razonable
Livingston (Louisiana).
del Universo a
Los datos recogidos entre 2005 y 2007 (science run 5) por esta antena gravitatoria, junto
con las otras dos de LIGO en Hanford (Washington), han permitido acotar ciertos parámetros
del Universo temprano.
(minutos después del Big
Bang), contamos con pocos
datos observacionales del
ondas de intensidad detectable, lo generada, esta radiación viaja a la Universo en su primer minuto. Esto
que convierte a los eventos astrofí- velocidad de la luz sin verse prácti- dota a la astronomía de ondas grasicos muy violentos en las principa- camente alterada en su interacción vitatorias de una especial relevanles fuentes de radiación gravitato- con la materia.
cia, convirtiéndola en una herraria. Otro mecanismo fundamental El eco actual de dichas ondas pri- mienta única para el estudio de los
de producción de ondas gravitato- mordiales consistiría en un patrón procesos físicos en el Universo pririas, base del estudio publicado en estocástico de radiación gravitato- mordial.
Nature, consiste en la amplificación ria de fondo (GWBR) que perme- El análisis publicado determina una
de fluctuaciones cuánticas en fases aría el Universo presente y consti- cota superior a la relación ΩO entre
tempranas del Universo. Una vez tuiría una contrapartida gravitatoria la densidad de energía del fondoA
gravitatorio estocástico (en la
banda de frecuencia ∼100 Hz) y la
densidad crítica de energía del
Universo, concluyendo que ΩO <
6.9 x 10-6 al 95% de confianza.
Este resultado mejora cotas previas indirectas obtenidas a partir
del estudio de la radiación de fondo
electromagnética CMB y de la
nucleosíntesis primordial (BBN, Big
Bang Nucleosynthesis). En efecto,
una cantidad suficiente de radiación gravitatoria afectaría tanto al
espectro angular observado de la
CMB como a la abundancia de
núcleos ligeros producidos en la
BBN, lo que se traduce en cotaspara la posible GWBR.
De forma más específica, los datos
de LIGO eliminan aquellos modelos con excesiva producción de
ondas gravitatorias primordiales.
En particular, los resultados ponen
cotas a la física del Universo en la
época de inflación (unos 10-36
segundos tras el Big Bang). De
manera más especulativa, del análisis de modelos de evolución temprana tipo pre-Big Bang y de mecanismos de producción de ondas
(super)cuerdas cósmicas se derivan cotas observacionales a ciertos parámetros asociados a físicade altas energías.
La mejora de las cotas sobre ΩO
cumple uno de los principales objetivos del programa de investigación
de LIGO y Virgo. El siguiente gran
hito será la puesta en marcha en
2014 de los Advanced LIGO y
Virgo, nueva generación de interferómetros diez veces más sensible que los actuales instrumentos.
Estos detectores aportarán claves
fundamentales para comprender la
formación de estructuras en el
Universo y la posterior aparición de
galaxias.EN BREVE
Posible origen de las
galaxias esferoidales
enanasJosé Luis Jaramillo (IAA)Júpiter
castigadoDe nuevo el Sistema Solar
vuelve a sorprendernos; un Sistema
Solar “vivo”, en el que se producen
constantemente fenómenos maravillosos y a menudo dramáticos,
¿quién podía esperar, por ejemplo,
que un objeto chocara sin previo
aviso contra Júpiter, con una
energía miles de veces más poderosa que la de una bomba nuclear de
diez megatones? El 19 de julio
pasado el astrónomo aficionado
Anthony Wesley se encontraba
haciendo una observación rutinaria
de Júpiter cuando una pequeña
mancha más oscura cerca del polo
sur de este planeta gigante gaseoso
llamó su atención. A Wesley, queobservaba desde su pequeño
observatorio amateur situado en
Nueva Gales del Sur, Australia,
seguramente la mancha le recordó
a otro impacto múltiple que tuvo
lugar hace quince años. En esa ocasión, el cometa Shoemaker-Levy 9
dejó la atmósfera superior de Júpiter
plagada de cicatrices oscuras perfectamente visibles con telescopios
de aficionado. En este caso, Wesley
pudo detectarlo usando su pequeño
telescopio reflector al que había
acoplado una cámara de vídeo
especialmente sensible para trabajar en condiciones de baja iluminación. Nada más terminar la observación, Wesley envió un correoDe fondo, imágenes del impacto tomadas
por el telescopio Hubble (NASA, ESA,
and H. Hammel -Space Science Institute,
Boulder.- y el Jupiter Comet Impact
Team). Superpuesta, imagen del Keck II
en el infrarrojo.electrónico informando de su hallazgo a diferentes instituciones
astronómicas, como el MPC (Minor
Planet Center o Centro de Planetas
Menores) y el JPL (Jet Propulsion
Laboratory o Laboratorio de
Propulsión a Chorro). Sus correos
alertaron a la comunidad astronómica internacional, y Paul Kalas, junto
con sus colaboradores, confirmaron
la detección de Wesley usando el
telescopio Keck II del observatorio
de Mauna Kea (Hawai).Elena D'Onghia (CfA)Las esferoidales enanas son
galaxias pequeñas y débiles con
un contenido en estrellas muy
reducido (se cree que se componen en su mayor parte de
materia oscura) y cuyo origen
era objeto de controversia.
Un grupo de astrónomos del
Astrophysics ha realizado simulaciones para comprender la formación de estas galaxias y ha
hallado que, en los procesos de
interacción galáctica, una galaxia enana puede perder parte de
su población estelar y transformarse en una esferoidal enana.
“El encuentro desencadena una
resonancia gravitatoria que
“desnuda” de estrellas y gas a
las galaxias enanas, produciendo colas y puentes de estrellas
entre las galaxias que interaccionan”, explicaba Elena
D´Onghia, responsable de la
Según la investigación, las
estrellas expulsadas deberían
ser detectables, y se cree que el
puente de estrellas hallado
recientemente entre Leo IV y
Leo V (ambas galaxias esferoidales enanas) podría ser resultado de un proceso similar.www.iaa.es/revistaUn astrónomo aficionado descubre un
impacto contra Júpiter, originado
posiblemente por un cometa de
menos de un kilómetro de diámetro21A
Como Júpiter es un planeta gaseoso, formado fundamentalmente por
hidrógeno, un impacto sobre el
mismo no dejará cráter alguno,
pues no hay superficie sólida sobre
la que dicho cráter pueda formarse.
Si la mancha detectada por Wesley
se había producido por el impacto
de un cuerpo contra las capas
superiores de la atmósfera de
Júpiter, la energía del impacto
debería haber calentado el gas, por
lo que debería de ser más brillante
en el infrarrojo. Efectivamente, la
mancha aparecía como un punto
extremadamente brillante en imágenes tomadas en esta longitud de
onda, lo que confirmó que dicha for-www.iaa.es/revistaENTRE22mación era el resultado de un
impacto, y no otro fenómeno producido en la atmósfera de Júpiter. Las
observaciones infrarrojas realizadas con el Keck y el telescopio
infrarrojo de la NASA, ambos en
Mauna Kea, permitieron también
estimar el tamaño de la cicatriz
debida al impacto en unos 190
¡un tamaño superior al del océano
Pacífico! El análisis posterior de las
observaciones infrarrojas por parte
de Glenn Orton del JPL permitió
determinar que la mancha estaba
compuesta de aerosoles situados
en la alta atmósfera de Júpiter,
detectándose incluso emanacionesBASTIDORESLOSde amoníaco. La mancha también
ha sido observada con la nueva
cámara de gran campo colocada en
No se sabe con certeza qué tipo de
objeto fue el que produjo dicha
mancha oscura, pero se sospecha
que pudo ser un cometa con menos
de un kilómetro de diámetro, por
comparación con los tamaños de
las manchas producidas por el
cometa Shoemaker-Levy 9. Es bastante probable que se haya tratado
de un cometa, pues estos objetos
tienen órbitas muy excéntricas que
pueden llevarlos a chocar contra
Júpiter. El hecho de que no se haya
detectado antes del impacto sePRESUPUESTOS DEI+D:debe al pequeño tamaño del mismo
y a que seguramente estaba inactivo a esa distancia del Sol (más de
cinco unidades astronómicas). A tal
distancia del Sol los hielos que
componen un cometa no habrían
entrado aún en sublimación, por lo
que su brillo estaría por debajo de lo
que pueden detectar los mayores
telescopios existentes actualmente.
Es muy probable que se produzcan
bastante a menudo impactos de
este tipo contra Júpiter: colisiones
colosales que nos recuerdan que
vivimos en un Universo en continuo
cambio, en continua evolución.
Pablo Santos (IAA)DETERIORA SEQUORJAVIER LÓPEZ FACALNo debería cabernos ninguna duda de que Jasón era un hombre
irresistiblemente atractivo, porque nada más llegar a la Cólquide en
busca del vellocino de oro, la princesa Medea contrajo una pasión tan
desenfrenada hacia él que fue capaz de traicionar a su padre y a su
pueblo por amor, aun a sabiendas de que estaba actuando rematadamente mal.
Ovidio pone en su boca una frase de esas que le salen redondas,
para describir el dilema trágico de Medea: video meliora proboque,
deteriora sequor, "yo veo lo que es mejor y lo apruebo, pero hago lo
que es peor".
He recordado esta frase de Las Metamorfosis de Ovidio, habitualmente (mal) atribuida a San Agustín, con motivo de la inminente presentación de los Presupuestos Generales del Estado que, en materia de
I+D, presentan unos augurios negrísimos, aun si se tiene en cuenta,
incluso, la gravedad de la crisis económica que padecemos.
La verdad es que yo estoy casi seguro de que el presidente de
Gobierno está íntimamente convencido de que las mejores inversiones
públicas son las que se orientan a la economía sostenible y a fomentar
las políticas de innovación, pero por alguna razón inexplicable, él sigue
gastando en ladrillo, a través de los planes E y de otras prioridades
Recordemos algunos hechos recientes, para tratar de bucear en los
arcanos de su mente: unas semanas antes de las elecciones de 2004, el
entonces candidato Rodríguez Zapatero celebró un encuentro multitudinario con científicos, en la sede central del CSIC de Madrid, y prometió que, si ganaba, duplicaría en una sola legislatura el gasto en I+D.
La promesa fue recibida con gran entusiasmo por el respetable, aunque también con una cierta desconfianza resabiada, pero lo cierto es
que entre 2004 y 2008 se duplicó el gasto en I+D, se puso en marcha
un Plan Nacional de Reformas (PNR) que se remitió a Bruselas en
2005, se incorporó a este PNR el ambicioso programa INGENIO y,
como consecuencia de todo ello, el sistema español de I+D adquirió
una alegría y una dinámica que admiraban a propios y extraños: hasta
la revista británica Nature, habitualmente circunspecta y más bien parca en sus elogios, reconocía en marzo de 2007 los progresos que estaba realizando España al respecto.
Alguno de ustedes probablemente pensará, sí, pero eso era antes deltsunami económico que nos ha anegado sorpresivamente, pero ahora,
con la que está cayendo, lo menos que podemos hacer es una especie
de PER de urgencia nacional y a esperar a que escampe. Al fin y al
cabo, es lo que están haciendo todos los países.
Pues bien, no, no es lo que están haciendo todos. Para empezar, el
presidente Obama, justamente admirado por su liderazgo político en
todo el mundo, está intentando reorientar el énfasis inversor hacia sectores emergentes e innovadores, como las energías renovables o la
sanidad pública, a pesar de las evidentes necesidades de sectores
económicos maduros de su país, como el de la industria del automóvil.
Aquí en Europa, por su parte, otros países están actuando en la misma dirección: la actual presidencia de la Unión, que recae en Suecia,
ha fijado como una de sus prioridades, las políticas de investigación
que fomenten la innovación (pro-innovation research policies) y el
desarrollo del "Espacio europeo de investigación" (ERA) de la agenda de Lisboa.
Después de la autista y retrógrada presidencia checa de la Unión
Europea, congratula ver cómo Suecia vuelve a la razón, con un desparpajo propio de Lisbeth Salander.
Sería una lástima que un gobierno progresista de un país importante de la Unión, como España, no pudiese continuar la senda a la que
ha vuelto Suecia, por el simple hecho de que nuestro presidente haya
renunciado a las prioridades e ideales de su primera legislatura, aun
creyendo en su más íntimo fuero interno, probablemente, en la importancia de la economía sostenible.
En Medea se entiende por qué resolvió el dilema trágico como lo
hizo porque, al fin y al cabo, Jasón debería ser irresistible, pero no
creo que el señor Zapatero encuentre tan irresistible la economía del
ladrillo y del parcheo como para darle una puñalada presupuestaria
por la espalda al gasto en I+D.
No somos pocos los científicos españoles que estamos estos días
en una situación de desánimo preventivo, a la espera de que se cumplan los peores augurios cuando se presenten los presupuestos de I+D.
Presidente, por favor, disipe nuestros temores y demuéstrenos que
JAVIER LÓPEZ FACALESPROFESORDE INVESTIGACIÓN DELCSIC.CIENCIA:Pilares científicosPILARES E
INCERTIDUMBRESPOR MAYRA OSORIO (IAA-CSIC)FORMACIÓN DE ESTRELLAS DE GRAN MASA
LOSNÚCLEOS MOLECULARES CALIENTES, NUBESDE GAS Y POLVO DONDE PARECEN ESCONDERSE
LOS EMBRIONES DE LAS ESTRELLAS MUY
MASIVAS, APUNTAN A UN PROCESO DE
FORMACIÓN POR ACRECIÓN SIMILAR AL DE LAS
ESTRELLAS DE BAJA MASALas regiones de hidrógeno fotoionizado,
conocidas como regiones HII, son un
indicador claro de la presencia de estrellas masivas jóvenes (más de diez
veces la masa del Sol). Hasta hace relativamente poco, se consideraba que
estas regiones eran la manifestación
más joven que se conocía en el proceso de la formación de una estrella de
gran masa. Estas vistosas regiones (la
nebulosa de Orión es una de ellas), que
la propia estrella crea a su alrededor
cuando empieza a generar fotones suficientemente energéticos para arrancar
los electrones de los átomos de hidrógeno, se pueden observar en prácticamente todo el espectro electromagnético, y son una prueba indudable de la
formación de una estrella con una gran
masa y luminosidad. Puesto que inicialmente la presión en el interior de las
regiones HII es mayor que en el mediocircundante, estas empiezan a expandirse, de modo que su tamaño está
relacionado con su juventud. Por ello, y
con la finalidad de encontrar objetos
cada vez mas jóvenes, se empezaron a
estudiar las regiones HII compactas,
ultracompactas, e hipercompactas.
Debido a que en las primeras etapas las
estrellas aún están rodeadas de gran
cantidad de polvo, estos estudios de
las fases más tempranas se han realizado generalmente en radio.
Sin embargo, las regiones HII, incluso
en su fase hipercompacta, contienen
estrellas que hoy en día ya se consideran relativamente adultas. Uno quisiera
estudiar estrellas aún más jóvenes, en
las que la ionización todavía no ha
comenzado. Por ello, en los últimos
años se ha llevado a cabo un gran
número de búsquedas con radiotelescopios para encontrar una fase más
temprana. Así se han descubierto los
llamados “núcleos moleculares calientes”, condensaciones de gas y polvo
muy caliente que parecen esconder en
su interior el embrión de lo que será
una estrella de gran masa. Una versiónescalada del escenario de acreción
adoptado para la formación de estrellas
de baja masa (como el Sol) permite
reproducir las propiedades observadas
en los núcleos moleculares calientes.
En este escenario, la estrella se forma
por acreción -o acumulación- de material de una envoltura de gas y polvo.
Aunque inicialmente esta envoltura
puede ser más o menos esférica, a
medida que transcurre el tiempo se va
deformando en su centro, dando lugar
a un disco protoplanetario que recibe el
material que cae de la envoltura y lo
reenvía a la estrella. Dicha acreción va
acompañada de la eyección de una
parte del material en forma de potentes
chorros que transportan el exceso de
momento angular del sistema, de
modo parecido a lo que ocurre en las
protoestellas
Efectivamente, la nueva generación de
instrumentos, principalmente grandes
interferómetros, ha logrado descubrir
en las protoestrellas masivas los ingredientes básicos del proceso de acreción, tales como discos, chorros y
acreción.Incertidumbres
APESAR DEL IMPORTANTE GRADO DECONSENSO SOBRE LOS RASGOS GENERALES
DEL PROCESO DE FORMACIÓN DE ESTRELLAS
MUY MASIVAS, AÚN QUEDAN MUCHOS
DETALLES POR COMPRENDER MEJORPor ejemplo, en realidad desconocemos
cómo se inicia la formación de la región
HII. Se piensa que las estrellas de gran
masa se deshacen de su envoltura
materna a través de potentes vientos,
ionizando el material del disco y la
envoltura para crear una región fotoionizada o región HII. Se postula que, en
la fase de núcleo molecular caliente, la
acreción es tan intensa que “ahoga” el
desarrollo de esta región HII. Sin
embargo, a medida que los chorros
colimados van barriendo el material y
abriendo cavidades a lo largo del eje de
rotación, parecería que los fotonesionizantes podrían escaparse en esta
dirección y desarrollar una región HII
incipiente. Sin embargo, hasta ahora
no se ha observado este escape ni aun
en aquellos núcleos moleculares calientes con detecciones más claras de
chorros y discos. Quizás porque no
tenemos la instrumentación adecuada
para buscar las regiones fotoionizadas
en el momento de su nacimiento, o
porque no estemos entendido bien el
de gran masa.
Por otra parte, las regiones de formación estelar masiva se encuentran más
lejos que las de baja masa, de modo
que las incertidumbres observacionales
en la identificación de los ingredientes
que caracterizan el escenario de acreción son mayores. Es difícil resolverespacialmente y sin ambigüedad la
estructura relativamente pequeña de
los discos de acreción: dos objetos
independientes con diferentes velocidades pueden confundirse con una
única estructura en rotación, o lo que
parece ser una estrella masiva puede
corresponder a dos o varias estrellas
Todo ello hace que todavía no puedan
descartarse procesos alternativos al de
acreción, como el de coalescencia de
estrellas de menor masa previamente
formadas, para explicar las primeras
etapas de la formación de las estrellas
de gran masa. Las incertidumbres son
mayores en el caso de los objetos más
masivos, las estrellas de tipo O, porque
se han identificado muy pocas en la
fase de núcleo molecular caliente.www.iaa.es/revistaDE LOS NÚCLEOS CALIENTES A LAS REGIONES HII23AGENDA
Consejo Superior de Investigaciones Científicashttp://www.iaa.esAll pages:123456789101112131415161718192021222324InfoSaveLikeShareDownloadMoreRevistaIAA-29-Oct2009 Published on Mar 23, 2011 A A A A I I I NFORMACIÓN y A CTUALIDAD A STRONÓMICA HD 209458b y los modelos de atmósferas estelares ¿Viajaremos más rápido que la luz? Edwi...See Morerevista-iaaFollowRead moreRead moreSimilar toPopular nowJust for youGo explore

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