Source: https://issuu.com/nochesdeciencia/docs/revista27
Timestamp: 2017-02-25 01:30:59+00:00

Document:
Revista IAA by Alejandro Sánchez - issuu
26 febrero Enrico Celeghini (Univ. Florencia)
IMPACT OF ALMA ON THE SPANISH EXTRAGALACTIC ASTRONOMY. INSTITUTO
ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA, 11-13 FEBRERO 2009.
WEB ESPAÑOLA DEL AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA
En enero de 2009 se puso en funcionamiento la nueva web española del Año Internacional de la
Astronomía (AIA) que, además de
información y noticias sobre el AIA
y sus actividades, cuenta con una
completa agenda para que ningún
aficionado se pierda nada.
La web incluye, además, noticias
astronómicas, artículos de divulgación y blogs sobre astronomía.
También alberga la sección El tema
del mes, que incluye artículos,
reportajes y una entrevista audiovisual a un experto sobre el tema
del mes, que en enero protagonizó
la arqueoastronomía y en febrero
La web presenta un enlace al proyecto del Instituto de Astrofísica
de Canarias “Astroparatodos”, que
permite a los usuarios personalizar
su móvil u ordenador con imágenes astronómicas de forma totalmente gratuita ( http://www.astroparatodos.es/astro1/ ).
La web está coordinada por Emilio
J. García, del Instituto de
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).
Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,
Rafael Garrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Iván Agudo, Julio Rodríguez, Pablo Santos y Montserrat
Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.
Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.
c/ Camino Bajo de Huétor 50 , 18008 Granada. Tlf: 958121311 Fax: 958814530. e-mail: revista@iaa.es
Muchos astrónomos se cruzan, a lo largo de su
vida, con un objeto -sea estrella, cometa o grupo
de galaxias- que alcanza un protagonismo especial en su carrera y que, en ocasiones, requiere un
esfuerzo de seguimiento similar al que el capitán
Ahab dedicó a la caza de la ballena Moby Dick
(eso sí, menos dramático y autodestructivo). Esta
nueva sección nos acercará a esos objetos de la
mano de los astrónomos.
Sagitario A*: el agujero negro en el corazón de la Vía Láctea ...3
ESPECIAL: Año Internacional de la Astronomía ...7
HISTORIAS DE ASTRONOMÍA. Chandrasekhar y los agujeros negros ...11
DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Binarias de rayos X ...12
EL “MOBY DICK” DE... ...14
ENTRE BASTIDORES ...20
CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. El tiempo ...22
ACTIVIDADES IAA ...23
AÑOS DE INTENSAS
OBSERVACIONES HAN
PERMITIDO ASEGURAR QUE
SAGITARIO A* ES UN
Traducción: Silbia López de Lacalle
A MITAD DEL SIGLO XX, Y EN
GRAN PARTE GRACIAS AL DESARROLLO DE LAS TÉCNICAS DE
RADAR durante la Segunda Guerra
Mundial, el enorme progreso en radiotecnología asfaltó el camino para un rápido avance de la radioastronomía. Esta nueva rama
observacional de la astronomía pronto desveló numerosas y potentes radiofuentes
extragalácticas. Al compararlas con las imá-
genes de los telescopios ópticos, algunas de
ellas se revelaron como objetos muy compactos, muchas veces puntuales y que
parecían estrellas normales. Se los denominó cuásares -fuentes de radio cuasi-estelares-, y constituyeron un misterio durante
décadas. Su alto corrimiento al rojo muestra
que se hallan a distancias cosmológicas y las
sitúa entre los objetos más brillantes del
Universo (casi ninguno de ellos se halla en
el Universo local).
Observar un objeto que se encuentra a
semejante distancia supone indagar en el
pasado, debido al tiempo que su luz ha tardado en alcanzarnos. Así, los cuásares fueron frecuentes en el Universo temprano
pero han desaparecido en gran parte con su
evolución hacia su estado actual. Hemos
realizado importantes avances en la comprensión de los cuásares, sobre todo gracias
a la mejora de las técnicas de observación,
como la creación de telescopios mayores y,
sobre todo, gracias al Telescopio Espacial
Hubble, que permitió ubicar los cuásares en
los centros galácticos; un descubrimiento
particularmente difícil porque los cuásares
son tan brillantes que pueden eclipsar la luz
difusa de la galaxia anfitriona.
En la década de 1980 los astrofísicos desarrollaron un modelo que explicaba de manera satisfactoria todas las propiedades de los
cuásares observados. Según este modelo, un
cuásar es un objeto que obtiene su energía
de un agujero negro supermasivo. El término supermasivo se refiere a millones, o
incluso miles de millones, de masas solares,
en contraste con la media de diez masas
solares que presentan los agujeros negros
formados por la muerte de las estrellas más
masivas. La intensa radiación electro-
Imagen compuesta del centro galáctico en radio (púrpura), milímetros (naranja) e infrarrojo (cian). Cubre un área de 2x1 grados (300pc x 150pc).
Fuente: Adam Ginsburg and John Bally (Univ of Colorado - Boulder), Farhad Yusef-Zadeh (Northwestern), Bolocam Galactic Plane Survey team; GLIMPSE II team.
magnética de los cuásares se produce en los
discos de acrecimiento de gas alrededor de
estos agujeros negro supermasivos. En estos
discos el gas puede alcanzar temperaturas de
hasta millones de grados Kelvin e irradiar
fuertemente en todo el espectro electromagnético. De hecho, aproximadamente un
10% del gas acretado en estos discos se convierte en radiación electromagnética, en un
proceso unas diez veces más eficiente que la
fusión de hidrógeno que alimenta las estrellas y que convierte sólo el 0,7% de la masa
en reposo en radiación.
Los astrónomos advirtieron que, si esta
teoría era correcta, entonces los agujeros
negros supermasivos que “encendían” los
cuásares del Universo primitivo también
debían estar presentes en el Universo local,
aunque de manera menos activa o incluso en
estado latente. Dichos agujeros se han
encontrado en las dos últimas décadas
mediante la observación de la dinámica estelar en los centros de las galaxias, a través de
observaciones espectroscópicas de la luz
estelar difusa.
Una cuestión central es, por supuesto, si
existe tal agujero negro supermasivo en
nuestra propia galaxia. La Vía Láctea es, en
todos los aspectos, una galaxia normal que
se asemeja a las miles de millones galaxias
En 1974, los radioastrónomos comenzaron a
utilizar la todavía joven técnica de la interferometría en radio para observar el centro
galáctico. Vinculando dos radiotelescopios
situados a 35 km de distancia en el observatorio de Green Bank, Robert L. Brown y
Bruce Balick lograron una resolución angu-
lar suficientemente alta para separar los distintos componentes de la fuente de radio
Sagitario A situada en el centro galáctico.
Descubrieron un objeto puntual, Sagitario
A* (que se pronuncia "Sagitario A Estrella"
y se abrevia SgrA*), y poco después de su
descubrimiento se especuló que Sagitario
A* podría ser la manifestación del agujero
negro supermasivo del centro de la Vía
En este punto, sin embargo, quedaba
todavía un largo camino por recorrer hacia
la prueba convincente de esta hipótesis. De
hecho, durante más de dos décadas persistieron las dudas sobre si Sagitario A*
obtenía su energía de un agujero negro
supermasivo. Estas dudas se nutrían básicamente del hecho de que la emisión de SgrA*
era muy débil para un agujero negro supermasivo, una debilidad que pudo ser explicada con éxito en la última década: Sagitario
A* es un agujero negro que está pasando
hambre. Esto significa que, en sus alrededores, casi no hay gas o polvo para acretar.
SgrA* traga una cantidad inferior a 10-7
masas solares de la materia por año (una
cienmilésima de Sol), una cantidad muy baja
en comparación con la dieta media de los
cuásares de una masa solar por año.
Además de la extremadamente baja tasa de
acreción, también se ha observado que el
material cercano a SgrA* es acretado en lo
que se denomina un flujo de acreción radiativamente ineficiente. En este flujo, la eficiencia de la conversión de masa en energía
no alcanza el 10% de los discos de acreción
alrededor de agujeros negros supermasivos
en cuásares, sino que es muchos órdenes de
magnitud más baja.
Una vez explicada la debilidad de SgrA* se
El centro galáctico en luz visible (izda, del Digitized Sky
Survey) y en infrarrojo cercano (dcha, de observaciones
con la cámara de infrarrojos ISAAC del VLT de ESO).
Ambas imágenes se centran en Sagitario A* y muestran
la misma región de 2.5' x 2.5' (en comparación, el diámetro de la luna llena es de 30'). Debido a la extinción
hacia el centro galáctico, el denso cúmulo estelar sólo
puede verse en el infrarrojo. En el visible sólo se detectan las estrellas del primer plano, que aparecen azules
en la imagen en infrarrojos.
eliminó un importante escollo. Sin embargo,
con el fin de demostrar con éxito que
Sagitario A* es un agujero negro supermasivo, todavía era necesario medir su masa y
demostrar que esta masa se concentraba en
un volumen tan pequeño que los modelos
alternativos al de agujero negro pudieran ser
excluidos. Un importante obstáculo en esta
búsqueda reside en que el Sistema Solar está
situado en el plano de la Vía Láctea, lo que
limita las observaciones del centro galáctico
a radio, infrarrojos y rayos X, longitudes de
onda capaces de atravesar las grandes cantidades de gas y polvo existentes a lo largo de
la línea de visión hacia el centro galáctico
(ver imagen superior). Se aplicaron, principalmente, dos técnicas astronómicas: por un
lado la radiointerferometría de muy larga
base (VLBI), que combina radiotelescopios
de todo el mundo para lograr resoluciones
angulares de menos de un milisegundo de
arco -una precisión inigualable por cualquier
otra técnica-; y, por otro, la observación en
infrarrojo cercano de las estrellas del centro
galáctico en el límite de difracción de los
mayores telescopios disponibles.
Dinámica estelar en las cercanías
de Sagitario A*
Sagitario A* se encuentra en el centro del
cúmulo estelar más denso de la Vía Láctea.
tacional sólo ha sido ampliamente disponible en grandes telescopios en los últimos
diez años. Mediante el uso de imágenes
speckle o de óptica adaptativa puede alcanzarse una resolución angular del orden de
Las mediciones del tamaño
de Sagitario A* con VLBI
indican que debe ser menor
que la distancia media de la
cincuenta milisegundos de arco en el infrarrojo cercano en telescopios de ocho o diez
metros (esto equivale al diámetro de un
cabello humano visto a una distancia de 400
Las observaciones de las estrellas en torno
a Sagitario A * con óptica adaptativa (y con
speckle) se han llevado a cabo por dos gru-
exige trabajar con muy alta precisión.
Teniendo en cuenta la distancia al centro
galáctico (8 kiloparsec o 26.000 años luz),
estos movimientos pueden convertirse en la
velocidad real de las estrellas en kilómetros
En la segunda mitad de la década de 1990
los datos eran lo suficientemente precisos
para demostrar que las estrellas se movían
con velocidades de varios cientos de km/s
en las proximidades de Sagitario A*. Aún
más importante fue hallar que la velocidad
media de las estrellas aumentaba hacia
SgrA* con el inverso de la raíz cuadrada de
su distancia al supuesto agujero negro. Esta
es exactamente la misma ley que se aplica
a las velocidades de los planetas de nuestro
Sistema Solar, y este comportamiento constituye una clara evidencia de que las estrellas del centro galáctico se mueven bajo la
influencia gravitacional de un objeto pun-
A la izda, imagen limitada por el seeing (~ 0.5" seeing) y a la dcha imagen en el infrarrojo cercano con óptica adaptativa (obtenida
con el instrumento NaCo en el VLT de ESO) de una zona de 8" x 8 "centrada en la región de Sagitario A* (que no es visible en la
pos de astrónomos (con sede en EE.UU. y
Alemania) con regularidad desde la primera mitad de la década de 1990. Utilizaron el
telescopio NTT de ESO de 3,5 metros en
La Silla (Chile), el VLT (8 metros) de ESO
en Paranal (Chile), y el Telescopio Keck
de diez metros en Mauna Kea (Hawaii),
respectivamente. Después de una cuidadosa alineación de las imágenes tomadas en
diferentes épocas lograron medir la variación de las posiciones relativas de las estrellas con el tiempo. Se trata de cambios de
posición muy pequeños, del orden de unos
pocos milisegundos de arco por año, lo que
tual, lo que apunta a un objeto pesado y
compacto. Puede demostrarse que la masa
de este objeto equivale a unos pocos millones de masas solares y que la posición de
este objeto puntual coincide con la posición de la fuente de radio Sagitario A*.
El último gran avance tuvo lugar en
2002/2003, cuando los astrónomos alemanes y estadounidenses adquirieron suficientes datos para determinar sin ambigüedades la órbita de una estrella individual en
torno a Sagitario A*. Esta estrella, denominada S2, completa una órbita muy elíptica alrededor de SgrA* en 15 años y en su
La densidad en la parte central de esta agrupación supera las 106 masas solares por pársec cúbico, más de un millón de veces la
masa en la vecindad solar. Las estrellas próximas a SgrA* sufren su influencia gravitatoria, de modo que el estudio del movimiento de estas estrellas puede emplearse para
medir la masa de Sagitario A*.
Las observaciones del cúmulo estelar en el
centro galáctico no fueron posibles hasta
finales de 1980, cuando comenzaron a estar
disponibles detectores en el infrarrojo cercano lo suficientemente sensibles.
La luz en el infrarrojo cercano puede penetrar sin problemas las nubes de polvo existentes entre la Tierra y el centro galáctico:
mientras que en luz visible sólo un fotón de
cada billón emitido en esa zona no es absorbido por el polvo interestelar, en el infrarrojo cercano alrededor de un 10% de la
luz emitida consigue llegar hasta nosotros.
La mayoría de las estrellas en el cúmulo
nuclear presentan temperaturas de pocos
miles de grados Kelvin y, por lo
tanto, emiten una cantidad significativa de la luz en el infrarrojo cercano.
Debido a la alta densidad de estrellas
en las cercanías de Sagitario A*, para
distinguir las estrellas del centro
galáctico es necesario hacer uso de la
resolución angular de los mayores
telescopios disponibles. Pero surge
una dificultad importante. En su
camino a través de la atmósfera, la
luz de las estrellas atraviesa las regiones de aire de diferentes temperaturas
y, por tanto, con índices de refracción ligeramente diferentes. Y el
viento produce una mezcla turbulenta
de los paquetes de aire, lo que provoca que las imágenes de las estrellas
se emborronen. Así, independientemente del tamaño del espejo principal, una
estrella aparecerá como un disco de entre
0,5" y 1,5" de diámetro en las imágenes
astronómicas. Es el efecto conocido como
seeing. Para superar el efecto de la turbulencia atmosférica se han aplicado dos técnicas diferentes. La más antigua se llama
speckle imaging, y consiste en tomar miles
de imágenes con tiempos de exposición
más cortos que el tiempo de coherencia de
la turbulencia atmosférica (de unos pocos a
unas decenas de milisegundos) y sumarlas
de manera adecuada, y la limitación que
impone la difracción puede ser reconstruida por ordenador. La segunda técnica, más
eficaz, se conoce como óptica adaptativa y
es un sistema que mide la distorsión de las
imágenes en tiempo real y la corrige
mediante un espejo deformable. Dado que
este método requiere gran potencia compu-
Izda: indicaciones de las medidas de las
velocidades estelares superpuestas en una
imagen en infrarrojo cercano de NaCo /
VLT de 8”x 8” del centro galáctico (basado
en la obra del autor). La longitud de las flechas es proporcional a la magnitud de la
velocidad. Dcha: zoom de la zona indicada
por el recuadro azul, con la indicación de la
órbita medida de la estrella S2 (es la estrella brillante en el centro). La marca azul
muestra la posición del agujero negro
Sagitario A*, que es una fuente de intensidad variable y no siempre se detecta.
punto de máximo acercamiento la distancia
hasta SgrA* apenas alcanza las 17 horas
luz (alrededor de tres veces la distancia
Sol-Plutón). Desde las primeras observaciones (1992, en el NTT en La Silla) la
estrella S2 ha completado una órbita alrededor de Sagitario A*. También se han
determinado las órbitas de otra docena de
estrellas, aunque con menor precisión. A
partir de estas mediciones, y usando las
leyes de Kepler, la masa de SgrA* se ha
determinado con precisión en 4,0 ± 0,1
millones de masas solares. Se descubrió
que esta masa tiene que estar concentrada
en un volumen inferior a, más o menos,
tres veces el tamaño del Sistema Solar, lo
que proporcionó la evidencia de que debe
Sagitario A* está continuamente intercambiando momento con las estrellas en su
medio, mucho más ligeras. Por consiguiente, se espera que siga una trayectoria
errática similar al movimiento browniano
de una partícula de polvo en suspensión en
el agua, donde las pesadas partículas de
polvo intercambian momento con las ligeras moléculas de agua. Cuanto más pesado es Sgr A*, menor será la medida de su
movimiento browniano. La posición de la
fuente de radio de SgrA* se ha medido
durante más de diez años con la técnica
VLBI con muy alta precisión relativa a la
posición de los cuásares cercanos. Dado
que estos cuásares se encuentran a distancias cosmológicas, su movimiento es
inmediblemente pequeño y, por lo tanto,
pueden ser utilizados como un sistema de
coordenadas. Las observaciones desvelan
que Sagitario A* muestra una velocidad
ínfima en relación con el grupo estelar circundante, lo que a su vez implica que la
fuente de radio SgrA* debe contener al
menos cien mil masas solares. Las mediciones del tamaño de Sagitario A* con
VLBI indican que debe ser menor que la
distancia media de la Tierra al Sol. Por lo
tanto, las observaciones con VLBI de
Sagitario A* conducen a la misma conclusión que las observaciones de infrarrojos
de las velocidades de las estrellas que
rodean la agrupación: la fuente de radio
Sagitario A* debe estar asociada a un agujero negro supermasivo.
Un grupo internacional de astrónomos, en el que participa Rainer
Schödel (IAA), atisbó las regiones
centrales de la Vía Láctea con los
telescopios VLT y APEX y ha observado qué ocurre en el entorno de
SgrA*, el agujero negro supermasivo que, con cuatro millones de
veces la masa del Sol, sigue devorando materia. De hecho, se han
detectado intensas fulguraciones
producto del desgarramiento de las
nubes de gas que giran, a una velocidad de vértigo, en las últimas órbitas antes de caer al agujero negro.
Los investigadores emplearon los
telescopios VLT y APEX, que
observan en el infrarrojo y en ondas
submilimétricas respectivamente, y
se trata de la primera vez que se
obtienen medidas simultáneas de
una fulguración con estos potentes
"SgrA* es visible en la luz infrarroja
durante cortos periodos de tiempo,
cuando exhibe fuertes fulguraciones -explica Rainer Schödel-.
Como no se puede prever cuándo
ocurrirán estas fulguraciones, no es
fácil observarlas con dos telescopios que no estén en el mismo
lugar, porque una simple nube
podría tapar la región del cielo que
nos interesa". Tras varias noches
de espera, los astrónomos encargados del VLT descubrieron que
SgrA* se activaba, y que su brillo
aumentaba cada minuto. Alertaron
a sus colegas del APEX y, durante
las siguientes seis horas, observa-
ron violentas variaciones en el brillo
de SgrA*, además de cuatro fulguraciones mayores.
Como preveían los astrónomos, las
fulguraciones se registraron en
ondas submilimétricas con una
hora y media de retraso con respecto a las infrarrojas, lo que se
debe a la expansión de las nubes
de gas que finalmente caen al agujero negro: la velocidad con la que
giran las nubes en las últimas órbitas en torno a SgrA* hace que se
estiren, aumenten su tamaño y se
vuelvan más transparentes. Es
entonces cuando la radiación
puede viajar a través de ellas y llegar hasta nosotros, aunque por
fases: la nube se hace transparente
primero para las longitudes de onda
cortas, como las infrarrojas, y después para las que tienen una longitud mayor, como las submilimétricas. De ahí la hora y media de
retraso. S.L.L
AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA, AIA 2009
El Universo patas arriba
Hace 400 años, Galileo Galilei observaba por primera
vez el cielo con un telescopio, gesto que festejamos en
2009 con el Año Internacional de la Astronomía
Las ideas de Galileo supusieron el inicio de la ciencia
moderna y contribuyeron a asentar el modelo
heliocéntrico, que puso fin a siglos de error
l contrario de lo que se piensa, Galileo no inventó el telescopio: construyó uno a partir
de noticias que llegaban de
Europa sobre “lentes espía”, capaces
hacer que lo lejano pareciera cercano.
Y tampoco derrocó él solo el sistema
geocéntrico, que hablaba de cielos
inmutables y de un único centro, la
Tierra, alrededor del que giraban el Sol
y el resto de planetas; en esto comparte méritos con otros tres astrónomos de los que hablaremos enseguida. ¿Decepcionados? No lo estén: la
contribución de Galileo fue mucho más
allá ya que, como dijo un filósofo de la
ciencia, "de lo que se trataba no era
de combatir teorías erróneas, o insuficientes, sino de transformar el marco de la misma inteligencia". Y Galileo sí que fue el primer astrónomo que apuntó al cielo con un
telescopio, gesto que festejamos este año con el Año Internacional de la Astronomía.
Galileo vivió en una época en
la que todas las respuestas
procedían de la filosofía o de la
Biblia y, aunque hubiera evidencias en su contra, se ignoraban o se tachaban de ilusiones.
Aunque hoy nos parezca obvio que
el saber se construya a partir de la
experiencia, entonces era una excentricidad, y aquí va un ejemplo: según
el dogma, había un mundo sublunar,
la Tierra, a rebosar de corrupción y
cambios, y un mundo supralunar, donde reinaba la perfección. Así, la Luna
tenía que ser una esfera perfecta y límpida, lo que chocaba con la propia
Luna, que muestra zonas inequívocamente más oscuras, señal de su naturaleza montañosa. Pues los filósofos
se limitaban a repetir que la Luna “no
podía” poseer esas irregularidades,
porque ello la privaría de la forma esférica perfecta correspondiente a los
Siglos de error
¿De dónde procedía ese saber que
no admitía dudas? De muy
atrás, nada menos que de la
Grecia clásica. Fue Aristóteles quien, en el siglo IV
a.C, sentó las bases de la
teoría cosmológica que,
aunque errónea, dominó
hasta el siglo XVII. Según
ella, el mundo sublunar estaba
elementos, agua,
tierra, fuego y aire, y, como la tierra era el más pesado, su lugar natural era el centro del Cosmos. El resto
de elementos se situaban en esferas
concéntricas alrededor de la tierra, y
los objetos buscaban su lugar dependiendo de su composición: por eso las
piedras, compuestas del elemento tierra, caían hacia el suelo, mientras que
Izda:
Ptolomeo que, inspirado en las ideas
de Aristóteles, sitúa
del Universo. Arriba,
ejemplo de las órbitas
que propuso Ptolomeo, a
base de epiciclos.
Debajo, modelo propuesto
por Copérnico, en el que la
Tierra gira alrededor del Sol.
movía hacia arriba. Otra cuestión era el mundo
supralunar, que no estaba compuesto
por los cuatro elementos ordinarios
sino por el quinto elemento, el éter,
incorruptible y sin peso. Los cuerpos
celestes giraban en torno a la Tierra
en sus respectivas esferas de éter,
todas circulares y perfectas, en el
siguiente orden: la Luna, Mercurio,
Venus, el Sol, Marte, Júpiter,
Saturno y la esfera de estrellas fijas. Más allá de esta
última esfera se hallaba el
motor inmóvil, que impartía
el movimiento a todas las
esferas. Y ahí terminaba el
Aunque hubo voces disonantes,
como la de Aristarco de Samos,
que defendía que era la Tierra la que
giraba alrededor del Sol, las ideas de
Aristóteles se consolidaron como dogma irrefutable; eso sí, faltaba dotar a
esa teoría de una base matemática
que explicara ciertas cosas: los astrónomos veían que los planetas no se
movían en órbitas circulares perfectas, sino que aceleraban, deceleraban
y en algunos casos incluso se detenían
e iban hacia atrás (miren, sino, la imagen de la trayectoria de Marte dibujaba sobre el fondo de estrellas). Y tampoco había manera de explicar por qué
Venus, Marte o Júpiter brillaban unas
noches más intensamente que otras,
ya que una órbita circular perfecta no
permitía cambios de distancia y los
cuerpos celestes, dada su inmutabilidad, no podían cambiar de brillo.
Los astrónomos buscaron encajar estas
anomalías en un modelo matemático
con bastante poco éxito hasta que
Claudio Ptolomeo publicó su Almagesto
en el siglo II. En él, Ptolomeo presentaba un modelo geocéntrico que reflejaba el movimiento del Sol y los planetas con una estructura de órbitas
llamadas epiciclos que, aunque complejísimas, se ajustaban a lo que los
astrónomos observaban en el cielo.
Así, la Tierra siguió siendo el centro
del Universo durante siglos y muy
pocos se atrevieron a investigar la
naturaleza al margen de la vía marcada por Aristóteles, independientemente de las evidencias en su contra,
como las mencionadas montañas de
En 1543, poco antes de la muerte de
su autor, vio la luz De las revoluciones de las esferas celestes, obra en
la que Nicolás Copérnico había trabajado durante treinta años y que proponía una alternativa al modelo
geocéntrico: no sólo la Tierra giraba
alrededor del Sol -un modelo heliocéntrico-, sino que la misma Tierra giraba sobre su eje. Aunque la hipótesis
contradijera la versión oficial, la construcción matemática era excelente y
muchos aprovecharon sus ideas pero
aplicadas a la concepción geocéntrica. Sin embargo, el modelo heliocéntrico estaba tan al margen de la filosofía de Aristóteles y del propio sentido común (¿alguien nota cómo se
desplaza la Tierra?) que, aunque contó
con seguidores, no produjo una respuesta apabullante. El mismo Galileo
mostraba, décadas después, su asombro ante el cambio de paradigma: “No
puedo encontrar término a mi admiración, al ver cómo en Aristarco y en
Copérnico haya podido hacer la razón
tanta violencia contra los sentidos,
para que, en contra de éstos, ella se
haya hecho la dueña de sus credulidades”. Ni siquiera la Iglesia debió ver
una amenaza inminente, ya que no se
pronunció al respecto durante el siglo
Quizá faltaban pruebas, algo que mostrara de modo inequívoco que Aristóteles y los teólogos se equivocaban:
algo así llegó a manos del astrónomo
danés Tycho Brahe en 1572. Brahe,
cuya obra se considera el pináculo de
la observación a simple vista, descubrió una “estrella nueva” en la inalterable esfera celeste. “Estaba tan sorprendido que no me avergoncé de
dudar de la fiabilidad de mis ojos”,
escribió en sus diarios (algunas versiones aseguran que pidió a su vecino que le pegara para comprobar que
no estaba soñando). Su estrella nueva -hoy sabemos que era una supernova, o la explosión de una estrella
moribunda-, arruinaba las teorías griegas de un Universo sin cambios. Sin
embargo, Brahe no abrazó del todo la
teoría copernicana: ideó un Universo
de transición en el que el Sol y la Luna
giraban alrededor de la Tierra inmóvil,
mientras que Marte, Mercurio, Venus,
Júpiter y Saturno giraban alrededor del
Al morir Brahe, su asistente Johannes
Kepler heredó los registros que su
maestro había mantenido en secreto
y que constituían los mejores datos de
observaciones planetarias de la época. Kepler, defensor de la teoría copernicana, era también profundamente
religioso y no concebía que Dios hubiera dispuesto las órbitas de los planetas en otra forma que no fuera el círculo. Probó sin éxito innumerables combinaciones de círculos y finalmente,
Galileo Galilei y la portada de Sidereus Nuncius, obra en la que publicaba sus descubrimientos sobre los
satélites de Júpiter, el carácter montañoso de la Luna o de las regiones nebulares, que creía eran conglomerados de estrellas.
muy a su pesar, lo intentó con elipses.
Con ellas formuló tres leyes del movimiento de los planetas que, publicadas en 1609 en su obra Astronomia
Nova, permitían predecir la posición
de los planetas con una exactitud que
ningún astrónomo había logrado jamás
(ni siquiera Copérnico, que mantenía
en su modelo las órbitas circulares).
Fue ese mismo año, 1609, cuando Galileo fabricó su telescopio y comenzó a
observar el cielo. Se conoce, por su
correspondencia con Kepler, que Galileo defendía el Universo heliocéntrico
Movimiento aparente de Marte desde la Tierra: aproximadamente cada dos años, la Tierra adelanta a Marte
en su giro en torno al Sol, y parece que Marte de detiene y comienza a moverse hacia atrás. Este movimiento
retrógrado era uno de los problemas a los que el modelo aristotélico de Universo no encontraba solución.
de Copérnico desde 1597, pero no lo
hizo público hasta que tuvo pruebas
sólidas que apoyaran este modelo. Y
dichas pruebas llegaron con el telescopio: observó tres estrellas cercanas
a Júpiter y en las noches siguientes
advirtió que, en lugar de permanecer
fijas, “seguían al planeta”, y que no
eran tres, sino cuatro en total. En apenas una semana Galileo halló una
explicación al fenómeno: no eran estrellas, sino pequeños cuerpos que giraban en torno a Júpiter. Cuatro lunas,
Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, que
hoy conocemos como las lunas galileanas. La importancia de estos cuatro satélites, cuyo descubrimiento
difundió Galileo en su obra Sidereus
Nuncios (El mensajero de las estrellas) en marzo de 1610, reside en que
demostraba que no había un único
centro de movimiento en el Universo,
como defendía la tradición aristotélica, y que, independientemente del sistema cosmológico que se eligiera,
había dos centros de movimiento: la
Tierra o el Sol por un lado y Júpiter por
otro. Además, contestaba a otra pregunta de la cosmología tradicional: si
la Tierra era un planeta normal, como
Mercurio, Venus y el resto, ¿por qué
era el único que poseía un satélite?
Galileo demostró que no sólo no era
el único, sino que Júpiter tenía más.
Pero el entusiasmo con el que Galileo
comunicó sus descubrimientos se convirtió en estupor casi de inmediato, al
ver que sus hallazgos generaban violentas acusaciones. Algunos incluso
se negaron a mirar a través del telescopio para comprobar las afirmaciones de Galileo, aduciendo que se trataba de puras ilusiones o, como dijo
un maestro de la Universidad de
Padua, “para no aturdirse la cabeza”
con cosas nuevas y “meterse en
andanzas” que le cambiaran las ideas de siempre.
Galileo invirtió muchísimo esfuerzo en
convencer a sus contemporáneos de
que no se puede elaborar una teoría
despreciando la realidad y, además
de con los filósofos, se topó con los
teólogos, que consideraban su disciplina la madre de todas las ciencias.
Se trataba de marcar una línea: ¿qué
disciplina tiene el poder para desvelar
la verdad, la ciencia o la religión? Pero
articulado en torno a una acusación de
herejía por parte de la Inquisición, resumida en dos puntos que contrariaban
los textos bíblicos: Galileo debía ser
censurado por afirmar que el Sol, y no
la Tierra, era el centro del mundo, y por
asegurar que la Tierra se movía. En el
debate, Galileo defendía sus tesis científicas ante religiosos que consideraban
las matemáticas un “arte diabólica”,
y recurrían a argumentos surrealistas
como: “si se la analiza [la proposición
de Galileo] desde el punto de vista
Júpiter y sus lunas galileanas, Ío,
Europa, Ganímedes y Calisto, vistas
con un telescopio pequeño y con la
sonda Voyager. Fuente: NASA.
teológico es al menos errónea por lo
que se refiere a la fe”.
Galileo denunció con tesón el gravísimo error de utilizar un texto bíblico en
discusiones científicas y fue su revolucionaria actitud ante la naturaleza,
que exigía demostraciones, la que constituía la verdadera amenaza para la
alianza de filósofos y teólogos. Pero
la Iglesia hizo gala de su línea más
intransigente y en el último proceso,
en 1633, Galileo comprendió que la
discusión científica resultaba imposible y aceptó el consejo de un amigo
que le recomendaba decir lo que los
jueces quisieran. Su retractación no
evitó que le condenaran a arresto
domiciliario de por vida y, hasta 1992,
en un discurso del Papa Juan Pablo II,
la Iglesia no aceptó como error la condena a Galileo.
Astronomía AIA-IIYA 2009
n el año 1609 Galileo Galilei
apuntó por primera vez al cielo
con un telescopio. Fue el
comienzo de 400 años de descubrimientos que aún continúan. El 27 de
octubre de 2006 la Unión Astronómica Internacional (UAI) anunció la
declaración por la UNESCO del 2009
como el Año Internacional de la Astronomía (IYA2009), ratificada por la
ONU el 19 de diciembre de 2007.
representa una celebración global de
la Astronomía y de su contribución a
la sociedad, a la cultura y al desarrollo de la humanidad.
Actividades repartidas por todo el globo terráqueo pretenderán estimular el
interés por la Astronomía y la Ciencia
en general; desde su influencia en
nuestras vidas diarias hasta cómo el
conocimiento científico puede contribuir a un mundo más libre e igualitario.
Las actividades del IYA2009 se realizan en tres niveles: local, regional e
internacional. Cada país cuenta con
un nodo nacional, constituido por los
representantes de todos los centros
profesionales y asociaciones de aficionados a la astronomía interesados
en participar en el IYA2009.
136 P AISES
150 ENTIDADES EN ESP AÑA
EN ESTA DIRECCIÓN PODRÁS
INFORMARTE DE TODOS LOS
VAYAN PROGRAMÁNDOSE EN
RELACIÓN AL AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA
EN ESPAÑA (AIA-IYA2009),
PROPONER IDEAS, CONSULTAR
NODOS INTERNACIONALES,
CONTACTAR CON LOS ORGANIZADORES, ETC.
Uno de los objetivos principales de este evento mundial
es que el mayor número posible de personas descubra
a través de un telescopio lo mismo que Galileo observó:
las cuatro lunas galileanas alrededor de Júpiter.
100 horas de Astronomía tendrá lugar desde el jueves,
2 de abril, al domingo, 5 de abril de 2009. Esto incluye
dos días lectivos, ideal para estudiantes y profesores y
un fin de semana, más adecuado para toda la familia.
Coordinación: Montse Villar (montse@iaa.es)
Es urgente luchar por la preservación y protección de la
herencia natural y cultural que supone un cielo oscuro,
no contaminado por las luces artificiales, en lugares
como oasis urbanos, parques nacionales y emplazamientos para la observación astronómica.
Para este proyecto la Unión Astronómica Internacional
colaborará con NOAO, la Asociación Internacional para
el Cielo Oscuro, y otras asociaciones en pro del cielo
oscuro y de la educación medioambiental, en aspectos
como el desarrollo de nuevas técnicas de iluminación y
actividades como fiestas de estrellas, cuentacuentos,
etc. Se pretende que ciudadanos de todo el mundo tomen
medidas de la luminosidad de sus cielos empleando sus
propios ojos y medidores digitales (similar al exitoso programa GLOBE at Night)
Coordinación: Fernando Jaúregui (fernando@pamplonetario.org)
SE TRATA DE ONCE PROGRAMAS GLOBALES CENTRADOS EN UNA SERIE DE TEMAS QUE CUBREN LOS PRINCIPALES OBJETIVOS DEL AIA
ESPAÑA PARTICIPA EN LOS SIGUIENTES Y SERÁN LA CLAVE DEL ÉXITO DEL AIA-IYA2009
“promover la igualdad entre los géneros”. Ella es una
astrónoma tiene como objetivo ofrecer soluciones
para algunos de estos problemas.
Aproximadamente la cuarta parte de los astrónomos
profesionales son mujeres, y el campo continua atrayendo a mujeres y beneficiándose de su participación. Sin embargo, hay grandes diferencias geográficas, con países donde más del 50% de las profesionales son mujeres, y otros donde apenas existe
representación femenina.
Coordinación: Cesca Figueras (cesca@am.ub.es)
Existe una ingente cantidad de recursos didácticos para
la enseñanza de la Astronomía, la mayoría disponible
de manera gratuita a través de Internet. Sin embargo es
necesario complementarlos con un programa de formación de profesores para que sean capaces de emplearlos en su propio entorno educativo.
El principal objetivo de este proyecto es crear para el
2012 una red global de formación y recursos astronómicos para profesores en el que se incluya la celebración de congresos internacionales, herramientas para
el empleo de telescopios ópticos y radioastronómicos a
través de internet, webcams, ejercicios de astronomía,
recursos interdisciplinares, procesado de imágenes, universos digitales (planetarios online), etc.
Astronomía Patrimonio
Este proyecto no es sobre astronomía, sino sobre los
astrónomos. En un blog cósmico, los astrónomos profesionales escribirán en texto e imágenes sobre sus
vidas, familias, amigos, aficiones e intereses, así
como su trabajo - sus últimos resultados profesionales y sobre los retos a los que se enfrentan en su
Estos diarios representarán una vibrante sección del
conjunto de hombres y mujeres que trabajan en Astronomía alrededor de todo el globo.
(The Universe Awareness - UNAWE)
Los objetivos de Explora el Universo: UNAWE-SPAIN
coinciden con el espíritu del Programa Internacional
Universe Awareness, es decir, poner al alcance de
niños de 4 a 10 años la belleza y grandiosidad del
Universo con el objetivo final de formarse como adultos de mente abierta y tolerante.
Coordinación: Rosa María Ros (ros@ma4.upc.es)
La UNESCO y la UAI están trabajando en un proyecto
para la preservación de la Astronomía como herencia
cultural y natural. La iniciativa pretende el reconocimiento y la promoción de los logros científicos de la
humanidad a través de la nominación de patrimonio
de la humanidad de aquellos lugares, paisajes o estructuras arquitectónicas relacionadas con la observación
del cielo o con la Astronomía.
Las líneas propuestas son: identificación, salvaguarda, y promoción de las propiedades y características
de estos emblemáticos espacios. El programa provee
una oportunidad para identificar estos lugares relacionados con la Astronomía y localizados alrededor
del globo, para preservar su memoria y salvarlos de
la progresiva degradación. Es fundamental el apoyo
de la comunidad internacional a través del AIA-IYA2009
para desarrollar esta actividad que nos permitirá ayudar a preservar esta ,en muchas ocasiones, frágil
Contacto: Juan Antonio Belmonte ( jba@iac.es)
Además de los proyectos pilares, en nuestro país se están organizando una serie de
proyectos cuyo ámbito de alcance es todo el territorio nacional.
Más información en http://astronomia2009.es/Proyectos_de_ambito_nacional.html
Chandrasekhar y los agujeros negros
7 de octubre de 2008, 12 de la mañana hora de
Estocolmo: ¿puede usted recordar lo que estaba
haciendo? Los físicos japoneses Yoichiro
Nambu, Makoto Kobayashi y Toshihide
Maskawa estaban recibiendo una de las mejores
noticias de su vida profesional: ¡el premio
Nobel de física del año 2008 era ex aequo para
Dios mío, imagínenselo, años y años de pasión
y trabajo, tanta pasión como trabajo y dificultades, para hoy recibir tamaño reconocimiento…
dios mío dios mío, ¿qué más podrán ambicionar ahora estos excelentes investigadores?
Pues miren, uno de los 183 afortunados que
hasta hoy han recibido este notición es nada
más y nada menos que Subramanyan
Chandrasekhar, el gran astrofísico indio, y él es
el protagonista de esta nota histórica.
Subramanyan Chandrasekhar nació el 19 de
octubre de 1910 en Lahore, en la entonces India
británica, en el seno de una familia acomodada
de diez hermanos. Su padre Chandrasekhara
Subramanya Ayyar trabajaba para una compañía inglesa, la Northwestern Railways y,
según sus propias palabras, su madre Sita era
una mujer brillante que se dedicó con pasión a
la educación de sus hijos y cultivó en ellos grandes expectativas. De casta le viene al galgo
además por parte de tío, Sir Chandrasekhara
Venkata Raman, que ganó también el premio
Nobel de física en 1930.
Ese mismo año estaba su joven sobrino
Subramanyan viajando desde India a Inglaterra,
a Cambridge, para comenzar su tesis en la
Trinity College dirigido por R.H. Fowler, después de haber terminado su licenciatura en física en la Presidency College de Madrás.
Cuenta la leyenda que durante el largo trayecto
en barco desde su colorida y cálida India natal
hasta la sesuda y fría Cambridge se entretuvo
resolviendo las ecuaciones que rigen la estructura de los interiores estelares y que, calculando calculando, llegó a la conclusión de que si
una enana blanca era aproximadamente una vez
y media más pesada que el Sol, no había manera de evitar que la pobre colapsara sobre sí
misma y formara un agujero negro. Vamos,
que era tan pesada que no se aguantaba ni a sí
MUY, MUY PESADAS
La cosa es sencilla: todos sabemos desde hace
mucho tiempo que las masas se atraen: el Sol
atrae a la Tierra y viceversa, la Tierra atrae a la
Luna y viceversa, la Tierra nos atrae a nosotros
y viceversa … pero ¿un trozo de la Tierra no
atrae a otro trozo de la propia Tierra? ambos
son masas también … pues sí, efectivamente,
LARGO TRAYECTO EN BARCO DESDE SU INDIA
RESOLVIENDO LAS ECUACIONES QUE RIGEN LA
ESTRUCTURA DE LOS INTERIORES ESTELARES”
sión: igual que los sólidos que conocemos se
rompen si los sometemos a tensiones mayores
de lo que su estructura interna les permite
soportar, las enanas blancas más pesadas que
cierta masa límite no consiguen frenar el colapso gravitatorio y continúan colapsando y
haciéndose más densas hasta convertirse en un
Esta masa límite recibe el nombre de masa
límite de Chandrasekhar, en honor a su descubridor, y tiene un valor aproximado de una vez
y media la masa del Sol.
UN NUEVO Y SINGULAR OBJETO
Así que el joven Chandrasekhar llegó a
Cambridge con un objeto astrofísico nuevo
bajo el brazo, los agujeros negros. En esa
época la relatividad general de Einstein estaba
recién salida del horno y en pleno apogeo tras
las primeras pruebas experimentales a su
favor, y en el marco de esta teoría los agujeros
negros son objetos muy singulares. De hecho
se les denomina técnicamente singularidades.
Las propiedades del espaciotiempo dentro de
ENCONTRÓ TANTA RESISTENCIA A SUS
IDEAS QUE FINALMENTE DECIDIÓ INVESTIGAR OTROS CAMPOS
existe lo que podemos llamar autogravedad y,
precisamente, lo que impide que las estrellas
colapsen sobre sí mismas debido a ella es la presión de la radiación que se está produciendo en
su núcleo, donde procesos nucleares de fusión
están inyectando energía en el sentido opuesto
al del colapso gravitatorio (tengan en cuenta
que las estrellas no son sólidas como la Tierra,
sino plasma, un gas con cargas libres, y por
tanto pueden comprimirse a diferencia del sólido).
Tate, ya lo entiendo, ¿qué pasa ahora si el
combustible de las reacciones nucleares se termina? Oh dios mío (aquí está otra vez, es lo
que tiene la ubicuidad) ¿quién va a frenar el
colapso gravitatorio?
Pues esto es lo que Chandrasekhar andaba calculando: una enana blanca es una estrella que
fue como el Sol mientras le duró el combustible y que, al apagarse y colapsar, encontró otro
equilibrio: se convirtió en un material no compresible, degenerado en lenguaje más técnico,
y de esta manera consiguió frenar el colapso
gravitatorio. Pero este tipo de material no compresible no es capaz de soportar cualquier pre-
ellos parecen ser muy distintas a lo que la intuición y la física prerrelativista estaban acostumbradas.
Se trata de objetos de los que es imposible
salir, igual que el tiempo camina irremediablemente hacia el futuro en nuestra realidad más
cotidiana, uno camina irremediablemente hacia
el centro del agujero negro una vez que entra
en él. Ni siquiera la luz es capaz de escapar de
ellos, y de ahí su nombre.
Hoy en día tanto la comunidad científica como
la no científica hablan sin pudor de los agujeros negros: existen en el Universo, los hemos
detectado, pero entonces aquello resultaba
demasiado exótico para el pensamiento dominante y el joven Chandrasekhar encontró tanta
resistencia a sus ideas que finalmente decidió
investigar otros campos, hasta que unos treinta
años más tarde volvió a retomar sus viejos trabajos y publicó una segunda tanda de artículos
entre los años 60 y 70, que junto con los originales de los años 31 al 36 le valieron su envidiado Nobel en 1983. Un premio que, como el
de nuestros coetáneos japoneses, fue también
[1] Bajo este término, se agrupan objetos como las enanas blancas, las estrellas de neutrones, estrellas densas
exóticas y los agujeros negros estelares. Los objetos
compactos parecen ser objetos muy masivos, con un
radio muy pequeño. Estos objetos corresponden al estadio final de la evolución de las estrellas. Cuando una
estrella ha consumido todo su combustible nuclear, la
presión de radiación no es capaz de compensar el propio peso de la estrella y la estrella colapsa hasta un estado muy denso: es el objeto compacto.
[2] Son chorros de materia que se encuentran generalmente asociados a discos de acreción, tanto en formación estelar como en agujeros negros que succionan
materia. Están formados por plasma que viaja a velocidades relativistas (próximas a la velocidad de la luz).
Cuando la dirección de su movimiento es muy próxima a
la línea de visión del observador, se observa que las
inhomogeneidades se desplazan en el chorro a velocidades aparentes mayores que la velocidad de la luz (se
denominan velocidades superluminales). Aunque no se
conoce con todo detalle la física asociada a la formación,
aceleración y colimación de los chorros, se sabe que el
campo magnético juega un papel fundamental.
[3] Un microcuásar (o una binaria
de rayos X que emite en longitudes
de onda de radio) es una versión
en miniatura de un cuásar: tiene
propiedades comunes, como su
intensa emisión en radio y su
variabilidad, la presencia de chorros relativistas emanando del
objeto compacto central y el disco
de acreción que rodea al objeto
central, que es un agujero negro o
una estrella de neutrones. Pero,
cuásares el objeto central tiene
una masa de cientos de millones
de soles, en el caso de los microcuásares es tan solo de unos
pocos soles. En este caso, la masa
acretada viene de una estrella
compañera. Los chorros relativistas tienen fuerte emisión en radio y
presentan velocidades superluminales. Como las escalas típicas de
variabilidad de los chorros son proporcionales a la masa del objeto
central, los microcuásares varían
sus estructuras con escalas temporales características del día.
ESTRELLAS BINAR
Las estrellas binarias de rayos X vienen
desempeñando un papel muy relevante
en astrofísica desde hace varias décadas,
debido a que ha sido en este tipo de sistemas donde se ha encontrado evidencia
clara de la presencia de objetos compactos [1]. Estos sistemas binarios están
compuestos por un objeto compacto que
succiona material de su estrella compañera, mucho más masiva pero menos
compacta, mediante un disco de acrecimiento. Si, además, la binaria de rayos
X presenta chorros relativistas [2] de
emisión radio, este sistema se conoce
como microcuásar [3].
Los microcuásares se han venido considerando como el paradigma para explicar la emisión observada en las estrellas
binarias de rayos X con chorros radio
relativistas. Sin embargo, otros modelos
alternativos se han propuesto para explicar la emisión observada. En particular,
el modelo alternativo más plausible es el
que presupone un sistema binario formado por una estrella masiva de tipo Be [4]
en torno a la cual gira un púlsar [5], cuyo
viento fluye hasta grandes distancias,
formando una cola cometaria [6] de emi-
sión radio. La interacción del viento del
púlsar con el flujo de la estrella Be produciría emisión en la banda de rayos
gamma [7]. En este caso, no se forman
chorros de radio relativistas, de modo
que observaciones radio de muy alta
resolución permitirían confirmar cuál de
estos dos modelos es el correcto.
En el número de mayo de 2008 de la
revista The Astrophysical Journal publicamos los resultados obtenidos durante
una campaña de observación multifrecuencia y cuasi-simultánea del sistema
LS I +61 303. Este sistema binario de
rayos X es uno de los más estudiados de
nuestra galaxia y se venía considerando
el prototipo de microcuásar, ya que en
un trabajo anterior se había sugerido la
existencia de chorros relativistas, evidencia nunca confirmada.
Obtuvimos observaciones de alta resolución radio con las redes radiointerferométricas [8] europeas de MERLIN y
del eEVN, y con la norteamericana del
VLBA, así como en la banda de rayos X
(con el satélite Chandra) y en la de rayos
gamma (con el telescopio Cherenkov
MAGIC, en la isla de La Palma).
[4] Es una estrella tipo B (estrellas azules muy luminosas) con líneas prominentes de hidrógeno en su espectro en
emisión. También presentan líneas de emisión de otros iones atómicos, aunque son mucho más débiles. Presentan
polarización lineal en el óptico y emisión en el infrarrojo mucho más intensa que las estrellas B normales, lo que se
conoce con el nombre de exceso infrarrojo. El comportamiento de estas estrellas como tipo Be es transitorio, de modo
que en ocasiones se presentan como estrellas tipo B normales y en otras como tipo Be. Las propiedades observacionales de estas estrellas pueden explicarse asumiendo la presencia de un disco gaseoso circumestelar, formado a
partir de material expulsado por la propia estrella: las líneas de emisión se formarían a partir del reprocesamiento de
la luz ultravioleta emitida por la estrella central en el disco; el exceso infrarrojo y la polarización se deberían a la dispersión de la luz en el disco de gas. Las estrellas tipo Be son rotadoras muy rápidas, como se demostró mediante
observaciones interferométricas de la estrellas Achernar, que mostraron que la estructura de la estrella era achatada
como consecuencia de esta rotación.
RIAS DE RAYOS X
tencia de una correlación temporal entre
la emisión X y de rayos gamma, mientras que la emisión radio y de rayos
gamma no muestra correlación e incluso
podría estar anticorrelacionada. Este
sorprendente resultado exige la existencia de dos poblaciones de electrones
relativistas: una que es responsable de la
emisión X y de rayos gamma, y otra que
produciría la emisión radio.
En resumen, LS I +61 303, considerado
hasta ahora como el prototipo de microcuásar, parece ser más bien un púlsar
que gira en torno a una estrella masiva.
Sin embargo, todavía quedan flecos por
entender de este fascinante caso, y estamos actualmente analizando los resultados de una campaña multibanda y
simultánea más intensa que la anterior,
y que esperamos dé la respuesta definitiva a la cuestión básica del tipo de sistema que es responsable de la emisión
radio, X y de rayos gamma procedente
de LS I +61 303. Seguiremos informando.
[7] Un púlsar irradia al exterior energía y materia en forma
de viento, como cualquier otra estrella. La diferencia reside
que el viento de un púlsar puede alcanzar velocidades relativistas y, en presencia de un campo magnético, emitir emisión radio de tipo sincrotrón. Si el púlsar no tiene una estrella compañera, el viento se desplaza en un medio de muy
baja densidad y su interacción con el mismo es despreciable. En cambio, si el sistema es binario y la estrella compañera posee un viento estelar también significativo, como
en el caso de una estrella Be, el resultado de esta interacción es un potente choque. En este choque, las partículas
pueden llegar a acelerarse hasta energías de varios teraelectronvoltios, es decir, el rango de rayos gamma.
MIGUEL ÁNGEL PÉREZ TORRES (IAA)
deconstrucción: ANTXON ALBERDI (IAA)
[5] Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación, con un campo magnético
muy intenso. Puede contener la masa del
Sol en un radio de decenas de kilómetros,
lo que supone una densidad de cientos de
millones de toneladas por centímetro
cúbico. La radiación de los púlsares se
concentra en unos haces muy estrechos,
de modo que la emisión sólo se detecta
cuando los haces apuntan en la dirección
del observador. El periodo típico de los
pulsos va desde los milisegundos hasta
los segundos de tiempo. No se conoce
muy bien la razón de la concentración de
la radiación, aunque se piensa que está asociado con la presencia de partículas muy relativistas
(protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a enormes velocidades)
sometidos a la acción de intensos campos magnéticos: las partículas relativistas orbitando en
torno al campo magnético emiten radiación sincrotrón, radiación que está concentrada en un haz
muy estrecho (cuanto más relativistas son las partículas, más estrecho es el cono de radiación).
[6] Los cometas son cuerpos celestes compuestos por hielo y rocas que giran en
torno al Sol en órbitas muy elípticas. Cuando se acercan a posiciones próximas al
Sol, parte de los materiales del núcleo del cometa se subliman y forman una atmósfera en su entorno que se denomina coma y que está constituido por gas y polvo.
En la morfología de los cometas destaca la presencia de colas. Estas colas se forman cuando el cometa se acerca al Sol y el viento solar incide sobre la coma.
[8] Son redes de radiotelescopios que observan simultáneamente un objeto astronómico y que equivalen a un radiotelescopio cuyo diámetro es la máxima distancia entre los telescopios que forman la red. De esta forma, mejoran la resolución
angular de las observaciones. Así, pasamos de una resolución
angular típica de veinte segundos de arco para un radiotelescopio de cien metros observando a un centímetro, a una resolución mejor que un milisegundo de arco para una red interferométrica con telescopios distribuidos por la superficie terrestre (diámetro de 10.000 km). Entre las redes interferométricas
más utilizadas están el Very Large Array (VLA; distancia máxima entre telescopios 27 km; Nuevo Mexico, EE.UU.; trabaja a
longitudes de onda centimétricas), Very Long Baseline Array
(VLBA; distancia máxima de 9000 km; EE.UU., desde las Islas
Vírgenes a Hawai; trabaja a longitudes de onda centimétricas), European VLBI Network (EVN; con líneas de base de
hasta 10.000 km, con antenas en Europa y China; trabaja a
longitudes de onda centimétricas), Plateau de Bure (PdB; con
líneas de base de hasta 760 metros; trabaja a longitudes de
onda milimétricas) Sub-Millimeter Array (SMA; con líneas de
base de hasta 32 metros; trabaja a longitudes de onda submilimétricas), entre otras.
Normalmente presentan una cola de polvo y otra de gas ionizado. La cola de gas
se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol; sin
embargo, la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital y se sitúa entre la cola
principal y la trayectoria del cometa. En el cometa Hale-Bopp se descubrió un tercer tipo de cola que estaba compuesta por iones de sodio. Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilómetros.
Entre los resultados obtenidos, cabe destacar los siguientes tres aspectos. En primer lugar, las observaciones en radio de
alta resolución indican que no existen
chorros de emisión radio a escalas mayores de unas 200 UA. Y si existen a escalas menores, no parecen ser relativistas.
Este resultado es difícilmente compatible
con el modelo de microcuásar normalmente aceptado para LS I +61 303, y
favorece en cambio el modelo de un púlsar orbitando en un sistema binario, ya
que la emisión radio muestra de manera
consistente un aspecto de cola cometaria, tal como cabe esperar en este escenario.
En segundo lugar, la morfología de la
distribución de la emisión radio muestra
una gran similitud cuando se comparan
observaciones en distintas fechas, pero
con la misma fase orbital, lo que indica
un elevado nivel de periodicidad y estabilidad en los procesos físicos responsables de la emisión radio. Nuevamente,
este resultado favorece el escenario del
púlsar binario. Finalmente, la comparación de las observaciones cuasi-simultáneas radio, X y gamma sugieren la exis-
el “Moby Dick” de...
...Pedro Amado(IAA - CSIC)
a primera vez que me encontré
cara a cara con HD 34282 (o,
como mis amigos prefieren llamarla, V1366 Ori) fue durante
una larga noche de invierno de 2004
mientras estaba al frente de uno de los dos
telescopios del Observatorio de Sierra
Nevada. Estaba medio adormilado, ya
que las noches de invierno son muy duras
(sobre todo cuando la mente salta entre
dos ideas fijas: ¿qué hora es? y ¿dónde
está mi almohada?), pero cuando vi la
fuerza y rapidez de las ondas que su movimiento producían en la luz que me llegaba de ella pensé “¿qué clase de bestia
extraña es esta?”. Lo primero que hice fue
comprobar cada cuánto se repetía el fenómeno que estaba observando; no tardé
mucho, ya que la periodicidad de 18
minutos que calculé se iba a convertir en
la más rápida jamás observada para un
objeto de su tipo. Desde entonces la
llamo “hiperactiva”.
Una estrella muy variable
Pero os preguntaréis que con qué tipo de
curiosidad tuve que vérmelas aquella
noche de enero. HD 34282 es un objeto
que los astrofísicos llamamos “estrella
pre-secuencia principal de tipo delta
Scuti”. El adjetivo pre-secuencia principal
califica a una estrella joven que todavía no
ha entrado en su fase adulta (fase en la
que las estrellas pasan la mayor parte de
su vida fusionando hidrógeno en su
núcleo). El tipo, delta Scuti, proviene del
nombre de una estrella en la que se
observó por primera vez este tipo de
variabilidad y que ha definido a toda una
clase de estrellas variables. Las periodicidades en las curvas de luz de las estrellas
delta Scuti se producen por un mecanismo físico que, puesto en marcha por las
características peculiares de la estructura
interna, mantiene una serie de seísmos
internos que la hacen vibrar como un
tambor (o como cualquier otra caja resonante de cualquier otro instrumento). Lo
que vi reflejado como ondas en la curva
de luz de la estrella eran los seísmos que
se estaban produciendo en ese mismo instante en su interior y que se transmitían
hasta su superficie. Estos seísmos nos permitirán, como ocurre con los de la Tierra,
Realizó su doctorado en Astrofísica en la Queen´s University
(Belfast) y ha trabajado en los observatorios de Armagh
(Irlanda del Norte), Catania (Italia) y La Silla (Paranal, Chile),
Desde 2005 trabaja en el Instituto de Astrofísica de Andalucía
con un contrato de Investigador Ramón y Cajal.
Su labor investigadora se centra en estrellas variables, pulsaciones estelares y en la actividad magnética estelar.
conocer más sobre las características de
las capas más profundas del interior estelar, así como afinar un poco más la edad
de este objeto celeste.
“La periodicidad de 18 minutos que calculé se iba a convertir en la más rápida jamás
observada para un objeto de
su tipo. Desde entonces la
llamo hiperactiva”
Enseguida entendí que esa maravilla de la
naturaleza me iba a traer de cabeza mientras intentara desentrañar los misterios
que ocultaba. De estas primeras observaciones, mis compañeros y yo pudimos
recoger cuantiosa y valiosa información
que recopilamos en un manuscrito que
publicamos rápidamente. La rapidez de
esta publicación fue importante para,
como el mismo árbitro de la revista dijo,
“poder volver a pedir tiempo de telescopio para poder estudiarla más detalladamente”. Y eso hicimos. A los pocos meses
ya estábamos siguiéndola otra vez, esta
vez desde distintos observatorios alrededor del mundo. Pero las herramientas que
estábamos utilizando (la fotometría en
varios colores) no eran suficientes.
Pensando que nuestro Moby Dick realmente necesitaba instrumentos más
potentes, decidí pedir tiempo en uno de
los telescopios más grandes del mundo, el
VLT (Very Large Telescope) en el desierto de Atacama, en Chile. Con la capacidad del VLT de recolectar mucha más luz
que sus hermanos pequeños y la de uno
de sus instrumentos de descomponer la
luz de los objetos celestes en muchos
colores (lo que llamamos obtener un
espectro), pudimos hacer un seguimiento
temporal muy preciso de los seísmos que
ya habíamos observado desde otros
observatorios. Aunque aún tenemos que
explotar los datos al máximo, con ellos
hemos podido determinar los parámetros
físicos que definen a una estrella, o sea, la
temperatura de su superficie, la gravedad
que se experimenta sobre ella y una medida de los elementos químicos más pesados que el helio.
“La estrella fue seguida por
MOST, la primera misión
espacial dedicada a hacer
este tipo de estudios”
Además, la estrella fue seguida por la primera misión espacial dedicada a hacer
este tipo de estudios, además de a la búsqueda de planetas mas allá del Sistema
Solar, tomando mediciones de su luz
durante todo un mes. MOST, así se llama
el satélite lanzado por la Agencia Espacial
Canadiense que la observó, nos permitirá
obtener una precisión en la determinación de los periodos de esta estrella no
alcanzada antes. Solo CoRoT, otra misión
espacial en la que participa España,
podría haber superado la calidad de estos
datos, pero esto no podrá ser, ya que
nuestra ballena no saldrá a la superficie en
la zona del cielo donde CoRoT esta apuntando su ���catalejo”.
El interior de las estrellas, al alcance de
los científicos gracias al satélite CoRoT
Los datos obtenidos sobre tres estrellas similares al Sol permiten
conocer su edad, evolución y dinámica interna
Oscilaciones en el Sol. Una
imagen de la atmósfera del
Sol tomada por el satélite
TRACE (NASA) superpuesta
sobre un modelo matemático
de uno de los millones de
modos de oscilación que
permite a los científicos
deducir su estructura y
Debajo, concepción artística
de la misión. Fuente: CNES
(ilus: D. Ducros).
para el resto, no sólo constituyen
un sólido descubrimiento, sino que
demuestran que es posible obtener este tipo de medidas, algo fundamental para futuras misiones.
“Estos datos son el primer banco
de pruebas que jamás se tuvo para
contrastar nuestros modelos de
cómo evoluciona una estrella”,
asegura Rafael Garrido. “Por otro
lado, el que seamos capaces de
interpretar las oscilaciones nos
podrá dar respuestas a algunas
cuestiones que, en general, se
consideran fuera del ámbito de la
Física Estelar, como la masa de
los neutrinos o la posible concentración de materia oscura en el
núcleo de las estrellas; se han
hecho modelos con y sin las partí-
En diciembre de 2006 se lanzó la
misión CoRoT, constituida por un
telescopio pequeño dedicado a la
fotometría, o medición de la luz,
capaz de observar un gran número
de estrellas de forma continuada y
apreciar cualquier variación de brillo emitido por ellas. De hecho,
cada serie de observaciones proporciona unas 12.000 curvas de
luz, correspondientes a la observación casi continua durante periodos de hasta 150 días. Esta capacidad, exclusiva de CoRoT, se
complementa con una precisión
inigualable: podría observar un
millón de bombillas y distinguir el
parpadeo de una sola de ellas. Sus
medidas de la variación del brillo
de las estrellas no solo desvelarán
el comportamiento de cada una
ellas, sino que posiblemente conducirán a una nueva clasificación
estelar. Además, contempla como
segundo objetivo la búsqueda de
planetas similares al nuestro en
torno a estrellas de tipo solar.
La misión, desarrollada por el
Centro Nacional de Estudios
Espaciales francés (CNES) cuenta
con un 20% de participación de
otros países, entre los que se
encuentra España. Un grupo del
Instituto de Astrofísica de
Andalucía (CSIC), liderado por
Rafael Garrido, ha trabajado en el
proyecto desde sus orígenes y
coordina la participación española,
que también incluye al Instituto de
Ciencias del Espacio (CSIC), el
(IAC), la Universidad de Valencia
(UV), el Laboratorio de Astrofísica
y Física Fundamental (LAEFF) de
Madrid y la empresa GMV, que ha
desarrollado parte del Centro de
Misión del satélite.
misión espacial CoRoT acercan a
la comunidad científica un viejo
sueño de los astrónomos: conocer
qué ocurre en el interior de las
estrellas. Los datos muestran inequívocamente oscilaciones en la
superficie de tres estrellas similares
al Sol, un fenómeno parecido a los
terremotos terrestres pero, en este
caso, causado por el movimiento
del gas dentro de las estrellas. El
análisis de estas oscilaciones, que
se conoce como astrosismología,
ofrece información sobre la edad
de las estrellas, su composición
química, rotación y evolución. Los
resultados, en los que colabora
Rafael Garrido, del Instituto de
Astrofísica de Andalucía (IAACSIC), se publicaron en la revista
La misión CoRoT constituye un
desafío científico y tecnológico que
busca, como explica Rafael
Garrido, “ampliar a otras estrellas
esa capacidad desarrollada, y no
del todo, para la estrella más cercana: el Sol”. El estudio de los temblores estelares ha permitido indagar en el interior del Sol, la única
estrella que permite mediciones
directas, pero la distancia impide
observar esos “terremotos” en
otras estrellas. La alternativa consiste en medir las variaciones en
luminosidad que se producen cuando la estrella oscila, método que
aplica CoRoT con una precisión inigualable, ya que es capaz de
detectar variaciones de una parte
por millón. Esto le permite estudiar
estrellas similares al Sol, un tipo
especialmente complejo debido a
su tamaño (de hecho, el Sol entra
en la clasificación de las “enanas
amarillas”).
Así, los recientes resultados, basados en las curvas de luz de las
estrellas HD49933, HD181420 y
HD181906, que cubren 60 días de
observación para la primera y 156
culas que se cree que forman este
tipo de materia y predicen modos
de oscilación diferentes”, señala el
La compleja aurora
Una cámara infrarroja de la nave Cassini ha
detectado, en el polo norte de Saturno, una
aurora muy distinta a las observadas en el
Vista desde el espacio, una
aurora aparece como un anillo de
luz localizado en las regiones polares del planeta. El brillo se origina
porque las partículas con carga
eléctrica provenientes del viento
solar, al ser aceleradas por las
líneas del campo magnético planetario, colisionan con los gases de
las capas altas de la atmósfera. La
colisión con los gases da lugar a la
emisión de energía en forma de luz
y ondas de radio. En la imagen se
presenta una composición de imágenes de ultravioleta y visible del
emisión ultravioleta que podemos
ver en la región polar sur está
generada por la excitación del
hidrógeno tras el impacto de las
partículas energéticas.
Simultáneamente a estas imágenes, la sonda Cassini registró emi-
siones de radio de la región polar
así como medidas del viento solar.
El estudio nos revela que las auroras cambian de un día a otro
estando su morfología directamente relacionada con la actividad del
viento solar. Como podemos ver
en las imágenes, la región auroral
de Saturno está dominada por un
único óvalo. La geometría de este
óvalo es altamente dependiente de
la actividad solar variando desde
prácticamente una forma circular
durante periodos de baja actividad
solar, hasta una forma espiral que
se extiende hacia el Ecuador del
planeta en periodos de máxima
Aunque está clara la fuerte dependencia de la morfología de las
auroras con los cambios de la actividad solar, la fuente de las
corrientes que las originan es aún
Composición de imágenes de ultravioleta y visible del Telescopio Espacial
Hubble. NASA/ESA/J.Clarke Boston
hoy objeto de debate. Los últimos
modelos predicen sólo débiles
emisiones fuera del óvalo auroral
principal. Sin embargo, recientes
observaciones en el infrarrojo llevadas a cabo por la sonda Cassini
vienen a poner en duda las teorías
ampliamente aceptadas hasta la
La imagen de la región polar norte
(página contigua) muestra tanto la
aurora (zona azul) como la atmósfera más profunda (zona roja) en
dos longitudes de onda en el infrarrojo. La emisión auroral infrarroja
se produce por la ionización del
hidrógeno dando lugar al H3+. Este
ión del hidrógeno origina una serie
de reacciones en cadena que
darían lugar a largas cadenas de
hidrocarburos. Esta es una de las
primeras imágenes claras que se
han obtenido de la región polar
norte de Saturno. La razón para
ello es que las observaciones
desde Tierra están muy limitadas
por la geometría de las observaciones. Hay que tener en
cuenta que a Saturno le lleva la
friolera de casi treinta años
terrestres completar una órbita
completa en torno al Sol. En los
últimos quince años se encontraba en el solsticio de verano
por lo que el polo Sur era el
único visible desde Tierra. La
sonda Cassini nos ha brindado
así una ocasión única para
observar la región polar norte.
La imagen que tanto se había
hecho esperar no nos ha
defraudado. En ella no sólo se
muestra lo que todos esperába-
mos, un anillo auroral, si no que
además este anillo se extiende
cubriendo una enorme área de
la región polar. Este tipo de
aurora parece ser única y no se
puede explicar usando lo que
hasta ahora creíamos que
sabíamos sobre la magnetosfera de Saturno. La presencia de
este tipo de auroras revela la
existencia de una dinámica
magnetosférica interna que
conduce un sistema de corrientes no tenidas en cuenta hasta
la fecha. El debate está abierto.
Región polar norte de Saturno, donde se observa
tanto la aurora (región azul) como la atmósfera más
profunda (región roja). NASA/JPL/Univ. Arizona.
A la caza de estrellas gigantes
El investigador Jesús Maíz del
IAA dirige una campaña de observación que emplea el Telescopio
Espacial Hubble y varios telescopios situados en España, Argentina
y Chile para construir un catálogo
de estrellas masivas de la Galaxia
(de más de treinta masas solares).
Se trata de estrellas muy brillantes
y más bien escasas que queman
pronto su combustible y tienen
vidas cortas, de cientos de millones
de años, en comparación, por
ejemplo, con estrellas de tipo solar
que viven miles de millones de
años. Sin embargo, influyen en la
estructura y evolución de las galaxias y su estudio permite profundizar en el conocimiento de las nebulosas de formación estelar. Unas
de las últimas imágenes obtenida
por el equipo de Maíz muestra un
par de estrellas colosales, WR 25 y
Tri16-244, situadas en el cúmulo
Trumpler 16, que forma parte a su
vez de una inmensa nube de gas y
polvo situada a unos 7500 años luz
de la Tierra conocida como la
WR 25 parece ser la más masiva e
interesante de las dos estrellas
observadas. Sólo hace dos años
se descubrió que en realidad se
trata de un sistema estelar compuesto, como mínimo, por dos
estrellas, pero tan próximas que
parecían un único objeto. La más
masiva de las dos cuenta con una
masa de unos cincuenta soles, y
pierde materia a gran velocidad
debido a su intenso viento estelar.
De hecho, parece que ya ha perdido sus capas de hidrógeno externas debido a ello. Se estima que
su compañera tiene una masa de
unos veinticinco soles y gira en
torno a la primera una vez cada
208 años.
Por su parte, Tr16-244 se ha revelado como una estrella triple gracias a estas observaciones: dos de
las tres estrellas se encuentran tan
próximas que sólo la Cámara
Avanzada del Hubble ha sido
capaz de distinguirlas, y se estima
que la tercera estrella del sistema
tarda entre decenas y cientos de
miles de años en girar en torno a
Los astrónomos creen que WR 25
y Tr16-244 son el origen de la
radiación que provoca la lenta evaporación en el espacio de una
inmensa nube de gas de la
Nebulosa Carina, lo que posiblemente induce la formación de nuevas estrellas.
WR 25 es la estrella más brillante situada en el centro de la imagen. Arriba a su izquierda
se encuentra Tr16-244.
La estrella brillante amarilla cercana es una estrella de masa mucho menor pero bastante
más cercana a la Tierra que la Nebulosa Carina. Fuente: NASA, ESA y Jesús Maíz
Apellániz (IAA-CSIC).
WR 25 y Tr16-244, dos de las estrellas más masivas de la Vía Láctea, pierden su carácter
misterioso al ser fotografiadas en gran detalle por el Telescopio Espacial Hubble
Marte en 2008
Los posibles océanos primitivos del planeta
rojo, cuya existencia ya se sugirió a finales de
los 80, siguen siendo objeto de controversia
X Una de las noticias frescas de
Marte con las que se cerró el 2008
fue el hallazgo de evidencias adicionales sobre la existencia de un antiguo gran océano de agua líquida,
que habría cubierto gran parte del
hemisferio norte de ese planeta.
Las nuevas medidas provienen del
(GRS) del Mars Odyssey, en órbita
desde octubre del 2001, que permite sondear varias decenas de centímetros bajo la superficie.
No es una idea nueva, pues ya se
venía debatiendo sobre la posibilidad de dichos océanos primitivos.
Incluso a finales de los 80, mucho
antes de las imágenes de alta resolución de misiones más recientes, T.
Parker del JPL/Nasa adivinó posibles líneas costeras en imágenes
de los orbitales Viking (Parker y col.,
Icarus, 1989).
Posteriormente, y no sin controversia, se han propuesto esencialmente dos líneas de costa, una correspondiente a un área muy extensa,
quizás de un océano muy antiguo
de unas veinte veces el
Mediterráneo terrestre, y otra más
pequeña que quizás correspondería
a un océano más joven, aún así primitivo, de un par de miles de millones de años de antigüedad (Fairen
y col., Nature, 2004).
Los nuevos resultados de
GRS/Mars Oddyssey son la observación de un enriquecimiento global
de potasio, hierro y torio en el subsuelo de ese hemisferio, y han sido
publicados por Dohm y colaboradores en Planetary and Space
Science. La mayor abundancia de
potasio ocurre, según los autores,
justo en las regiones que albergaron
ese anciano océano, bajo la hipotética línea de costa antes mencionada (en ambos supuestos océanos,
el más joven y el más viejo). Y los
autores mantienen que dicho enriquecimiento refleja unos sedimentos marinos enriquecidos en potasio
cuyo origen provendría de una serie
de procesos típicos de un pasado
mucho mas húmedo en Marte,
como son procesos de lixiviado o
disolución de minerales junto con un
transporte eficiente de esos minerales por agua líquida desde las tierras altas del hemisferio sur hacia el
océano que ocuparía las tierras
bajas del hemisferio norte.
La propuesta es muy interesante,
pues añade indicios en la dirección
adecuada, junto a otros indicios
como son la orientación “hacia el
Mapa topográfico del hemisferio
norte de Marte constuido con datos de MOLA
que muestra las estructuras
geográficas más importantes. También
presenta las distintas líneas de costa
propuestas (líneas negras y azul oscura).
y sugieren explorar otras alternativas.
En este contexto, es interesante
preguntarse dónde están esos
almacenes de agua, algunos de
ellos no tan antiguos.
Mapa que superpone a la topografía de Marte las abundancias de potasio, y en el
que se marca el límite entre las tierras bajas del norte (izda) y las tierras altas
(dcha). El exceso de potasio en las tierras bajas (0,5% ó más) podría indicar la
presencia de sedimentos marinos de un océano primitivo. NASA/JPL/Univ. Arizona.
norte” de numerosos canales, etc.
Aún así, es una idea controvertida
(los mismos autores del trabajo así
lo aceptan), tanto por la naturaleza
indirecta de las medidas como por
las alternativas existentes, y ya ha
tenido algunas respuestas. Entre
estas críticas, J. Brueckner del
Max-Planck Institute en Mainz,
Alemania, y otros colegas advierten
para empezar que el enriquecimiento global encontrado por GRS es
moderado, del orden de un factor
dos. Ellos encuentran, además, que
las medidas de los Mars Exploration
Rovers (MER) y de Pathfinder ya
habían revelado enriquecimientos
elevados, mucho más elevados, en
rocas examinadas en los cráteres
Gusev y en las llanuras Meridiani,
mientras que el suelo no presentaba
tal enriquecimiento. Otros autores
afirman que muchas de esas rocas,
como la tan de moda jarosita, muy
enriquecida en potasio, podrían formarse en lugares ácidos/salinos
pero muy confinados, sin necesidad
de grandes extensiones acuosas, y
un ejemplo muy análogo al caso
marciano serían los antiguos lagos
(secos hoy día) en la región de
Olduvai, en Etiopía. Concluyen con
dudas sobre el transporte acuoso
de potasio entre ambos hemisferios
Y existen evidencias recientes de
almacenes grandes de hielo en el
subsuelo. En primer lugar, según
unos resultados preliminares del
último rover de NASA, el Mars
Phoenix, cuya misión terminó a finales de octubre del pasado 2008, y
cuya ubicación en las regiones cercanas al polo norte marciano era
idónea para encontrar depósitos de
hielo. Y, en segundo lugar, y esto ha
sido mas sorprendente, el descubrimiento de posibles “glaciares” en
latitudes bajas del planeta usando
SHARAD, un radar mucho más
potente a bordo de la última misión
marciana, el Mars Reconnaissance
Orbiter (MRO), según un trabajo de
J. W. Holt y colegas de la
Universidad de Austin, Tejas, publicado en Science el pasado noviembre. Esos depósitos parecen estar
bien escondidos bajo una espesa
capa de rocalla y polvo en las laderas de montañas al este de la región
Hellas, una gran depresión en el
hemisferio sur marciano, a unos 40
grados de latitud. Las primeras estimaciones del volumen de hielo
apuntan a un 1 % del hielo de las
regiones polares, lo que es una cantidad apreciable. El origen de tales
depósitos puede hallarse en posibles cambios orbitales de Marte en
sos de evaporación de una hipotética capa polar sur y transporte de
vapor de agua por los vientos predominantes en dicha situación
(Forget y col., Science, 2006). No
sólo estas indicaciones con modelos teóricos apoyan este resultado,
sino que han dirigido gran parte de
las observaciones con SHARAD.
Los autores del trabajo con GRS
que comentamos esperan, en el
futuro, medidas más concluyentes
sobre la existencia de ese antiguo
El magnetismo de
Registros magnéticos en el interior de
meteoritos antiguos ofrecen pistas sobre la
formación de los planetas del Sistema Solar
X A finales de 2008, la revista
Science publicó un artículo* sobre la
residuales en meteoritos acondritos.
¿Qué nos indican estas mediciones
sobre el origen de nuestro Sistema
En nuestro Sistema Solar, los minerales más antiguos que se conocen
son las Inclusiones de Calcio y
Aluminio (CAI en sus siglas inglesas), con una edad de 4567,2 ± 0,6
millones de años. Estos minerales
son los primeros en condensarse a
partir del material de la nebulosa
solar. Es por esto que esta edad se
considera la de nuestro Sistema
Por otro lado, las condrulas son
pequeños esferoides de algunos
milímetros de diámetro que se
encuentran en los meteoritos condritos ordinarios, los más comunes
en nuestra colección de meteoritos.
Las condrulas serían las gotas de
material fundido o parcialmente fundido que fue aglomerado para formar los ladrillos fundamentales de
los cuerpos mayores como los asteroides y planetas.
Con respecto a la clasificación de
los meteoritos, ya mencionamos la
clase de los condritos ordinarios y
ahora hay que mencionar la de los
acondritos, que por su nombre son
aquellos que no contienen condrulas. Estos acondritos serían los fragmentos de los cuerpos que sufrie-
ron una alteración térmica más
importante, entiéndase, derretimiento parcial o total del cuerpo
padre que lo llevaría a tener una
estructura interna como la de la
Tierra: núcleo, manto y corteza.
Estos objetos llevan el nombre de
diferenciados por esta estructura
interna. Y es aquí donde comenzamos a detallar algo del título de este
artículo que estamos comentando.
Los meteoritos angrites (reciben su
nombre del lugar donde se encontró
el primer meteorito de su clase,
Angra dos Reis en Brasil) son acondritos que tienen una edad de cristalización muy avanzada, en los primeros tres millones de años de
nuestro Sistema Solar. Todavía no
ha sido posible identificar ningún
asteroide del que
meteoritos. Esto
sólo se ha logrado en pocos
casos, y uno
de ellos es
océano, como podrían ser detecciones directas de depósitos de hielo
con radares que sondearan a
mayor profundidad, como SHARAD/MRO o MARSIS/Mars
Express, junto con datos de la geomorfología de la zona con instrumentos de muy alta resolución
espacial como HiRISE, a bordo del
MRO. Así que seguiremos atentos
a los resultados de estas misiones.
Vesta y los meteoritos Eucrites,
Howardites y Diogenites (HEDs).
Vesta es un asteroide grande de
unos 400 km de diámetro que está
diferenciado. A diferencia de este
tipo de asteroides, la Tierra tiene un
núcleo líquido que le permite tener
un campo magnético. En el caso de
la Tierra, el campo magnético es
generado por el propio cuerpo, pero
hay planetas como Marte, Mercurio,
y probablemente Vesta, que tienen
campos magnéticos residuales, o
zonas muy limitadas que están aun
magnetizadas por un campo externo en el pasado.
En el estudio del artículo que estamos comentando se realizaron
mediciones de rastros de campos
magnéticos en los meteoritos angrites. ¿Qué implicaría esto?
Básicamente, que el cuerpo padre
de los angrites, que ya sabemos fue
diferenciado ya que los angrites son
restos de material fundido, poseía
un campo magnético. Ello implica
que tenía un núcleo metálico líquido
y una rotación importante. Claro, lo
primero que hay que descartar es
que ese campo magnético que
estamos midiendo no haya
sido producido por fuentes externas como
Centaurus A, al desnudo
X El Atacama Pathfinder
Experiment ha aportado importante información sobre los chorros y
lóbulos que emanan del agujero
negro central de la galaxia activa
A una distancia de 13 millones de
años luz, Centaurus A es una de
las galaxias gigantes más próximas a la Tierra. Alberga una
región central muy luminosa, debida a la presencia de un agujero
negro supermasivo que emite
fuertemente en rayos X pero que
por primera vez se ha observado
en ondas submilimétricas.
Los nuevos datos se han combinado con los existentes en luz visible y rayos X y se ha obtenido una
imagen muy detallada del anillo de
polvo que rodea la galaxia y de los
chorros que emanan de su centro.
Fuente imagen: ESO/WFI (óptico); MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss
et al. (submilimétricas);
En la sección de Actualidad del
número 26, página 15, no aparece
el crédito correspondiente a las
imágenes de Rosetta: ESA ©2008
MPS for OSIRIS Team, MPS/
UPD/ LAM/ IAA/ RSSD/ INTA/
UPM/ DASP/ IDA.
el pasado, siguiendo cambios grandes y caóticos de su eje de rotación,
bien simulados hoy día con modelos numéricos de interacción gravitatoria dentro del Sistema Solar
(Laskar y col., Icarus, 2004). Más
aún, simulaciones con modelos de
circulación general incluyendo
dichos efectos de inclinación de la
órbita sugieren, de hecho, que
podrían depositarse grandes cantidades de hielo en el flanco este de
la región de Hellas, mediante proce-
de metales de la persona que
encontró el meteorito, impactos de
otros cuerpos en la superficie del
cuerpo padre o el campo magnético
de la protoestrella que luego fue el
Sol. Estos paleocampos magnéticos son del orden de los 10 T y estuvieron presentes en el cuerpo padre
de los angrites. Los tres meteoritos
angrites estudiados tienen edades
de entre 4.564,4 a 4.557,7 millones
de años y, si suponemos que los
tres provienen del mismo cuerpo, el
campo magnético estuvo presente
esos siete millones de años. La
paleo-intensidad es del orden del
20% del campo terrestre actual y
mucho mayor que el campo magnético galáctico, del viento solar, del
presente en la superficie de
Mercurio y del esperado por una
estrella tipo solar T-Tauri a distancias mayores que 0,2 UA. Todo esto
indica que el campo fue intenso y
estuvo presente por varios millones
Todas estas evidencias demuestran
que hubo cuerpos del tamaño de
cientos de kilómetros de diámetro
que tenían campos magnéticos propios. Hasta hace unos años atrás se
creía que los planetas se formaron a
partir de cuerpos menores homogéneos, sin mucha alteración térmica y
sin estructura interna. Con los últimos avances, no sólo en el área de
los meteoritos sino también en el de
la mineralogía de los asteroides
como Vesta o en la de los discos de
material alrededor de otras estrellas,
este concepto está cambiando.
Todos estos nuevos estudios están
ayudando a entender los primeros
millones de años de formación de
nuestro Sistema Solar. Los cuerpos
padres de estos meteoritos acondritos (angrites, HED, etc) se formaron
muy rápido en los primeros 1,5 a
dos millones de años, tenían campos magnéticos propios y acabaron
formando los planetas terrestres
también diferenciados.
La edad actual de nuestro sistema
solar es de 4500 millones de años
y, según los modelos estelares,
sería la mitad de la vida de nuestro
Sol. Si comparamos esta edad de
nuestro Sistema Solar con la de
una persona que tenga cuarenta y
cinco años (para hacer las cuentas
fáciles) y que tenga una expectativa de vida de noventa años, la formación de la Tierra fue a los cien
días (treinta millones de años) después de nacer. El cuerpo padre de
los meteoritos angrites se formó en
los primeros 3-6 días (1-2 millones
de años) de existencia. La infancia
de nuestro Sistema Solar todavía
tiene mucho para decirnos sobre la
personalidad de este sistema de
planetas que vemos en la actualidad.
René Duffard (IAA)
Estemos o no en recesión, en crecimiento cero o en reajustes macroeconómicos (yo de euros sigo entendiendo poco), de lo que no cabe
duda es que nos hallamos inmersos en una crisis económica mundial
de antología. Claro está, cada país, cada gobierno tiene que echar
números y separar gastos paja de gastos importantes. Ahora bien, ¿Qué
se entiende por gastos prescindibles?
A esta pregunta tampoco tengo respuesta, pero sí indicación clara
de lo que NO es un gasto a suprimir: la investigación y su difusión. Sin
embargo, muy al contrario de lo que la lógica dicta, una de las primeras víctimas presupuestarias de la actual crisis económica ha sido la
Cultura Científica: al parecer, la edición 2009 de la famosa Feria de la
Ciencia de Madrid, feria con participación de diferentes comunidades
y países, ha sido suprimida -y eso que, como se ve en
http://www.madrimasd.org/cienciaysociedad/feria/, por lo menos en el
momento de escribir estas líneas, todavía aparece publicada la convocatoria ordinaria para pedir ayudas para presentar proyectos a la ya cancelada X Feria Madrid es Ciencia. Eso sí, desde la Comunidad de
Madrid se propone una alternativa... “virtual” de dicho “magnífico,
necesario e internacional evento”.
Más de 100 instituciones, entre centros de investigación, universidades, centros de educación, organismos públicos, y alguno que otro
privado, nos dábamos la mano en un espacio físico y emocional que
crecía con cada edición, y al que acudían más de 150.000 personas ávidas de respuestas a una simple pregunta: ¿por qué? “Madrid es
Ciencia”, como el show ¡debe continuar! y entre todas las instituciones
participantes debemos encontrar la vía. Se engaña profundamente
quien considere que en época de crisis, una Feria como la de Cultura
Científica es un mal mensaje de austeridad presupuestaria...
Pero desgracias en divulgación científica vienen a pares. Otro frente de discordia científicocultural lo constituye la cancelación -aunque
se le quiera dar rodeos eufemísticos- de la actual Red de Unidades de
Cultura Científica (UCC) que, con motivo del año de la Ciencia 2007,
la Fundación Española para la Ciencia y la Tecnología (FECYT) había
constituido con la inversión de varios millones de euros. Hace un año,
y con motivo de lo que iba a ser el comienzo de una nueva Era (con
una “glaciación” temprana por lo que se ve...) en investigación y difusión, se planteó la constitución de 53 UCCs en todo el territorio nacio-
nal como una Red estable -así se nos informó, al menos, en la reunión
constituyente que tuvo lugar en el Ministerio de Educación y Ciencia
(como se llamaba todavía en 2007). La idea era, según Eulalia Pérez,
exdirectora de FECYT, crear el motor de difusión de noticias científicas, de organización de eventos, talleres, seminarios, para acercar a
todos los rincones de España. Más de 50 UCCs -con nuevas incorporaciones en 2008- que se tradujeron en otras tantas personas contratadas para dicho fin. Sin embargo, todas las UCCs recibieron (por lo
menos que me conste) un escueto e-mail -que no reproduzco aquí por
puro pudor- donde, apenas un par de días antes de terminarse oficialmente el programa, se nos informaba de que, en primer lugar, nuestra
labor no había podido ser más brillante, productiva y socialmente eficiente pero, segundo, que por deficiencias presupuestarias se cancelaba la continuidad. Punto y final. Ah, eso sí, que futuras convocatorias
abundarán en dicha línea de proyectos. Mientras tanto, tuvimos que
decir, digo yo, a esas 53 personas -muchas de las cuales tomaron, ante
la promesa de una cierta estabilidad, decisiones laborales drásticas- que
esperaran pacientemente en casa a la próxima convocatoria, a ver si
resultaban agraciadas con otro inseguro proyecto... hasta nueva orden.
Eso sí, les transmitimos, asimismo, el mensaje que, desde la dirección
de FECYT, les informaban de que su trabajo a lo largo del pasado año
había sido inmejorable, brillante, significativamente había aumentado
la visibilidad de la ciencia en la sociedad. Al parecer, en época de crisis, es lo que toca...
Según parece, y por triste que parezca, la ironía de Unamuno cuando dijo aquello de “que inventen ellos” sigue sin ser bien entendida por
nuestros Gestores… En fin, como decía mi vecino del 5º… “dinero no
habrá, pero para tontás”…
Por supuesto, el contenido de esta columna es estrictamente personal. No pretende ser una crítica, sino un ruego; una súplica para la vuelta al sentido común de nuestros Gestores, y no dejar descarrilar una
locomotora que estaba situando a nuestro país en la correcta dirección
del progreso científico y su comunicación social.
JOSÉ ANTONIO LÓPEZ GUERRERO ES PROFESOR TITULAR DE MICROBIOLOGÍA DE LA
UNIVERSIDAD AUTÓNOMA DE MADRID (UAM), INVESTIGADOR DEL CENTRO DE
BIOLOGÍA MOLECULAR (CBM) Y PRESIDENTE DE SU COMISIÓN DE CULTURA
CIENTÍFICA. TAMBIÉN DIRIGE LOS PROGRAMAS DE CULTURA CIENTÍFICA DE LA UAM.
PILARES E
HACIA UNA DEFINICIÓN CIENTÍFICA DEL TIEMPO
HUMANIDAD HA REFLEXIONADO SOBRE LA
Por lo que sabemos de las pocas sociedades primitivas, a ojos occidentales,
que han sobrevivido hasta nuestros
días, parece que conceptos como el de
un tiempo mítico remoto diferente al
de la experiencia cotidiana son viejos
compañeros de viaje. Sólo en una
época reciente, con la civilización griega, se comenzó a ver el mundo como
un ente racional y por tanto racionalmente inteligible; así, con Aristóteles
apareció un concepto racional de tiempo como medida del cambio. Por su
parte, el Judaísmo nos inculcó un
desarrollo lineal, con un comienzo y un
final, de la historia universal, probablemente como respuesta a una de nuestras más intensas experiencias, la
consciencia de la muerte. El tiempo no
sólo evoca cambio, sino corrupción e
inexorabilidad. Con todo, hasta el
Renacimiento la cultura occidental
seguía poseyendo un concepto de
tiempo de cualidades complejas y difícil racionalización (puede decirse que
en Oriente esto se ha mantenido hasta
nuestros días).
Sin embargo, con el nacimiento de la
ciencia moderna apareció un concepto
de tiempo de suprema sencillez y perfección. El tiempo universal de Newton
era un tiempo Platónico, matemático,
ajeno a nuestro mundo, que regía el
ritmo de todas las cosas y en todos los
sitios a la vez sin verse afectado por
nada. La capacidad de control y entendimiento de la naturaleza que este
tiempo aportó, y sigue aportando en
nuestro quehacer diario, fue enorme
pero su simplicidad terminó por ser
excesiva. La revolución relativista de
inicios del siglo XX devolvió al tiempo
un carácter más mundano y subjetivo.
Ahora sabemos que no existe un solo
tiempo, cada observador tiene su propio tiempo, dependiente de forma precisa, eso sí, de su estado de movimiento en relación a su entorno (nos
referimos aquí a las diferentes aglomeraciones de materia a su alrededor) y
¿CUÁNDO Y HACIA DÓNDE?
HECHO QUE PODAMOS PLANTEARNOS
PREGUNTAS PRECISAS SOBRE LA
NATURALEZA DEL TIEMPO, MUCHAS DE
ELLOS SIN RESPUESTA SATISFACTORIA
¿Tuvo el tiempo un comienzo? Hemos
dicho que el tiempo no es una sola línea
inerte sino una multitud de líneas que
van generándose según se va haciendo
camino. ¿Podemos extender hacia el
pasado estas líneas todo lo que queramos o acaban cruzándose en un único
origen? El Universo a gran escala es
muy homogéneo y se está expandiendo
en la actualidad en todas las direcciones. Esto sugiere que en un pasado
remoto todo el universo estaría concentrado en una región arbitrariamente
pequeña, casi un punto, desde donde
emanarían todas estas líneas de tiempo.
Sin embargo, todo nuestro entendimiento del tiempo relativista descansa en la
existencia de procesos regulares que
nos sirvan de reloj y la existencia de
estos relojes en las condiciones de ese
pasado remoto son más que dudosas.
La teoría del Big Bang mantiene que el
propio concepto de tiempo nació en la
deflagración original del diminuto universo primigenio; en ese huevo inicial el
tiempo simplemente no existía. ¿Pero
qué es lo que existía? No deja de llamar
la atención el parecido entre la descripción del origen del Universo que proporciona la física moderna y la conceptualización mítica y religiosa de un tiempo
remoto fundacional o de una eternidad
¿Tiene el tiempo una dirección? Nuestra
intuición del tiempo sí que la tiene, el
pasado tiene connotaciones bien distintas que el futuro. Por ejemplo, en el
mundo occidental el paso del tiempo se
asocia al envejecimiento, al agotamiento
de un ciclo. Sin embargo la relatividad
del entorno mismo, el cual afecta a su
marcha. Todos los procesos, físicos,
químicos, biológicos, transcurren con
menor cadencia en una nave espacial
que se traslada a gran velocidad que
en reposo en la Tierra. Así, dos gemelos cuyas vidas difirieran en sus horas
de uso de medios de transporte de alta
velocidad verían cómo el gemelo
sedentario cumplía años con más rapidez que su viajero hermano (con alta
velocidad nos referimos a velocidades
cercanas a la de la luz: si el gemelo viajero hubiera pasado su vida yendo en
trenes, al llegar a la vejez solamente
sería alrededor de un minuto más
joven que su hermano, algo inapreciable a simple vista). Los experimentos
también confirman que la presencia de
grandes aglomeraciones de materia,
como el Sol o los planetas, ralentiza el
transcurrir del tiempo en sus cercanías. Así dos relojes idénticos colocados respectivamente en el primer y
último piso de un edificio desincronizan su marcha yendo más lento el más
cercano a la superficie terrestre.
por si sola, la teoría del tiempo por excelencia, no incorpora ninguna flecha del
tiempo. Una trayectoria construida a
partir de otra por inversión del tiempo (o
de la velocidad en un momento dado) es
tan posible como su precursora.
Solamente en la cosmología parece
haber una flecha del tiempo por encontrarnos de facto en expansión global y
no en contracción. Sin embargo, parece
más razonable buscar el origen de la flecha del tiempo en la dinámica caótica
que se produce a nivel microscópico.
Los sistemas aislados tienden al equilibrio termodinámico, el cual coincide con
la configuración más "desordenada", o
de más difícil especificación. Estos sistemas caóticos, sin ciclos regulares,
quizá nos lleven a una nueva conceptualización del tiempo, basada en el
desarrollo de procesos internos al sistema (el concepto de "reloj o tiempo interno" fue propuesto ya por Ilya Prigogine),
con una flecha incorporada y una mayor
contingencia. Estos relojes internos y el
tiempo que especifican quizá nos acerquen aún más al tiempo de nuestros
SEMANA DE LA CIENCIA Y LA TECNOLOGÍA, NOVIEMBRE 2008
Instituto de Astrofísíca de Andalucía (IAA-CSIC)
El 2007, en la primera edición de Noches de Ciencia, disfrutamos compartiendo
inquietudes sobre la ciencia. En 2008 nos centramos en un concepto que nos trae de
cabeza, y que también permite un enfoque multidisciplinar: el tiempo. ¿Quién no ha
querido ir hacia atrás en el tiempo? ¿o que el tiempo corra más lento (o más rápi-
noche 1: cronobiología y cronomedicina
Junto a Juan Antonio Madrid, Catedrático de Fisiología y Director del Laboratorio de Cronobiología de la
Universidad de Murcia, analizamos las bases y el comportamiento de los muchos relojes que controlan nuestra
vida, y la del resto de los seres vivos.
noche 2: tiempo físico y
Para esta noche de ciencia, física, neurología y psicología se dieron la mano en un dueto de excepción. Y todo para intentar responder una pregunta: ¿por qué el tiempo que concibe nuestro cerebro es tan diferente del que percibe? Contamos con la presencia de Antonio Fernández Rañada (U. Complutense) y de Agnés Gruart (U. Pablo Olavide).
noche 3: medición y viajes en el tiempo
La medida del tiempo se ha convertido en una necesidad que exige extrema precisión. Por ejemplo, si no se
corrigieran los aparentemente minúsculos efectos relativistas en la medición temporal los GPS que empleamos
acarrearían kilómetros de error en sus medidas. Pero esta necesidad por medir del tiempo nos acompaña desde
los albores de la civilización. Quizá esta obsesión por la medida refleja un intento por dominar una dimensión
que no podemos controlar. De aquí surge el sueño de tantas obras de ciencia ficción: romper la barrera de nuestra naturaleza y viajar en el tiempo.
Nos acompañaron Fernando Belizón (Real Observatorio de la Armada) y Mario Toboso (Centro de Ciencias
Humanas y Sociales, CSIC).
Cerramos estas Noches de Ciencia analizando uno de los conceptos más fascinantes de la Ciencia, la flecha del tiempo, y cómo este concepto entronca con
algo tan cotidiano e irreversible como el envejecimiento. Nos acompañaron Jesús Tresguerres (U. Complutense) y Miguel Ángel Sabadell.
Utilización del Interfefómetro VLT
El progreso del programa RyC
en el IAA
Jesús Maíz Apellániz (IAA) y Rainer Schödel
Ya han pasado ocho años desde que el programa Ramón y Cajal (RyC) de incorporación de
investigadores al sistema español de ciencia
fuera puesto en marcha por el entonces
Ministerio de Ciencia y Tecnología. Por ello los
abajo firmantes hemos creído conveniente hacer
un estudio de su progreso utilizando la significativa muestra que proporciona el IAA. El estudio
se ha hecho mediante el análisis del índice h de
los investigadores que han accedido a dicho programa en el IAA en sus siete primeras convocatorias (2001 a 2007). Los datos básicos han sido
recogidos de las páginas web del IAA y del
Ministerio de Ciencia e Innovación y, en aquellos
casos en los que existían dudas, mediante consulta personal a los interesados. Los índices h
han sido calculados utilizando el ADS.
Un total de 20 investigadores RyC de las primeras siete convocatorias han pasado por el IAA.
De ellos, 4 fueron admitidos en un centro distinto y se incorporaron al IAA más tarde. Uno de los
20 inició su contrato RyC en el IAA pero lo continuó en otro centro. Dieciséis de los 20 investigadores han aprobado ya una oposición de acceso
a la plantilla del CSIC. Solamente uno de esos
16 lo ha hecho fuera del IAA.
El índice h [1,2] es un indicador de la producción
Categoría de investigadores Número Época de la medición
Postdoctorales no-RyC
Acceso al progra-ma RyC
científica propuesto inicialmente por Jorge E.
Hirsch que ha ganado rápidamente aceptación
[3]. Un científico tiene un índice h dado si h de
sus artículos tiene como mínimo h citas y el resto
de sus artículos tiene h o menos citas. El índice
h se calcula normalmente usando todos los artículos, pero en un campo como la astronomía en
el que el primer autor suele ser el que ha realizado la mayor proporción del trabajo puede utilizarse también el índice h1, en el que se tienen en
cuenta únicamente los artículos como primer
autor. En este trabajo utilizamos ambos.
Hemos calculado los valores medios y las desviaciones estándar de h y h1 para los investigadores RyC del IAA en dos puntos de sus carreras científicas: cuando accedieron al programa
RyC y cuando consiguieron una plaza (si ya lo
han hecho) en la plantilla del CSIC (Tabla). El
tiempo transcurrido entre esos dos puntos temporales es de 3,06 ± 1,53 años. Como muestras
de comparación hemos elegido los investigadores postdoctorales del IAA que no pertenecen al
programa Ramón y Cajal y los investigadores de
plantilla del IAA. Los datos de las muestras de
comparación fueron obtenidos en noviembre de
2008. La conclusión principal de la tabla es que
existe una progresión clara entre las cuatro
muestras, las cuales están espaciadas aproxi-
madamente equiespaciadas por 4 y 2 unidades
para h y h1, respectivamente. Por lo tanto, en término medio y tomando el IAA como ejemplo, el
programa RyC elige los mejores investigadores
postdoctorales, los candidatos elegidos son
fructíferos durante su pertenencia al programa y
al terminar acceden a una plantilla de calidad
También analizamos los valores de h y h1 para
varias submuestras de los investigadores RyC
en función de [a] si han realizado todos o parte
de sus estudios de licenciatura y doctorado o no
y de [b] su acceso al programa RyC en distintas
convocatorias (las tres primeras o las cuatro últimas). En todos los casos encontramos que las
diferencias para los valores de h y h1 entre submuestras son muy pequeñas (significativamente
inferiores a las desviaciones estándar). Por lo
tanto, en término medio no existen diferencias de
calidad significativas entre los investigadores
RyC del IAA en función de si han estudiado en
España o en el extranjero o de si accedieron al
programa en sus primeros tres o en sus últimos
[1] Hirsch, J. E. 2005, PNAS 102 n. 46 1656916572
[2] http://en.wikipedia.org/wiki/H-index
[3] Ball, P. 2005, Nature 436, 900
a entrada de España en ESO en 2007 facilitó el acceso de la comunidad astrofísica española al VLTI (Very Large Telescope
Interferometer). Esta reunión, celebrada en el IAA el pasado noviembre, estaba dirigida fundamentalmente a los potenciales usuarios de VLTI
dentro de la comunidad astrofísica española, con el objetivo de ayudarles
a diseñar proyectos adecuados para VLTI, de manera que puedan obtener
El programa se centró en proporcionar respuestas a las cuestiones
como:¿Cuáles son las capacidades actuales y las limitaciones de
VLTI?¿Qué ciencia se ha realizado hasta el momento con VLTI?¿Qué
proyectos científicos están actualmente en realización con VLTI?¿Qué
objetos astrofísicos están contemplados en los programas de tiempo
garantizado?¿Qué objetos pueden ser observados, bajo qué configuración
y con qué condiciones?¿Cómo se puede contribuir, a través de ESO, al
desarrollo de VLTI?¿Cuáles son los problemas técnicos más urgentes?¿Cuál es el programa de trabajo para el desarrollo futuro de VLTI?,
TODAS LAS PRESENTACIONES DE LA REUNIÓN ESTÁN DISPONIBLES EN LA WEB http://www.iaa.es/congresos/VLTI/program/
Contacto: Antxon Alberdi y Rainer Schödel, IAA.
Revista nº 27 IAA

References: resolución 
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e contrario
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