CALIFAREMS: la estación medioambiental española en Marte¿Ondas gravitatorias primordiales?

INFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www-revista.iaa.es/

JUNIO DE 2014, NÚMERO 43

El universo local al descubierto

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

http://www.iaa.es

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

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

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

REPORTAJESCALIFA: una visión panorámica de las galaxias del universolocal...3REMS: la estación medioambiental española en Marte ...7CIENCIA EN HISTORIAS...Paris Pişmiş... 11DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. ¿Ondas gravitatoriasprimordiales? ...12

EL “MOBY DICK” DE... Mayra Osorio (IAA-CSIC)...14ACTUALIDAD ...15SALA LIMPIA ...21 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Nebulosas planetarias ...22

El pasado 11 de junio se presentaron, en la cúpuladel telescopio de 3,5 metros del Observatorio deCalar Alto, los proyectos CALIFA (págs. 2 a 7 deesta edición) y CARMENES. Ambos proyectos, conun marcado carácter internacional y liderados desdeGranada por investigadores del Instituto deAstrofísica de Andalucía, se integran en lacontribución a la comunidad internacional delObservatorio de Calar Alto (CAHA). El acto contó con la participación de FranciscoTriguero, Secretario General de Universidades,Investigación y Tecnología de la Junta de Andalucía;José Manuel Vílchez, director del Instituto deAstrofísica de Andalucía; Jordi Torra, gestor de laRed de Infraestructuras de Astronomía del Ministeriode Economía y Competitividad; Jesús Aceituno,Vicedirector del Observatorio de Calar Alto; EnriquePérez, investigador del IAA-CSIC e integrante delequipo CALIFA, y Pedro J. Amado, investigadorprincipal del proyecto CARMENES en España.

BUENA PARTE DEL CONOCIMIEN-TO QUE HEMOS ADQUIRIDO SOBRELA ARQUITECTURA DEL UNIVERSOy sus constituyentes proviene de grandesmuestreos extragalácticos (2dFGRS, SDSS,VVDS, COSMOS...). Estos estudios nosolamente han acotado parámetros como latasa de formación estelar cósmica (esto es,cuánto gas se transforma en estrellas a lolargo de la evolución del universo), sino quehan permitido relacionarlos con las propie-dades individuales de las galaxias, como eltipo morfológico (espirales, elípticas, gala-xias en colisión…), la masa estelar o lametalicidad (proporción de elementos máspesados que el helio). Comparados conmétodos anteriores, los muestreos recientespresentan las siguientes ventajas principales:un alto número de objetos muestreados, delorden de millones, lo que permite un trata-miento estadísticamente significativo a esca-las sin precedentes; la posibilidad de cons-truir grandes muestras y sus correspondien-tes controles para cada tipo de galaxia, loque permite comparar propiedades por dife-rentes grupos; un amplio cubrimiento de los

subgrupos de galaxias y sus condicionesambientales, que permite la obtención deconclusiones universales, independientes dela muestra; y la homogeneidad en el proce-so de adquisición de los datos, reducción yanálisis, lo que reduce los sesgos debidos adiferentes procesos de observación (lo quesolía suceder en observaciones clásicas).Las características de estos proyectos hacenque, más allá de sus objetivos científicosprincipales, tengan un carácter de legado,siendo de utilidad a un amplio grupo deastrónomos y no solo a los miembros delproyecto que propuso el muestreo.La tecnología actual permite en general larealización de muestreos en modo imagen,normalmente filtrando la luz en una bandade color determinada, o bien en modoespectroscópico, separando la luz en cadauno de sus colores. Mientras que los mues-treos en modo imagen nos proveen de infor-mación bidimensional, su informaciónespectral es muy limitada, incluso en el casode muestreos que cubren gran cantidad debandas de color (COMBO-17, ALHAM-BRA...). Los muestreos espectroscópicos,como SDSS o zCOSMOS, por otra parte,nos proveen de información astrofísicamucho más detallada, pero en general selimitan a un espectro por galaxia, que nor-malmente no cubre toda su extensión, sinouna apertura o región fija (normalmente enel centro). Esto tiene el inconveniente añadi-do de que la región cubierta es diferentepara galaxias a diferentes distancias cosmo-lógicas, lo que implica una dificultad adicio-nal al tratar de comparar los resultados dediferentes objetos a diferentes edades deluniverso.Una técnica observacional que combina las

ventajas de ambos modos es la espectrosco-pía de campo integral (IFS del inglésIntegral Field Spectroscopy, o espectrosco-pía 3D). Dicha técnica combina la capacidadde obtener información espacial de las gala-xias, tal y como hacen los muestreos conimágenes, e información espectral en cadaregión muestreada, tal y como hacen losmuestreos espectroscópicos. En esencia,esta técnica permite obtener informaciónespectroscópica espacialmente resuelta, ypor tanto pone a nuestra disposición unavisión panorámica total de las propiedadesópticas de los objetos observados.Sin embargo, esta técnica no se ha utiliza-do frecuentemente para la realización degrandes muestreos. Al tratarse de una téc-nica intrínsecamente más compleja que laimagen directa o la espectroscopía clásica,y al proveer de una cantidad mucho mayorde información de cada uno de los objetosobservados, la mayoría de los estudiosrealizados con la misma se centraban enun solo objeto o en un número reducido deestos. Entre las pocas excepciones en lasque se ha utilizado en modo muestreo(survey) hay que destacar el proyectoSAURON, enfocado al estudio de lasregiones centrales de galaxias tempranas ybulbos de espirales, y su extensión,ATLAS3D, o PINGS, que ha realizadograndes mosaicos de galaxias espiralescercanas. Sin embargo, a pesar de las con-tribuciones significativas que han supues-to, algunos de estos muestreos están afec-tados por efectos de selección y/o cubri-mientos incompletos de toda la extensiónde las galaxias observadas. Por ejemplo,ATLAS3D solo observó galaxias elípticas(o tardías), cubriendo solamente las regio-

EPORTAJESR

DESARROLLADO DESDEEL OBSERVATORIO DECALAR ALTO, ELMUESTREO CALIFACONSTITUYE UNPROYECTO DEREFERENCIA PARA LAPRÓXIMA DÉCADAPor Sebastián Sánchez (IA-UNAM/IAA-CSIC)

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CALIFAuna visión panorámica de las galaxias deluniverso local

nes centrales de las galaxias (un total del20% de su extensión total).Con el fin de cubrir el hueco existente entrelos grandes muestreos en imagen multiban-da y/o espectroscópicos de una sola apertu-ra, tales como el SDSS, y los estudios connúmero de objetos limitado con espectrosco-pía 3D detallada, iniciamos en 2010 el pro-yecto CALIFA: Calar Alto Legacy IntegralField spectroscopy Area survey. Dichomuestreo propone obtener espectroscopía3D de unas seiscientas galaxias del universolocal (hasta ciento veinte megapársecs),abarcando gran parte de su extensión ópticahasta cubrir el 95% de intensidad de luz, ymuestreando completamente la primeraoctava del rango óptico, desde el ultraviole-ta cercano al rojo. La muestra “madre” deCALIFA comprende unas mil galaxias

extraídas del muestreo SDSS, seleccionadaspor diámetro para que su extensión ópticafuera similar al campo efectivo del instru-mento 3D utilizado, PPAK/PMAS, con uncampo de visión hexagonal de un minuto dearco cuadrado. Sin más selección que el diá-metro, la distancia cosmológica y un corteen luminosidad para excluir las galaxias ena-nas, cuya evolución es diferente al resto degalaxias, la muestra comprende un subcon-junto significativo, estadísticamente bienseleccionado y representativo de todas lasgalaxias del universo local. Por tanto, inclu-ye galaxias de todos los tipos morfológicos(espirales, espirales tempranas, lenticularesy elípticas), con o sin barras, con evidenciasde interacción y/o claramente aisladas, ycon todos los tipos de inclinación, desdegalaxias completamente de cara hasta pura-

mente de canto. Es por tanto la muestra conmenos sesgos observada hasta la fecha utili-zando la técnica descrita.A fecha de hoy (abril de 2014), hemosobservado un total de 555 galaxias, 421 deellas incluidas en la muestra descrita inicial-mente y 129 más comprendiendo estudioscomplementarios necesarios para entenderla muestra principal (como, por ejemplo, lasgalaxias compañeras de la galaxias en pro-ceso de colisión o mergers, o los estudios

CALIFA permite estudiar las propiedades del gas y de lasestrellas, como edad, movimientos, masa o cantidad demetales -elementos más pesados que el hidrógeno y elhelio- que presentan. A partir de esos datos, se puedenderivar los trece mil millones de años de historia de cadagalaxia y buscar patrones comunes. En la imagen: 1) imágenes en banda ancha; 2) densidadde masa estelar; 3) edad media de las estrelas; 4) líneasde emisión de diagnóstico; 5) emisión en hidrógeno alfa;6) cinemática.

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piloto de CALIFA). Los objetos se observanen dos configuraciones, de alta y baja reso-lución espectral, con el fin de derivar infor-mación sobre la cinemática de las poblacio-nes estelares y el gas -si rota y cómo lohace-, por una parte, e información de lacomposición de las poblaciones estelares -suedad, metalicidad, historia de formaciónestelar...-, y del gas ionizado -fuentes deionización, características de la misma-. Deesta forma se obtienen finalmente unos dosmil espectros independientes de cada una delas galaxias estudiadas. El procesado (reduc-ción, control de calidad, almacenaje y distri-bución), y análisis científico de los datosestá a cargo de una extensa colaboracióninternacional en la que se integran más deochenta astrónomos de quince países distin-tos, con un núcleo más importante enAlemania y España, pero que incluye cen-tros en México, Estados Unidos, Canadá oAustralia.El objetivo final de CALIFA reside en com-prender el origen de la diversidad observadaen las galaxias y los mecanismos físicos,tanto intrínsecos como ambientales, que sonresponsables de las diferencias y similitudesobservadas en las mismas (imagen dcha). Elestudio en detalle de las galaxias más cerca-nas, tal y como hemos propuesto, nos ayu-dará a entender las propiedades estructuralesque pueden ser interpretadas como los“registros fósiles” de los procesos de forma-ción y evolución. Los primeros años sededicaron casi por entero a preparar lasestrategias de observación y los paquetes desoftware necesarios para la reducción y elanálisis de los datos, y solo recientementehemos empezado a obtener resultados cien-tíficos destinados a alcanzar los objetivospropuestos. Destacamos algunos resultadosa continuación.

Estudios de la historia de formación estelarespacialmente resueltasLas galaxias son objetos del universo dondese forman estrellas a partir de gas.Podríamos decir que la vida de una galaxiaes un proceso continuo de formación estelar,donde el gas atrapado en los pozos de poten-cial gravitatorio (de materia oscura), alalcanzar una densidad crítica, colapsa ini-ciando las reacciones termonucleares quellamamos estrellas. Cada estrella tiene untipo de vida que es inversamente proporcio-nal a su masa, esto es, las más masivas tie-nen una vida intensa, luminosa y breve,mientras que las menos masivas tienen unavida más prolongada y menos luminosa. Lahistoria de formación estelar nos cuenta losepisodios de la creación de nuevas estrellasa lo largo de las edades cosmológicas. Con

CALIFA podemos estudiar cómo esta histo-ria cambia en las distintas regiones de lasgalaxias, en particular desde el centro de lasmismas, y por tanto cómo se va moldeandola galaxia a lo largo de su tiempo de vida.Después de intensos estudios técnicos sobrecómo abordar este problema, hemos podidodeterminar empíricamente que la masa delas estrellas crece desde dentro hacia fuerade las mismas. Igualmente, hemos encontra-do que la historia de formación estelar en lasgalaxias de tipo disco está íntimamente rela-cionada con su densidad local de masa este-lar, mientras que en las galaxias elípticas elparámetro que regula dicha formación este-lar es la masa integrada de las galaxias.

Enriquecimiento químico de las galaxiasTodos los elementos químicos conocidos,aquellos que conforman la tabla periódica(salvo el hidrógeno y el helio), se formandebido a las reacciones termonucleares quetienen lugar en las estrellas. Dichos proce-sos de fusión nuclear, altamente energéti-cos, originan el brillo de las estrellas y danlugar a elementos más y más pesados a par-tir del combustible esencial, el hidrógeno (elelemento más abundante en el universo).

Estos elementos formados en las estrellasson expulsados de las mismas en las fasesfinales de su vida, ya sea de forma “suave”,mediante vientos estelares producidos enestrellas poco masivas (las hermosas nebulo-sas planetarias), o de forma violenta,mediante las conocidas explosiones desupernovas que son la fase final de la vidade las estrellas muy masivas. En amboscasos cada generación de estrellas “polucio-na” con metales (elementos más pesadosque el helio) el gas circundante, y la nuevageneración de estrellas hereda dicha compo-nente metálica. Esto es, ya no se formanestrellas solo con hidrógeno, sino que haytoda una cascada de elementos más pesadosproducidos por la población anterior.Debido a que dichos procesos son similaresen todas las estrellas, la proporción de losdiferentes elementos que se forman es prác-ticamente constante; así, si se conoce lafracción de uno de estos elementos puededeterminarse, en una primera aproxima-ción, la de todos ellos. El parámetro con elque se mide el enriquecimiento químico deun gas o una población estelar dada, inicial-mente prístino, formado solamente porhidrógeno (y algo de helio), se conoce

CALIFA

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Dcha: en la imagen superior se mues-tran las imágenes extraídas del muestreoSDSS, con un campo de visión similar al deCALIFA. En el panel inferior se muestra, deabajo a arriba: (i) la distribución de luz en labanda V; (ii) la distribución espacial la edadpesada por luminosidad de la poblaciónestelar; (iii) el mapa de velocidad de Hα y(iv) la representación 3D de emisión de gaspuro (una vez eliminada la contribución dela población subyacente) incluyendo, cuan-do se detecta, Hα y el doblete de [NII], conmayores longitudes de onda hacia arriba.

Para cada galaxia se muestra la misma información dentro del dia-grama color-magnitud (debajo), ilustrando cómo las galaxias se vuel-ven más viejas, con menos gas, y sin presencia de rotación a medidaque se hacen más luminosas (izda) y más rojas (arriba). Por el contra-rio, las galaxias son más jovenes, con más gas ionizado, y clara rota-ción a medida que son menos luminosas (dcha) y más azules (abajo).

como metalicidad o abundancia química. El estudio de cómo cada generación deestrellas incrementa la metalicidad y su rela-ción con la evolución de las galaxias es devital importancia si queremos entendercómo se forman todos los elementos queconforman nuestro entorno. De hecho, laabundancia química determina la capacidadde formar planetas extrasolares rocosos(como la tierra), su configuración y, portanto, su capacidad de albergar vida. Sepuede decir que solo en determinadas regio-nes de determinadas galaxias se podrían for-mar estrellas con la abundancia necesariapara formar planetas que pudieran ser com-patibles con la vida.Durante los últimos años hemos analizado laabundancia metálica en regiones de alta for-mación estelar, llamadas regiones HII. Setrata de zonas de las galaxias donde se for-man estrellas, que por su masa y luminosi-dad ionizan (iluminan) el gas circundante,como lámparas fluorescentes, lo que nospermite estudiar la fracción de metales endicho gas. Hemos desarrollado técnicas parala detección automática y el análisis dedichas regiones HII, calibrando de formaprecisa las abundancias de oxígeno en lasmismas a partir de los datos observados, yhemos iniciado la exploración de las relacio-nes de dichas abundancias con las propieda-des de las galaxias, tales como la densidadde masa estelar local. De esta manera traza-mos una conexión entre la historia de forma-ción estelar y el enriquecimiento químico endistintas zonas de las galaxias.Recientemente hemos descrito la existenciade un patrón de distribución de las abundan-cias a lo largo de la distancia desde el cen-tro galáctico que se repite en todas las gala-xias observadas, independientemente de sutipo morfológico o del resto de sus propie-dades. Dicho patrón universal nos indicaque todas las galaxias se enriquecen demetales de la misma forma, lo que delimitade forma muy restrictiva los escenarios pro-puestos para este tipo de evolución. Hemoshallado el mismo resultado al analizar lasabundancias metálicas de las estrellas enestas galaxias, lo que corrobora nuestroresultado anterior.

Origen de la ionización de baja intensidadIgual que las estrellas jóvenes y masivasionizan el gas circundante, lo que nos ayudaa entender sus propiedades, también se hadescrito una ionización de baja intensidad,entre cien y mil veces menos intensa que lade las regiones HII, que se distribuye deforma difusa a lo largo de las galaxias, sinaparente conexión con formación estelar

reciente. La naturaleza de esta ionización hasido objeto de debate durante las últimas dosdécadas, sin saber a ciencia cierta cuál era lacausa dominante. Estudios con datos deCALIFA han mostrado que esta ionizaciónestá dominada por un tipo de estrellas vie-jas, llamadas pos-AGB, que pueden ionizarel gas de forma poco intensa durante uncorto periodo de vida. Estas estrellas seencuentran distribuidas de forma homogé-nea por todas las galaxias, y son más nume-rosas en las galaxias viejas, o elípticas. Apesar de ello, una fracción de estas regionesionizadas debe de tener un origen diferente,muy probablemente un núcleo activo de bajaintensidad (relacionado con un agujeronegro central), que no es capaz de producirionizaciones intensas debido a que parte deluz ionizante se pierde.

Propiedades cinemáticas de las galaxiasLos datos del proyecto CALIFA nos hanpermitido estudiar los patrones cinemáticosdel gas ionizado y su relación tanto con lapresencia de barras centrales como conprocesos de colisión y fusión entre gala-xias. Hemos podido explorar el momentoangular (o impulso de la rotación) de lasgalaxias con respecto a otras propiedadesde las mismas, e igualmente comparar lacantidad de masa total (estrellas, gas ymateria oscura) con respecto a la masaestelar que medimos. Estos estudios nospermitirán comprender cómo el hecho deque las galaxias roten en discos ordenados

(galaxias espirales clásicas) o presentenmovimientos en órbitas tridimensionales(galaxias elípticas) puede influir tanto en suhistoria de formación estelar como en suenriquecimiento químico.Como proyecto de legado, y atendiendo a laresponsabilidad por el número de noches deobservación destinadas al mismo, CALIFAestá cumpliendo en plazo con su compromi-so de distribución de datos. La primera dis-tribución pública de datos, que tuvo lugar ennoviembre 2012, puso a disposición de todala comunidad científica los datos correspon-dientes a las primeras cien galaxias (dos-cientos cubos de datos o cuatrocientos milespectros), con el control de calidad garan-tizado. Estos datos pueden descargarse de lapagina web: http://califa.caha.es/DR1.Hasta la fecha se han realizado más de sietemil descargas, y ya se han producido resul-tados científicos fuera de la colaboraciónCALIFA. La próxima distribución de datosse realizará después del verano de 2014 ycomprenderá al menos doscientas galaxias(cuatrocientos cubos u ochocientos milespectros), una cifra muy similar a las dis-tribuidas por el proyecto SDSS.Por todo ello CALIFA se configura como elreferente internacional para la próximageneración de muestreos extragalácticos queharán uso de la espectroscopía de campointegral o 3D, tales como MaNGA o SAMI,así como aquellos que se iniciarán en lospróximos años con instrumentos de últimageneración, tales como MUSE@VLT.

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Comparación entre los diferentes muestreos de galaxias utilizando datos de espectroscopía 3D. Las imágenesmuestran una comparación entre la resolución de imagen y el campo cubierto por muestreos de imagen directadesde telescopios en tierra (SDSS) y muestreos de espectroscopía 3D, tales como CALIFA (rojo y verde), Atlas3D(azul), MaNGA (negro) y SAMI (gris), junto con el rango espectral cubierto (abajo). Se puede apreciar que CALI-FA comprende el mejor compromiso entre campo cubierto y capacidad de resolución espacial. El cuadro explica-tivo resume las características de cada muestreo.

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EPORTAJESREMS R

LA ATMÓSFERA, A PESAR DE SERUNA CAPA DELGADA Y RELATIVA-MENTE LIVIANA respecto al resto de loselementos constituyentes de los planetas, esquizá el factor más importante en cuanto a laconfiguración de sus condiciones ambienta-les. Constituye la envoltura que media lainteracción entre la energía procedente de laestrella central y su superficie, gran parte dela cual impulsa los procesos físicos y fotoquí-micos definidores de dichas condiciones.Además, su carácter fluido hace que en suseno se produzca una amplia variedad deprocesos físicos y químicos manifestados enuna constante redistribución de compuestosatmosféricos y una cambiante variedad decomplejas configuraciones en las que seajusta el balance global deenergía.Por otra parte, la composi-ción de la atmósfera de unplaneta en un momento de suhistoria es el resultado de lainteracción entre los materia-les primigenios que se agre-garon para formarlo y su evo-lución geoquímica (geobio-química en el caso de laTierra), dinámica y fotoquí-mica posterior, evolución quepuede ser reconstruida haciael pasado ofreciendo también unaperspectiva histórica de enorme interés cien-tífico. Conocer la atmósfera es, por todoello, crucial en el desarrollo de los estudiosplanetológicos.Pero además, y desde un punto de vista de laastrobiología, la atmósfera, como capa exte-rior observable, resulta clave a la hora deplantear cualquier investigación enmarcadaen esta disciplina: se trata de uno de los fac-tores de habitabilidad más determinantes de

cualquier cuerpo y, además, constituye elámbito en el que se podría rastrear la existen-cia de cualquier biosfera (superficial o no)gracias a su condición de vertedero necesa-rio y último de ciertos desechos metabólicos.La misión Mars Science Laboratory (MSL),actualmente operando en Marte a través delvehículo Curiosity, tiene como objetivobásico evaluar el potencial de habitabilidad,pasada y presente, de la zona de estudio, elcráter de impacto Gale. Situado cerca delecuador marciano, este cráter ha sido selec-cionado como área de aterrizaje por mostrar,entre otras cosas, inequívocas evidencias,tanto morfológicas como mineralógicas, deque en el pasado contuvo agua líquida enabundancia, un requisito considerado

imprescindible en cualquier entorno quemerezca ser incluido en la categoría de habi-table. La misión analiza también los proce-sos planetarios relevantes para la habitabili-dad del planeta y su evolución histórica,entre los que la dinámica atmosférica juegaun papel muy importante. Para conseguirlo,Curiosity cuenta entre sus instrumentos conREMS (Rover Environmental MonitoringStation), una estación meteorológica espa-

ñola compuesta por seis sensores que midenla temperatura del aire (ATS) y del suelo(GTS), la presión atmosférica (PS), la velo-cidad y dirección del viento (WS), la hume-dad relativa del aire (HS) y la radiación ultra-violeta incidente (UVS), todos ellos nombra-dos por sus siglas en inglés. Las medidas delsensor ultravioleta son muy útiles para defi-nir procesos fotoquímicos en la atmósferamarciana, y por supuesto para estimar lahabitabilidad superficial de Marte, pero ade-más contribuirán a establecer una valoraciónpreliminar de la posibilidad de plantear elenvío futuro de misiones tripuladas, que seafrontará más decididamente en la próximamisión que la NASA tiene previsto lanzar en2020 como continuación de su ambicioso

Plan de Exploración de Marte.Todos los sensores de REMSmiden, de forma simultánea,diaria y autónoma, al menosdurante cinco minutos de cadahora. A esto se suman una ovarias horas de medida conti-nua adicional que pueden serfijadas libremente en funciónde los intereses científicos quese planteen en cada momento.Desde la llegada de Curiosity ala superficie de Marte enagosto de 2012, los sensores de

REMS han estado recabando datosque contribuirán decisivamente a profundi-zar en el conocimiento de la meteorología yclimatología marcianas y a determinar lahabitabilidad del planeta.Sin embargo, y sobre el enorme esfuerzotecnológico que supone enviar un vehículocomo Curiosity hasta la superficie de otroplaneta, su mera puesta en funcionamientouna vez allí no supone más que un primerpaso hacia los objetivos mencionados, puesto

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Por F. Javier Martín Torres(IACT, CSIC-UGR), María PazZorzano y Juan FranciscoBuenestado (CAB, CSIC-INTA)

REMS: La estaciónmedioambiental españolaen Marte El Grupo de Ciencias Planetarias y Habitabilidad del Instituto

Andaluz de Ciencias de la Tierra (CSIC/UGR) forma parte delequipo responsable de la explotación científica de los datosde REMS (Rover Environmental Monitoring Station), a partir delos que desarrolla varias líneas de investigación centradas enel estudio de diferentes aspectos de la atmósfera de Marte

Detalle de la situación de los sensoresde REMS en Curiosity.(NASA/JPL-Caltech/CAB (CSIC-INTA)

que la utilidad de los datos crudos queempieza a recabar no es directa y, comoveremos más adelante, requiere un concien-zudo análisis en función de una larga serie defactores. Estos factores vienen impuestos engran medida por la propia situación del ins-trumento sobre una base móvil y caliente queintroduce perturbaciones en las medidas,haciendo necesario un trabajo de interpreta-ción previo a su validación inequívoca y a suposterior explotación científica. El diseño dealgoritmos y protocolos de tratamiento dedatos es una tarea básica y cotidiana de lasinvestigaciones propiciadas en torno aREMS (así como al resto de instrumentoscon los que está equipado Curiosity). Lamovilidad del Curiosity y su disponibilidadoperacional hacen que el trabajo de progra-mación diaria de medidas sea igualmente untrabajo delicado, teniendo en cuenta ademásla necesidad de coordinarlas con las del restode la instrumentación para aprovechar deforma óptima todas las posibilidades queofrece.

Avance en la exploración marcianaREMS presenta una serie de innovadorascaracterísticas respecto de otros instrumentosanteriormente utilizados para caracterizar elentorno marciano que suponen sin dudaalgunas decisivas ventajas, pero que no dejande presentar también ciertos inconvenientescon los que el equipo de investigación encar-gado de sus operaciones y de la explotaciónde sus datos debe enfrentarse a diario. Deentrada, está montado en una plataformamóvil, lo que posibilita la monitorización dela evolución diurna de variables ambientalesen los diferentes lugares por los que transitael vehículo que, a diferencia de lo habitual enotras misiones anteriores equipadas con ins-trumentos meteorológicos, presentan unanotable variabilidad topográfica. Además, escapaz de realizar observaciones simultáneasy rutinarias a través de todos sus sensores, loque permite una interpretación coherente delos procesos que tienen lugar en la capalímite atmosférica (la capa inferior de laatmósfera en interacción directa con elsuelo). En el tiempo transcurrido desde supuesta en funcionamiento y gracias a estaspeculiares características, REMS ha propor-cionado interesantes hallazgos que abrennuevas vías a seguir en posteriores estudiosde la atmósfera marciana. Resulta destacableque la medida de radiación ultravioleta querealiza es el primer registro in situ de laradiación incidente sobre la superficie deotro planeta.

Algunos resultados de REMSLas mediciones del sensor de presión (PS)

permiten observar ciclos de variación endiversas escalas temporales: anuales, esta-cionales y diarios. REMS ha medido unaoscilación de hasta un 12% en torno a lamedia diaria, una variación debida a la topo-grafía y sensiblemente mayor que la regis-trada por instrumentos en misiones anterio-res. En escalas temporales aún menores sehan registrado caídas de presión de entrediez y veinte segundos, más frecuentes entorno al mediodía y acompañadas de eleva-

ciones de temperatura y cambios en la velo-cidad y dirección del viento que correspon-den a vórtices convectivos. Durante los mis-mos no se aprecia habitualmente disminu-ción en los valores de radiación ultravioleta,por lo que se deduce que son demasiadodébiles para levantar cantidades significati-vas de polvo, cuya presencia produciría unoscurecimiento momentáneo apreciable porel sensor ultravioleta. No se trata por lo tantode los típicos remolinos de polvo (dustdevils) que se aprecian en otras localizacio-nes y que han sido extensamente registrados.La larga duración de la misión, al menos unaño marciano (dos años terrestres), permiteademás establecer un patrón estacional de laincidencia de estos remolinos, que demomento se ha mostrado decreciente en elpaso del verano al invierno.Las medidas de presión obtenidas hasta elmomento son consistentes con el ciclo delCO2 animado por la sublimación y conden-sación de los casquetes polares, y han permi-tido constatar, en comparación con las obte-nidas por las sondas Viking 1 y Viking 2, unallegada más temprana del invierno y unaduración menor de este en el hemisferionorte. Se ha registrado además una notoriaoscilación en los valores de presión mediaque se atribuye a inestabilidad en las célulasde Hadley, extremo que requerirá una espe-cial atención científica. Con los datos de humedad relativa facilitadospor el sensor HS se ha tratado de establecerla pauta del ciclo hidrológico marciano, enperiodo diurno y estacional, mediante el cál-culo de la relación de mezcla en la atmósferaa partir de la temperatura del aire registradapor el sensor de temperatura del aire (ATS).Suponiendo una atmósfera de composiciónhomogénea, se ha utilizado la relación demezcla para estimar la abundancia de vaporde agua en la columna de aire, obteniéndoseunos valores más altos que los adelantadospor otros instrumentos anteriores comoThermal Emission Spectrometer (TES, abordo de Mars Global Surveyor) y Mini-TES(montado en los Mars Exploration Rovers).No obstante, el cálculo de la cantidad deagua que debe ser absorbida en la superficiea partir de los datos de humedad relativarecabados por REMS sí cuadra con los valo-res deducidos de las medidas de otros instru-mentos del propio Curiosity, lo que apunta auna mejor adecuación de los datos de REMSrelativos a este parámetro.Se ha caracterizado el flujo hidrostático deajuste que se genera como consecuencia delas variaciones diarias de temperatura y sudesfase con los máximos y mínimos de pre-sión atmosférica (se observa un lapso deaproximadamente una hora y media entre

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Arriba: comportamiento de los valores de presión, tem-peratura y velocidad y dirección del viento tomadasdurante un vórtice convectivo. Fuente: NASA/JPL-Caltech/CAB (CSIC-INTA)/FMI/Ashima Research.Debajo: variación de la presión a lo largo del día cadadiez soles* desde sol diez (violeta oscuro) hasta soldoscientos sesenta (rojo) con referencia a la oscilaciónmencionada. NASA/JPL-Caltech/CAB (CSIC-INTA).*Sol: día en Marte (24h 37 min).**Grados centígrados = kelvin -273

el máximo y mínimo de presión y la saliday puesta del sol). Este flujo, influenciadode nuevo por la orografía del lugar, semanifiesta en movimientos cíclicos demasas de aire hacia y desde el interior delcráter, y amplifica las oscilaciones de lasmareas termales haciendo que las variacio-nes sean más acusadas que en topografíasmenos irregulares.Los datos son tratados en relación con diver-sos modelos atmosféricos de circulacióngeneral y mesoescala (escalas medias) paraperfeccionar el conocimiento de la dinámicafísico química de las atmósferas en general,tanto a escala global como regional, que per-mitirán además avanzar en el conocimientode nuestra propia atmósfera y de su evolu-ción. La comparación con simulaciones esde la mayor importancia considerando que lainterpretación de las medidas de un instru-mento como REMS está inevitablementedificultada por la carencia de un contextoespacial de referencia. Los resultados de las

simulaciones, una vez validados y contrasta-dos con las observaciones, proporcionan esecontexto interpretativo para un análisis másesclarecedor. Los modelos mesoescala pre-veían la existencia de vientos catabáticos(que descienden hacia el seno de la atmós-fera) asociados a las pendientes del cráter yde su monte central, el monte Sharp, que hanresultado coherentes con los fenómenos des-critos a partir de las mediciones de REMS,en las que además parece observarse la exis-tencia de dos masas de aire diferenciadas enel fondo del cráter y en el altiplano con diná-micas independientes. La confirmación deeste fenómeno es una línea de investigaciónde especial trascendencia por sus implicacio-nes para el estudio del ciclo del agua en elinterior del cráter.Complementariamente, los resultados obte-nidos en la exploración de la atmósfera deMarte a través de REMS contribuirán al des-arrollo de modelos fotoquímicos y de trans-ferencia radiativa que propiciarán una mejor

interpretación de los espectros de planetasextrasolares registrados en lo sucesivo conlos nuevos instrumentos de detecciónremota.En el aspecto operacional, REMS ha obser-vado fluctuaciones térmicas nocturnas corre-lacionadas con caídas de presión y viento queson muy significativas para ponderar en losucesivo valores de temperatura del sueloobtenidas desde orbitadores, y ha registradocon precisión el contraste térmico que seproduce entre las zonas iluminadas y en som-bra en la propia plataforma, permitiendoestimar la contaminación térmica que pro-voca en el aire a su alrededor. La identifica-ción y caracterización de este efecto seráclave en el diseño de futuras misiones y en lacorrecta valoración de sus datos, así como enel tratamiento de los recabados hasta ahorapor otras sondas.En este sentido, cabe destacar otra de laspeculiaridades de Curiosity, que además deser una plataforma móvil está notablemente

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REMS

A través de REMS y del resto de los instrumentos montados enCuriosity se ha esbozado un cuadro del entorno en la zona estu-diada para definir su potencial de habitabilidad (HP) desde unaperspectiva histórica. Para ello se han analizado los datos obteni-dos en relación a los requerimientos medioambientales necesariospara el sostén de la vida bacteriana conocida, la única referenciadisponible.Desde un punto de vista químico, se ha encontrado que los mate-riales de la superficie incluyen en su composición todos los ele-mentos utilizados por la vida, es decir, carbono, hidrógeno, oxí-geno, nitrógeno, fósforo y azufre, así como los denominados oligo-elementos: magnesio, hierro, silicio, cloro litio y bromo. El instru-mento SAM (Sample Analysis at Mars), un laboratorio para anali-zar los componentes químicos de muestras de suelo y atmósfera,ha detectado además en las muestras de roca analizadas volátilescomo H2O, CO2, SO2, O2, H2, H2S, HCl y NO, que son metabólica-mente provechosos y configuran unas condiciones redox (reduc-ción-oxidación) más confortables para la vida que las de la super-ficie. El instrumento DAN (Dinamyc Albedo of Neutrons), que haceuna prospección del suelo hasta sesenta centímetros de profundi-dad, ha registrado datos de la presencia de agua en una cantidadde entre el 2% y el 3% en peso, aunque la temperatura no permitesu permanencia líquida en la superficie, y los datos de REMS arro-jan una baja humedad atmosférica, por lo que no hay constanciade que se produzca un intercambio significativo de agua entre elsuelo y la atmósfera. Los características físicas del entorno (tem-peratura, porosidad y permeabilidad de los materiales, radiaciónionizante incidente, flujo de luz solar etc), sin embargo, han resul-

tado más inhóspitas. Las condiciones térmicas son hostilestanto por sus valores como por la amplia oscilación de estos(entre -85ºC y en torno a 0ºC), cuando el mínimo que puedesoportar el más resistente de los organismos conocidos es de-18ºC. La radiación ionizante incidente sobre la superficiemedida por el Radiation Assessment Detector (RAD), quedetecta rayos cósmicos y partículas energéticas procedentesdel Sol, adquiere unos valores medios de setenta y seis mili-grays por año, que también excede la tolerancia de los orga-nismos mejor adaptados a este factor.Todo esto hace que la superficie marciana del interior del crá-ter Gale, si bien tuvo probablemente un alto potencial de habi-tabilidad cuando el agua corría sobre ella al calor de unaatmósfera densa, sea en la actualidad un entorno poco ade-cuado para albergar vida, al menos vida como la que seconoce en la Tierra. No obstante, cabe señalar que las condi-ciones subsuperficiales todavía podrían ofrecer un panoramaalgo más propicio, como sería el caso de ciertos tipos derocas oscuras que podrían alcanzar temperaturas decenasde grados más altas que las de la superficie. Por supuesto,este análisis no puede llevar a excluir taxativamente la posibi-lidad de que exista vida adaptada a algunos entornos marcia-nos, pero es en cambio útil de forma inmediata para ponderarel riesgo, que se muestra cierto, de que se pueda produciralgún tipo de contaminación biológica con organismos terres-tres aportados en posteriores misiones de exploración.

CURIOSITY/REMS: IMPLICACIONES EN LA HABITABILIDAD

IEvolución figurada de Marte desde un pasado húmedo (D. Ballard).

caliente respecto a su entorno. Esto se debeal generador térmico de radioisótopos (RTG)que le sirve de fuente de energía y que elevala temperatura del vehículo doscientos gra-dos centígrados por encima de la mediaambiental y lo convierte en el punto máscaliente sobre la superficie de Marte. ElRTG eleva la temperatura tanto del aire encontacto con él como del suelo a su alrede-dor, donde los sensores correspondientestoman sus medidas; además, esta enormeplataforma metálica absorbe la radiación delSol y se sobrecalienta, induciendo la forma-

ción de una película de aire caliente queenvuelve al Curiosity y que afecta a lasmedidas de los sensores de temperatura. Por otro lado, el propio calentamiento indu-cido por el funcionamiento de la electrónicade los instrumentos en las gélidas nochesmarcianas, con temperaturas de menos desesenta grados bajo cero, también induceperturbaciones térmicas que alteran, entreotras, las medidas crudas del sensor dehumedad relativa. Estos son algunos ejem-plos de artefactos inducidos por la propiainstrumentación y la plataforma que debencorregirse. En el caso del sensor de tempe-ratura del aire esta distorsión es crítica,puesto que opera desde el interior del volu-men de aire calentado por el propio vehí-culo; para asegurar que sus medidas reflejanrealmente la temperatura de la atmósferamarciana, ha sido necesario diseñar unmodelo de su comportamiento térmico y unprotocolo específico para calibrar las lectu-ras obtenidas, discernir los momentos enque cada parte del vehículo está expuesto alSol o en sombra y discriminar los valoresdebidos a la contaminación provocada porel calor del vehículo.En cuanto a la temperatura del suelo, tam-bién hay que desestimar la aportación tér-mica de Curiosity, que evidentementeaumenta con el tiempo cuando está paradooperando en un determinado lugar, aunqueen este caso la contaminación tiene unaspecto provechoso porque, contrastadacon las medidas que se toman cuando elvehículo se mueve, ayuda a estimar cómode rápido se eleva su temperatura bajo unafuente de calor, un dato valioso para iden-

tificar los materiales que lo componen.Para la correcta interpretación de las medi-das de este sensor hay que manejar ademásinformación adicional sobre el tamaño y laorientación de los elementos dispuestossobre el terreno delante del campo demedición del sensor.Las lecturas del sensor ultravioleta, situadoen la plataforma superior del vehículo, nose ven afectadas por el calor, pero presen-tan sus propios problemas particularesderivados de la movilidad de la plataformay de la meteorología marciana. Así, debenponderarse no solo en relación a la posi-ción del Sol, sino que están mediatizadaspor la presencia de polvo en suspensión(opacidad de la atmósfera), que además seva depositando sobre los fotodiodos que lointegran. Esta deposición se ha minimizadocon el montaje alrededor de cada uno deellos de un anillo imantado que atrae elpolvo en su caída, dado que está compuestoen gran medida de partículas de hierromagnéticas. Pero esta precaución solo sirvecomo paliativo, y cierta cantidad acabasobre los fotodiodos, imponiendo una con-tinua calibración de los datos que registra

en función de su estado, deducido otra vezde las imágenes tomadas por las cámaras.Estas, por otro lado, van montadas en elextremo superior de un mástil vertical, queen ciertas orientaciones puede proyectarsombra sobre los fotodiodos desvirtuandosus medidas, y también hay que conocer entodo momento la posición del vehículo,puesto que la inclinación que puede tomaral disponerse sobre algunas irregularidadesdel terreno cambia el ángulo de incidenciade la radiación y por tanto su valor. Después de su validación, los datos querecaba REMS pasan a engrosar los regis-tros públicos del Planetary Data System dela NASA para su consulta por cualquierequipo científico que los requiera.En junio de 2014, cuando la misión nomi-nal de MSL se dé por finalizada (quedandoabierta la posibilidad de ampliar su periodode operatividad), REMS habrá proporcio-nado a la comunidad científica el másextenso volumen de datos ambientales deMarte recabados hasta ahora. Además, lastareas científicas realizadas en torno a sutratamiento supondrán un avance en lacaracterización más precisa de la atmós-fera, radiación y geología marcianas y sen-tarán una serie de criterios de obligadareferencia en el diseño y operación de otrosinstrumentos en futuras misiones, aparte dehaber contribuido decisivamente al logrode los objetivos inicialmente planteados.

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Cuando la misión nominal deMSL se dé por finalizada, REMS

habrá proporcionado a lacomunidad científica el másextenso volumen de datos

ambientales de Marte recabadoshasta ahora

Fotografías de los dos “booms” de REMS tomadaspor Curiosity en sol 526. Debajo: estado de los foto-diodos en sol 526. Se puede apreciar el efecto de losimanes en la prevención contra la deposición depolvo. Fuente: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Gracias a Patricia Valentín Serrano por la lectura deltexto y comentarios.

Paris Pişmiş nació en Turquía en 1911 enuna familia acomodada y se convirtió en unade las primeras mujeres licenciadas por laUniversidad de Estambul (Turquía). Estudióen la Academia Americana de Mujeres enUskudar y se graduó en la Facultad deCiencias de la Universidad de Estambul.Obtuvo en 1937 el grado de doctora enMatemáticas con una tesis sobre la rotaciónde nuestra galaxia dirigida por los profesoresR. Von Mises y Erwin Finley-Freundlich.Durante su estancia en la universidad trabajócomo ayudante en el observatorio de la uni-versidad, ejerciendo como traductora e intér-prete al turco del francés, alemán e inglés.Debido a la excelente labor realizada comoayudante de investigación, el profesorFreundlich se convirtió en su mentor y larecomendó al profesor Shapley para obteneruna beca en la Universidad de Harvard.Antes del comienzo de la segunda GuerraMundial trabajó como astrónoma ayudanteen el Harvard College Observatory (HCO),entre 1939 y 1942. En el HCO encontró unentorno muy estimulante como científica dela mano de eminentes astrónomos comoHarlow Shapley, Cecilia Payne-Gaposchkin,Bart Bok, Donald Menzel, Fred Whipple yde los múltiples visitantes que recibía elobservatorio. En 1942 se casó con FélixRecillas, un estudiante de astronomía mexi-cano y se trasladó con él al recién inaugu-rado Observatorio Astrofísico deTonantzintla en Puebla, y allí trabajó hasta1946. Entre 1946 y 1948 realizó variasestancias temporales en las Universidad dePrinceton y en el Observatorio de Yerkes enEstados Unidos. En 1948 se trasladó a laCiudad de México para trabajar en elObservatorio Astronómico Nacional enTacubaya, adscrito a la UniversidadNacional Autónoma de México (UNAM).Paris trabajó más de cincuenta años en elInstituto de Astronomía de la UNAM hastasu muerte en 1999.

Maestra de astrónomosLa UNAM le reconoció su trabajo conce-diéndole el honor de un doctorado HonorisCausa por dicha universidad. A partir de1955, Paris comenzó a impartir los primeroscursos reglados de astronomía en México,

convirtiéndose en maestra y fuente de inspi-ración para los primeros astrónomos profe-sionales mexicanos. Entre ellos cabe desta-car figuras tan reconocidas como ArcadioPoveda, Eugenio Mendoza, EnriqueChavira, Deborah Dultzin, Alfonso Serrano,Alejandro Ruelas o Marco Moreno. Por sucontribución como maestra de jóvenes astró-nomos se le otorgó el premio de Enseñanzade la Ciencia de la UNAM. Una de lascaracterísticas destacables de Paris fue suinterés constante por nuevos retos y desarro-llos técnicos pioneros, lo que la convirtió enun modelo a imitar por sus colegas, influ-yendo muy positivamente en las estudiantesjóvenes mexicanas. Como resultado de ello,del centenar de astrónomos trabajando en laactualidad en el Instituto un 25% son muje-res.

La estructura de las galaxiasLa Dra. Paris Pişmiş publicó mas de cientoveinte artículos sobre diferentes temas deastrofísica, aunque su principal campo deinterés fue la estructura galáctica. Entre suscontribuciones más relevantes cabe destacarel descubrimiento de tres cúmulos globularesy veinte cúmulos abiertos. También estudióel efecto de la absorción interestelar de lasasociaciones estelares sobre la distribución agran escala de las estrellas en la galaxia. Ellacontribuyó, con sus estudios de poblacionesestelares, a explicar el origen de la estructuraespiral de las galaxias mediante ondas dedensidad. En 1972, Pişmiş introdujo losmétodos interferométricos Fabry-Perot enMéxico para poder realizar estudios de cam-

pos de velocidad de nebulosas galácticas.Durante los últimos años de su trayectoriainvestigadora Pişmiş analizó algunas nebulo-sas, con el uso de la técnica Fabry-Perot ydatos del Observatorio AstronómicoNacional en Tonantzintla y en San PedroMártir, estudiando la morfología y cinemá-tica de galaxias con actividad nuclear.Paris fue muy activa contribuyendo a la edi-ción de publicaciones astronómicas actuandocomo editora en los tres volúmenes delCatálogo Astrofotométrico de Tacubaya en1966 y del Coloquio 33 de la IAUObservational Parameters and DynamicalEvolution of Multiple Stars en 1975. Hay quedestacar como su contribución principal pro-mover la publicación de revistas mexicanasde astronomía. Entre 1966 y 1973 ella fueeditora del Boletín de los Observatorios deTonantzintla y Tacubaya y por veinte añosde la Revista Mexicana de Astronomía yAstrofísica. Pişmiş fue también muy activaen organizaciones profesionales tales comola American Astronomical Society, la RoyalAstronomical Society, la AcademiaMexicana de Ciencias, la Sociedad Mexicanade Fisica, y la Unión AstronómicaInternacional, donde perteneció a lasComisiones de Galaxias, de Estructura yDinámica de los Sistemas Galácticos y deMedio Interestelar.Paris será recordada no solo por los astróno-mos mexicanos sino también por los colabo-radores que tuvo por todo el mundo. Susmemorias fueron publicadas en 1998 con eltítulo Reminiscences in the Life of ParisPişmiş: a Woman Astronomer.

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POR SILVIA TORRES-PEIMBERT (UNAM)Y JOSEFA MASEGOSA (IAA)

Madre de la astronomía mexicanaParis Pişmiş HHISTORIASCIENCIA EN

Puede afirmarse que la cosmología es una disciplina antigua. El ser humano ha intentado com-prender el orden del universo y el lugar que ocupa en él desde tiempos inmemoriales. Sinembargo, lo que conocemos hoy en día como cosmología no podría entenderse sino en relacióncon la teoría de la relatividad general. La teoría de la relatividad general desbancó en el siglo XXa la teoría de la gravitación de Newton como la descripción más precisa conocida de los fenóme-nos gravitatorios. Además, revolucionó nuestra visión de conceptos fundamentales como son elespacio y el tiempo, otorgando una nueva dimensión al uso de la geometría en teorías físicas.

RECIENTES OBSERVACIONES SEÑALAN LA EXISTENCIA DE ESTRUCTURAS ROTACIONALES EN LA MEJOR FOTOGRAFÍA DEL UNIVERSOTEMPRANO QUE POSEEMOS: EL FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS. ESTE HALLAZGO PODRÍA IMPLICAR LA EXISTENCIA DE ONDULACIONESDEL ESPACIOTIEMPO EN LOS PRIMEROS INSTANTES DEL UNIVERSO, OFRECIENDO UNA EXCITANTE POSIBILIDAD DE MEJORAR NUESTRACOMPRENSIÓN DE LOS FENÓMENOS QUE TUVIERON LUGAR JUSTO DESPUÉS DEL MISMO BIG BANG. PRESENTAMOS LA DECONSTRUCCIÓN DE ESTE DESCUBRIMIENTO ENMARCADO EN EL CAMPO DE LA COSMOLOGÍA.

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LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD GENERAL

LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO Y SU COMIENZO

La conjunción de la teoría de la relatividad general y el principio cosmológico (que supone que el universo es homogéneo e isótropo a escalas cosmológicas)permite construir un modelo matemático del universo a gran escala que presenta una característica sorprendente. En general, el universo de este modelo seexpande espacialmente, es decir, el volumen que ocupa aumenta con el tiempo. Este resultado fue obtenido de forma independiente por Alexander Friedmannen 1922 y Georges Lemaître en 1927. Este último halló a su vez lo que hoy se conoce como ley de Hubble. Esta nominación se debe a Edwin Hubble quien,en 1929, propuso la primera verificación experimental de esta relación. Dicha ley dictamina que el cociente entre la velocidad de las galaxias cercanas y sudistancia debe ser igual a una constante, que también recibe el nombre de Hubble. La evidencia experimental acumulada desde entonces en favor de estaley se ve hoy día como una fuerte garantía de la veracidad de la expansión del universo. Si la idea de la expansión del universo es sorprendente en sí mismaaún lo es más, si cabe, la consecuencia que tiene su inverso temporal. Al rebobinar la historia del universo se obtiene la conclusión de que esta expansiónha debido originarse en un punto singular. Este punto singular recibe el nombre de Big Bang (gran explosión, en inglés).

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¿ONDAS GRAVITATORIAS PRIMORDIALES?

De haber existido, el Big Bang tuvo que ser un eventoaltamente energético. La expansión posterior habría cau-sado una disminución gradual de las altas temperaturasiniciales. En la visión estándar, el universo primigenioestá formado por un plasma de electrones, fotones ybariones. Este enfriamiento progresivo está repleto dehitos relacionados con la combinación de esos ingredien-tes para dar lugar a la variedad de elementos químicosque pueblan el universo actual (nucleosíntesis) y transi-ciones de fase. Una de las predicciones robustas de esteproceso de enfriamiento, señalada en 1948 por GeorgeGamow, Ralph Alpher y Robert Hermann, es la presenciade un mar de fotones que debería poblar el universo enel presente. La razón de la existencia de este mar de foto-nes puede trazarse al desacoplamiento entre materia(electrones y bariones) y radiación electromagnética(fotones), que tuvo lugar cuando la temperatura delplasma era de unos tres mil grados Kelvin, y que permitea los fotones liberarse del plasma y viajar libremente porel universo. La detección de estos fotones en la actuali-dad sería, por tanto, lo más parecido a una fotografía deluniverso temprano que podríamos obtener. La existenciade este mar de fotones fue corroborada en 1965 por ArnoPenzias y Robert W. Wilson. Ambos recibieron el PremioNobel de Física en 1978 por este descubrimiento. Estefondo cósmico de microondas, como se conoce en laactualidad (CMB, de sus siglas en inglés), presenta unespectro de cuerpo negro con temperatura de unos 2,7grados Kelvin y es extremadamente isótropo.

UNA FOTOGRAFÍA DEL UNIVERSO TEMPRANO3Aunque el universo sea homogéneo e isótropoa distancias cosmológicas, también es ciertoque, en escalas menores, posee una ricaestructura ampliamente estudiada por la astrofí-sica: supercúmulos, cúmulos de galaxias y unlargo etcétera. Uno de los desafíos de la cosmo-logía reside en explicar la generación de estasestructuras en el proceso de expansión del uni-verso desde el Big Bang hasta el presente. Laidea más extendida hoy en día es que estasestructuras se generaron mediante la amplifica-ción de pequeñas inhomogeneidades presen-tes en el universo primigenio en un proceso deinflación. La inflación es una expansión acele-rada del universo que tuvo lugar, hipotética-mente, en los primeros instantes tras el BigBang. Este proceso de expansión aceleradaproduce un patrón característico de inhomoge-neidades que debería ser patente en el CMB.En efecto, la existencia de estas minúsculasinhomogeneidades (del orden de cien microkel-vin) fue puesta de manifiesto por la misiónCOBE, lanzada en 1989, y corroborada enmisiones posteriores. El descubrimiento de laanisotropía del CMB fue reconocido mediante elPremio Nobel de Física en 2006, otorgado ados de los investigadores principales de lamisión COBE: George Smoot y John Mather.

INHOMOGENEIDADES: 4

Arriba: concepción artística de la expan-sión del universo. Debajo, espectro delfondo cósmico de microondas obtenidopor COBE (NASA).

Una de las propiedades de lasinhomogeneidades del CMB parti-cularmente interesante está rela-cionada con la polarización de losfotones. La radiación electromag-nética es un fenómeno ondulatoriode carácter transversal. Esto quieredecir que el movimiento típica-mente oscilatorio tiene lugar en unplano perpendicular a la direcciónde propagación de la onda. Lospatrones de polarización de la ondadescriben posibles tipos de oscila-ciones en este plano perpendicular.Los fotones que componen el CMBpresentan un tipo de polarización,denominada lineal.

otros yensayosdeconstrucción

por Raúl Carballo Rubio (IAA-CSIC)

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5 POLARIZACIÓN DE FOTONES

6 A LA CAZA DE MODOS B

La medida de la polarización de los fotones del CMB que nos llegan de distin-tas direcciones permitiría construir lo que se denomina un mapa de polariza-ción. La construcción de este mapa completo de polarización es un objetivo devarios experimentos actuales, tal y como la colaboración BICEP o la misiónPlanck. La distribución de polarización presenta dos tipos de estructuras biendiferenciadas, denominadas modos E y B, por similitud con los campos eléc-trico y magnético. Los modos E fueron detectados por primera vez en 2002usando el telescopio DASI. Medir los característicos patrones rotacionales delos modos B es una tarea más compleja, ya que su intensidad es mucho menor (unas cien veces máspequeña). Además, en el espectro de modos B deberían existir dos grupos bien diferenciados, que se distin-guen por su tamaño angular. La primera detección de modos B, a cargo del telescopio SPT, tuvo lugar en2013. La existencia de estas estructuras, de tamaño angular inferior a un grado, fue corroborada posterior-mente por la colaboración POLARBEAR. Por desgracia para los cosmólogos teóricos, por su tamaño angu-lar estos modos B caen dentro del grupo menos interesante de los dos posibles. No ha sido hasta el año pre-sente cuando la colaboración BICEP ha anunciado la detección de modos B que, por su tamaño angular(entre uno y cinco grados), deben pertenecer al segundo grupo de estos. La comunidad científica actualaguarda la corroboración del descubrimiento por parte de la misión Planck a lo largo de este mismo año.

Cada uno de los dos grupos de modos B están asociados, teórica-mente, a distintos mecanismos físicos. El primer grupo, constituidopor las estructuras de menor tamaño angular, estaría causado porfenómenos de lente gravitatoria. Es decir, los modos B de estegrupo constituyen distorsiones de modos E presentes en la señaloriginal del CMB por las estructuras masivas que se formaron entreel origen de la señal y el punto de observación en la actualidad, laTierra (véase la imagen adjunta). Por el contrario, las causas delsegundo grupo pueden trazarse hasta el mismo momento del des-acoplamiento entre materia y radiación. Esta es la razón de que los elementos de este grupo se conozcanhabitualmente como modos B primordiales. Esto significa que el agente creador de dichos modos actuaba enlos primeros instantes del universo. Los modelos teóricos actuales de esa edad tan temprana del universoapuntan que los modos B primordiales solo podrían ser creados por ondas gravitatorias que estuviesen pre-sentes en el plasma primigenio. Por tanto, en base al conocimiento limitado actual del universo temprano,podríamos considerar la detección de modos B primordiales como una señal indirecta de la existencia deondas gravitatorias en los primeros instantes del universo.

¿QUÉ PUEDE CAUSAR LA EXISTENCIA DE MODOS B?7

Una de las predicciones no confirmadas de la teoría de la relatividadgeneral es la existencia de ondas gravitatorias. Estas ondulacionesconstituirían la versión gravitatoria de las ondas electromagnéticas,mucho más familiares para los seres humanos. Esto no es acciden-tal: la intensidad relativa teórica de las ondas gravitatorias respectoa las electromagnéticas resulta ser irrisoria. Esta es la razón funda-mental de que haya sido imposible detectarlas por ahora pese avarias décadas de esfuerzos experimentales y económicos. Sinembargo, existen detecciones indirectas sólidas que generan unagran confianza en su detección en los próximos años. Estas detec-ciones hacen uso de sistemas astrofísicos conocidos como púlsares binarios. Un púlsar binario estáconstituido por una estrella de neutrones que emite radiación periódica (púlsar) y una compañera este-lar, enana blanca o estrella de neutrones la mayoría de las veces. El primer descubrimiento de tal sis-tema binario en 1974 les valió a Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor el Premio Nobel de Física de 1993.Según la teoría de la relatividad general, un sistema binario de este tipo debería perder una fracciónapreciable de su energía mediante la emisión de ondas gravitatorias. El correspondiente cálculo de lapérdida de energía en términos de los parámetros de la órbita resulta en un perfecto acuerdo con losdatos experimentales. En caso de confirmarse, la detección de modos B primordiales podría conside-rarse como una prueba indirecta de la existencia de ondas gravitatorias adicional.

8ONDAS GRAVITATORIAS

LA INFLACIÓN

Hace algunos años, un perspicazradioastrónomo, a quien todosconocen como Chema, me invitó a

estudiar un disco protoplanetario que rodeaa HD 169142, una estrella de masa dosveces mayor que la del Sol. Al principio noestaba muy entusiasmada, porque hastaentonces me había concentrado en investi-gar la formación de las estrellas de masamucho mayor. Chema había encontradounos datos antiguos en el archivo delVery Large Array (VLA, un conjunto deantenas situado en un desierto de NuevoMéxico, en EEUU, que es un excelenteinstrumento para detectar las débilesondas de radio que se originan en la pro-ximidad de las protoestrellas), y queríaque yo elaborara un modelo para inferirlas propiedades del disco. Publicamos unartículo donde reportamos las observa-ciones de radio y algunas propiedadesdel disco derivadas del modelo, como sumasa, temperatura, etc. Pero el objetoparecía prometedor, y queríamos obte-ner una imagen que revelara su aparien-cia. El VLA puede configurarse como un“zoom”, y pedimos tiempo de observa-ción para obtener una imagen en la con-figuración que proporciona mayor detalle.Cuando obtuvimos la imagen nunca penséque sería la primera de una larga serie deobservaciones que realizamos con el VLApara tratar de entender dicho disco. La ima-gen era diferente a las obtenidas previa-mente con los telescopios infrarrojos, puesen ella el disco aparecía como una pequeñaestructura alargada, formada por grumos, yque parecía tener forma de espiral, mientrasen que en las otras imágenes aparecíaredondo y con un tamaño mayor. Para tra-tar de resolver el dilema enviamos nuevaspropuestas de observación. Pero empezába-mos a sospechar que en la imagen de radioestábamos viendo la región más interna deldisco, y quizás aquellos grumos eran signosde formación de planetas. Los granos depolvo que existen en el medio interestelarson muy pequeños, con tamaños de milési-mas de micra, pero en los discos protoplane-tarios estos granos se van agregando y cre-ciendo hasta alcanzar tamaños muchomayores hasta, finalmente, formar los pla-netas. Las imágenes infrarrojas son especial-mente sensibles a la emisión de los granosde polvo microscópicos, mientras que las

imágenes de radio muestran la de los granosque ya han alcanzado hasta varios centíme-tros.Aunque en los últimos años se han descu-bierto más de mil setecientos exoplanetas,solo en muy contados casos se ha obtenidoimagen, y todavía no se ha logrado una ima-gen de un planeta en formación. En HD

169142 quizás estábamos viendo, precisa-mente, las “semillas” de gas y polvo que mástarde se convertirían planetas. De ser estocierto, HD 169142 podría revelar muchoacerca de los mecanismos de formación deplanetas. La mayor parte de los investigadores delgrupo en el que trabajo son radioastróno-mos y yo hago modelos para reproduciralgunas de sus observaciones. Me llevómucho tiempo convencerles de que HD169142 era realmente interesante y quedebíamos seguir observándola. Pero lasobservaciones eran muy complicadas por-que la estrella se ve con dificultad desde elhemisferio norte, donde está situado elVLA. Por otra parte, el propio VLA estabasufriendo un proceso de reestructuraciónpara convertirlo en un instrumento más sen-sible y sus características eran inestables.HD 169142 tampoco ayudaba, ya querepentinamente disminuyó su brillo, frus-trando nuestras expectativas iniciales deobservarla fácilmente.Muchas cosas pasaron durante todo esetiempo. Mi hija nació, creció, mi colabora-dora y profesora (que me había enseñado a

calcular y reproducir las observaciones deestos discos protoplanetarios) falleció, y yoseguía sin entender a HD 169142.El año pasado, un grupo de investigadoressuizo obtuvo unas imágenes de la luz infra-rroja dispersada de HD 169142 con el teles-copio Very Large Telescope (VLT, situadoen Chile). En estas imágenes se podía intuirque en el disco se había abierto una cavidad

central y luego, a una distancia mayor, sehabía creado un surco circular. Esto puedeocurrir si el material del disco está siendoevacuado por la presencia de embrionesplanetarios orbitando en torno a la estre-lla. Si esto es así, a HD169142 se le puedeclasificar dentro de la selecta categoría delos llamados discos de transición, es decir,¡de transición para formar planetas!Por otra parte, en el VLA había ya finali-zado el proceso de remodelación, demodo que era capaz de obtener mejoresimágenes. Comparamos las imágenesrecientes del VLA con las de luz infrarroja(ver imagen) y comprobamos que la emi-sión en radio coincide justamente con lapared o borde de la cavidad central,corroborando que en su interior existe un

vacío de material, algo que no podía versebien en el infrarrojo porque la estrellasatura el centro de la imagen. También seve en nuestra imagen que hay un grumo dematerial dentro del surco exterior (situadoaproximadamente a la distancia de la órbitade Neptuno), lo que sugiere que es posibleque estemos observando directamentematerial protoplanetario que allí se estáacumulando.Después de esto, los dos grupos hemosunido esfuerzos para un estudio simultáneoen radio e infrarrojo. Estamos analizandonuevos datos, esperando confirmar, a tra-vés de imágenes directas, si en el disco deHD 169142 se están formando dos plane-tas, uno en la cavidad central y otro en elsurco más exterior. Mucho tiempo ha pasado desde el iniciodel proyecto, y mucha gente se ha involu-crado durante este tiempo. No sé si lograre-mos nuestro objetivo final. Quizás se con-siga con nuevas observaciones o quizás sur-jan aún más dudas. Este es posiblementeuno de los proyectos más difíciles en queme he involucrado, pero también uno delos más fascinantes.

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el “Moby Dick” de...

HD169142

...Mayra Osorio(IAA-CSIC)Nació en Veracruz (México) en 1969. Realizó su doctoradoen la Universidad Nacional Autónoma de México y unaestancia postdoctoral en el Harvard-Smithsonian Centerfor Astrophysics de Estados Unidos. Actualmente es doc-tora contratada en el IAA.

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Actualidad

u Recientemente, un grupo deastrónomos liderados por NelsonCaldwell, del centro para AstrofísicaHarvard-Smithsonian, ha medido conayuda del telescopio MMT de 6,5metros en Arizona la velocidad de loscúmulos globulares de estrellas queorbitan alrededor de la galaxia elíp-tica gigante M87. Y han encontradouno que se está escapando de lagalaxia a más de mil kilómetros porsegundo, es decir, a más de tresmillones de kilómetros por hora. Elgrupo de científicos ha bautizado alcúmulo como HVGC-1, u objetonúmero 1 del recién inaugurado catá-logo de cúmulos globulares de altavelocidad. Hasta ahora eran conoci-dos numerosos ejemplos de estrellasa la fuga, astros que son despedidosdesde las galaxias al espacio exte-rior, vagando sin rumbo en el mediointergaláctico. Este peculiar hecho seproduce como consecuencia de lostirones gravitacionales que las estre-llas pueden sufrir entre ellas y con elpozo de potencial que tienen todaslas galaxias en su centro. Sin

embargo, esta es la primera vez quese encuentran evidencias de queeste mismo hecho ocurra con todo uncúmulo de estrellas. Los cúmulos globulares son vestigiosde las épocas de formación de lasgalaxias y contienen algunas de lasestrellas más viejas de las mismas.Se produjeron al colapsarse gigantesnubes de gas, antes de que estascayeran al disco plano de la galaxia,formando aglomeraciones de variosmiles de estrellas concentradas alre-dedor de un centro de gravedadcomún y diferente del de la galaxia.Estos cúmulos tienen órbitas muyestables alrededor de los centrosgalácticos, aunque en la zona de loshalos esféricos de las galaxias, fueradel plano donde orbitan la mayoría delas estrellas en una galaxia espiral.En nuestra Galaxia se han encon-trado unos ciento cincuenta de estoscúmulos globulares. Y, a pesar de sermucho más masivos que las estrellaindividuales, las órbitas de los cúmu-los pueden verse alteradas por lainteracción con otras galaxias siestas pasan lo suficientemente cercade ellos.La galaxia Messier 87 o Virgo A esuna elíptica supergigante y lasegunda más brillante del cúmulo degalaxias de Virgo, a más de cin-cuenta millones de años luz de laTierra. Esta galaxia es un prototipode galaxia con un núcleo activo, queemite en todas las longitudes deonda, desde los rayos X a las ondas

de radio, como fruto de la interacciónde la materia con el intensísimocampo de gravitación del agujeronegro supermasivo de su centro. Elaspecto elíptico de esta galaxia sedebe probablemente a la interaccióncon muchas otras galaxias más ena-nas del denso espacio del cúmulo degalaxias al que pertenece, y que hanhecho que M87 creciera hasta alcan-zar un tamaño tres veces mayor queel de nuestra Vía Láctea. De hecho,

en su interior no hay solo un agujeronegro supermasivo, sino dos, lo quesería indicativo de la fusión de dosobjetos diferentes en un pasadoreciente. Si el cúmulo globularHVCG-1 tuvo un encuentro cercanocon uno de esos dos agujerosnegros, su trayectoria podría habersido alterada, viéndose lanzado agran velocidad fuera del sistema.

Enrique Pérez Montero (IAA)

Un cúmulo queescapa de su galaxiaa más de milkilómetros porsegundo hainaugurado un nuevocatálogo, el decúmulos estelares dealta velocidad

Un cúmulo estelar fugitivo

Concepción artística del cúmulo HVGC-1Fuente: David A. Aguilar (CfA)

Se firma el contrato para la construcción de MEGARA, el próximo instrumento óptico parael Gran Telescopio Canariasu Recientemente ha tenido lugar la firma del convenio entre la Universidad Complutense y laempresa GRANTECAN para la construcción de MEGARA (Multi-Espectrógrafo en GTC de AltaResolución para Astronomía), el próximo instrumento óptico del Gran Telescopio Canarias. Lideradopor investigadores de la Universidad Complutense de Madrid, su construcción se llevará a cabo através de un consorcio de instituciones españolas y mexicanas, entre las que se encuentra el Institutode Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).MEGARA utilizará la última tecnología en fibras ópticas, necesarias para cubrir el cielo de forma con-tigua, y en elementos dispersores -las conocidas como redes holográficas-. El uso de estas tecnolo-gías en un instrumento con alta resolución espectral combinado con el gran tamaño del espejo delGran Telescopio CANARIAS (GTC) no tiene precedentes y permitirá abordar problemas hasta ahorafuera del alcance de los astrónomos. http://guaix.fis.ucm.es/megara

EN BREVE:

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u El 11 de septiembre de 2013una roca con la masa de un cochepequeño chocó contra la Luna y pro-dujo un destello casi tan brillantecomo la estrella Polar. Se trata de lacolisión más potente detectadahasta la fecha y su destello, de unosocho segundos, el más longevo eintenso observado. Investigadoresde la Universidad de Huelva y delInstituto de Astrofísica de Andalucía(IAA-CSIC) publicaron el análisis delimpacto en la revista MonthlyNotices of the Royal AstronomicalSociety.“En ese momento fui consciente deque acababa de ser testigo de unacontecimiento extraordinario”,declaraba José María Madiedo,investigador de la Universidad deHuelva (UHU) que detectó la coli-sión. El hallazgo fue posible graciasa dos telescopios del ProyectoMIDAS (acrónimo en inglés de

Sistema de Detección y Análisis deImpactos en la Luna), desarrolladopor Madiedo conjuntamente conJosé Luis Ortiz, del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).Estos impactos los producen, mayo-ritariamente, fragmentos de cometasy asteroides que giran alrededor delSol y que técnicamente se conocencomo meteoroides. La Tierra poseeuna atmósfera protectora que evitaque la mayoría de los metoroidesque impactan contra ella alcancen elsuelo, pero la Luna carece de eseescudo y hasta los fragmentos máspequeños pueden chocar contra susuperficie y producir un cráter.

Quince toneladas de TNTComo este tipo de impactos tienelugar a velocidades de decenas demiles de kilómetros por hora, lasrocas se funden y vaporizan instan-táneamente en el punto de impacto.“Por eso no llamamos meteoritos aestas colisiones, ya que ese términoimplica que haya fragmentos”,aclara José Luis Ortiz (IAA-CSIC). Elchoque produce una súbita eleva-ción de la temperatura, que da lugara un destello que se observa contelescopios en tierra y que presentauna duración media de una fracciónde segundo -muy por debajo de los

ocho segundos que tardó en extin-guirse el brillo del impacto del 11 deseptiembre-. El análisis llevado a cabo porMadiedo y Ortiz calcula que el nuevocráter podría medir unos cuarentametros de diámetro, y que el meteo-roide que produjo el impacto presen-taba una masa de unos cuatrocien-tos kilos y un diámetro comprendidoentre 0,6 y 1,4 metros. Se trata decifras aproximadas, ya que su deter-minación depende sobre todo de unparámetro físico no muy bien cono-cido, denominado “eficiencia lumi-nosa”. La colisión tuvo lugar a unossesenta y un mil kilómetros por horaen la zona conocida como MareNubium (Mar de las Nubes), unaantigua cuenca de lava solidificadacon una extensión similar a la de laPenínsula Ibérica.La energía implicada en el impacto

fue enorme: equivalente a la detona-ción de unas quince toneladas deTNT. Es, por tanto, al menos tresveces más potente que el mayorimpacto detectado hasta la fecha enla Luna por la NASA y que fue gra-bado por la agencia espacial esta-dounidense el 17 de marzo delpasado año.Los resultados que se obtienen delanálisis de estos destellos de impac-tos en la Luna permiten conocer lafrecuencia con la que los meteoroi-des colisionan con la Tierra. Una delas conclusiones de esta investiga-ción apunta a que la frecuencia conla que se producen los impactos con-tra nuestro planeta de rocas de untamaño similar a la que impactó en laLuna el 11 de septiembre podría serhasta casi diez veces más alta de loque hasta ahora pensaba gran partede la comunidad científica.

Se observa el mayor impacto de unaroca contra la Luna La colisión,observada porinvestigadores de laUniversidad deHuelva y del Institutode Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC),produjo un destellocasi tan brillantecomo la estrella Polar

u En nuestro entorno galáctico solouna de cada dos millones de estrellases de tipo O, una clase cuyos miem-bros tienen desde dieciséis a más decien masas solares y una luminosidadde hasta varios millones de veces ladel Sol. Estas estrellas, que culminanen explosiones de supernova, influyende modo determinante en la estruc-tura y evolución de las galaxias.Además, son las responsables de laexistencia de, entre otros, algunos delos elementos que nos componen,

pero su escasez dificulta su conoci-miento. El catálogo GOSSS, queacaba de publicar los datos de 448objetos, abre una ventana a estosgigantes estelares. Las estrellas se clasifican en los tiposO, B, A, F, G, K y M (donde las prime-ras son las más masivas y calientes)dependiendo de las líneas que pre-senten sus espectros, que se obtienenhaciendo pasar su luz por un prisma yque corresponden a los diferentes ele-mentos químicos que las componen.

GOSSS se ha diseñado para evitar el carácterincompleto y poco homogéneo de lasmuestras anteriores, que conducían a erroressistemáticos en la clasificación de las estrellas

El sondeo GOSSS abre la puerta alestudio de las estrellas de masa extrema

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u Hasta ahora parecía que los siste-mas de anillos eran un rasgo exclusivode los planetas gigantes, Júpiter,Saturno, Urano y Neptuno. Sinembargo, un pequeño objeto de ape-nas doscientos cincuenta kilómetros dediámetro acaba de ingresar en esereducido grupo: una ocultación estelarha mostrado que (10199) Chariklo(Cariclo en castellano), un planetamenor situado entre Saturno y Urano,presenta dos densos anillos, posible-mente formados por hielo de agua. Elhallazgo, publicado en la revistaNature, implica que los anillos pueden

ser estructuras más comunes de lo quese pensaba, al menos en las regionesmás externas del Sistema Solar.El descubrimiento fue posible gracias ala observación, desde ocho enclavesdistintos, del paso de Cariclo pordelante de una estrella (una oculta-ción), que en este caso produjo resulta-dos inesperados. Además de los even-

tos típicos, correspondientes alcomienzo y final de la ocultación, losastrónomos hallaron otros dos eventosbreves difíciles de explicar. "Estábamos muy sesgados por la ideade que los eventos breves de oculta-ción se debieran a material que Cariclopudiera expulsar en chorros, como lohacen los cometas, ya que este objeto

tiene algunas propiedades y hasta laórbita parecida a las de los cometas",apunta José Luis Ortiz, investigador delInstituto de Astrofísica de Andalucía(IAA-CSIC) que participa en elhallazgo. "Tras dar muchas vueltas a los datosme di cuenta de que estábamos detec-tando material que se distribuía en una

Hallado el primer sistema de anillos en un cuerpodel Sistema Solar que no es un planetaCariclo, un objeto deunos doscientoscincuenta kilómetrosde diámetro, muestrados anilloscompuestosposiblemente porhielo de agua

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Pero si los datos presentan mala cali-dad o distintas técnicas de observa-ción pueden producirse errores en laclasificación: por ejemplo, en algunoscatálogos la estrella theta1 Orionis Aaparece como de tipo O, cuando enrealidad es de tipo B. Y no se trata deun caso aislado. “GOSSS (Galactic O-Star Spectros-copic Survey) presenta mejoras sus-tanciales con respecto a catálogosanteriores -destaca Alfredo Sota,investigador del Instituto de Astrofísicade Andalucía (IAA-CSIC) que enca-beza la publicación de los datos-. Setrata de un proyecto muy ambicioso encuanto a la cantidad de objetos y a lacalidad de los datos, que aportará unamuestra homogénea, con datos deambos hemisferios y que se actuali-zará constantemente, de modo queconstituye una herramienta realmentesólida”, concluye el investigador. El espectro de un objeto celeste nospermite conocer sus característicasesenciales, como la distancia, edad,luminosidad o incluso la tasa de pér-dida de masa. Información muy nece-saria en el caso de las estrellas de tipoO, sobre las que aún no disponemosde una teoría completa sobre su naci-

miento y evolución. La muestra deGOSSS, que abarcará cuando secomplete un total de mil estrellas detipo O (en torno a un 2% del total de laVía Láctea), permitirá resolver cuestio-nes esenciales sobre estas tradicional-mente esquivas estrellas.

Cinco catálogos en unoUna característica esencial de lasestrellas de masa extrema reside enque casi nunca se hallan en solitario,sino que forman sistemas dobles, tri-ples o múltiples de mayor orden. “Unrasgo afortunado que permite conocerla masa de cada una de ellas, pero

también desafortunado porque variasestrellas próximas pueden parecer unúnico objeto desde nuestra perspec-tiva y porque estudiar este tipo de sis-temas resulta técnicamente muy com-plejo”, señala Jesús Maíz (IAA-CSIC),investigador principal de GOSSS.Para afrontar el estudio de los siste-mas múltiples, investigadores del pro-yecto GOSSS han desarrollado cuatrocatálogos paralelos: OWN, IACOB,NoMaDS y CAFÉ-BEANS. Los dosprimeros están realizando, en elhemisferio sur y norte respectiva-mente, espectroscopía de alta resolu-ción y en diferentes épocas de una

submuestra de GOSSS con el objetivode hallar estrellas binarias, determinarsus características y medir sus órbi-tas. NoMaDS es una extensión deIACOB a estrellas algo más débiles yCAFÉ-BEANS completará el trabajode OWN sobre un tipo específico deestrellas binarias en el hemisferionorte. Estos catálogos se completan con laobtención de imágenes en alta resolu-ción y, en conjunto, proporcionan lavisión más completa hasta la fecha delas estrellas de tipo O. Un trabajo queya está aportando resultados destaca-dos, como el hallazgo de la estrellamasiva con el campo magnético másintenso hallado hasta ahora (unasveinte mil veces más intenso que eldel Sol).El proyecto GOSSS, que arrancó en2007 y lleva empleadas más de dos-cientas cincuenta noches de observa-ción, se desarrolla en el Observatoriode Sierra Nevada (Granada), elObservatorio de Calar Alto (Almería),el Observatorio de La Palma (telesco-pio William Herschel) y elObservatorio de Las Campanas(Chile). Silbia López de Lacalle (IAA)

La estrella Pismis 24-1, un sistema múltiple de estrellas masivas. A principios de estesiglo se estimó que su masa estaba entre 210 y 291 veces la del Sol. Observacionesmás recientes muestran Pismis 24-1 como dos fuentes puntuales claramente separa-das. Además, una de las dos fuentes puntuales es en realidad un sistema de dos estre-llas, elevando el número total a tres. Las masas (una vez resuelto el sistema en trescomponentes) resultan ser de ~96, ~64 y ~64 masas solares, valores elevados peromuy inferiores a la estimación anterior. Fuente: NASA, ESA y Jesús Maíz (IAA).

Concepción artística de Cariclo y su sistema de anillos (IAA)

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elipse alrededor de Cariclo, formandoun anillo como el de Saturno. En esemomento todo empezó a aclararse yno solo encajaron todas las piezas delpuzle, sino que pudimos explicar otrosfenómenos extraños que se habíanobservado años antes", continúa elastrónomo.Cariclo es el mayor de una poblaciónde objetos llamados centauros, que sedistribuyen en una extensa región entreJúpiter y Neptuno y que compartencaracterísticas tanto con los cometascomo con los asteroides. Entre 1997 y2008 Cariclo mostró un, hasta ahora,inexplicable descenso de brillo, acom-pañado de la desaparición de la señalque indica la presencia de hielo.

"Creemos que el hielo de agua no seencuentra en la superficie de Cariclo,sino en su sistema de anillos. Y cuandono se detectó el hielo fue precisamenteen un momento en el que los anillos sehallaban de canto, de forma que ape-nas se veían porque son muy finos",detalla René Duffard, investigador delIAA-CSIC que participa en el hallazgo."Sabemos que los anillos de Saturnoestán formados por hielo de agua enun gran porcentaje, así que los deCariclo serían una versión pequeña delos anillos de Saturno", concluye.Los anillos, separados por una zonaestrecha y oscura, muestran unaanchura de siete y cinco kilómetros res-pectivamente y presentan una masa

total equivalente a un cuerpo helado decuatro kilómetros de diámetro. Su posi-ción indica que o bien se trata de unsistema formado recientemente o bienque existe un cuerpo, lo que sueleconocerse como "satélite pastor", quecontribuye a que los anillos permanez-can confinados pero que aún no se hadetectado. Los astrónomos barajan varias explica-ciones sobre el origen de los anillos,pero creen que es muy posible que ten-gan relación con la existencia de satéli-tes, que pudieron impactar y generarun disco de "escombros" en torno aCariclo. Aunque el hallazgo de anillosen un planeta menor parece apuntar aque se trata de estructuras más comu-

nes de lo que se pensaba, por ahoraCariclo es un objeto excepcional. El hallazgo ha sido posible gracias auna red de telescopios distribuidaentre Chile, Brasil, Argentina yUruguay, algunos de los que fueron uti-lizados en remoto desde Granada porel observador del grupo de investiga-ción del IAA-CSIC Nicolás Morales.Debido al reducido tamaño y la lejaníade Cariclo, el sistema se ve como unpunto de luz incluso con los telesco-pios más potentes, y solo con la téc-nica de las ocultaciones estelares hapodido distinguirse la existencia de losanillos (aunque no disponemos imáge-nes de ellos). Silbia López de Lacalle (IAA)

u Conocer qué ocurre dentro delas estrellas resulta imprescindiblepara datar las poblaciones estelares yconstreñir así los modelos cosmológi-cos, o para determinar la masa y eltamaño de los planetas hallados entorno a otras estrellas, entre otros. Yla astrosismología, o el estudio de lasoscilaciones estelares, se presentacomo la única vía de acceso al interiorestelar. Ahora, un estudio encabe-zado por investigadores del Institutode Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) muestra por primera vez la vali-dez de esta herramienta en el estudiode estrellas más masivas y calientesque el Sol. “Gracias a la astrosismología conoce-mos con precisión la estructurainterna, masa, radio, rotación o evolu-ción de estrellas de tipo solar, pero nohabíamos sido capaces de aplicaresta herramienta con eficacia al estu-dio de estrellas más masivas y calien-tes", destaca Juan Carlos Suárez,

investigador del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).La sismología estelar consiste, encierto sentido, en concebir las estre-llas como cavidades resonantes,donde el movimiento del gas generaondas sonoras que se propagan.Muchas de esas ondas tienden a des-vanecerse pero, si existe un meca-nismo que las sustente, alcanzan unestado estacionario y deforman lasuperficie de la estrella, produciendodistintos modos de oscilación (obser-vados como cambios locales en brilloy temperatura).Al atravesar distintas zonas de laestrella los modos de oscilación seven afectados y, dependiendo de pordónde han pasado, se concretarán enuna deformación u otra en la superfi-cie. “Algunos modos son más sensi-bles a lo que ocurre en el interior,otros a lo que ocurre en superficie yotros al tamaño del núcleo. Y todosdependen de la composición química,

estructura interna y edad de la estre-lla. Nosotros empleamos modelosmatemáticos para determinar qué tipode estructura y características permi-ten que esos modos se observen”,explica Juan Carlos Suárez (IAA-CSIC)

Un gran avance en la físicaestelarSu estudio se ha centrado en un tipo

de estrellas conocidas como delta-Scuti, cuya masa fluctúa entre 1,5 y2,5 veces la del Sol y que rotan tanrápido que llegan a deformarse (enlugar de ser esféricas tienden aachatarse). Debido a la rápida rota-ción su espectro de oscilacionesresulta muy difícil de interpretar y,aunque se habían detectado patro-nes estables, se desconocían suspropiedades físicas.

Los "terromotos" estelares permiten conocerel interior de las estrellas más masivas ycalientes que el SolLa propagación de ondas sonoras en el interiorde las estrellas produce oscilaciones en susuperficie, cuyo estudio permite conocer laestructura interna y la edad de las estrellas.Esta técnica se ha mostrado por primera vezeficaz para estudiar en detalle estrellas másmasivas que el Sol

Arriba: estructura interna de una estrella delta-Scuti, que muestra un núcleo, unacapa radiativa extensa y una capa convectiva muy fina (IAA). Debajo: animaciónque muestra dos modos de oscilación del Sol (David Guenther, Saint Mary´s Univ.).

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u Conocer las propiedades deuna estrella podría ser tan sencillocomo tomar una imagen y medir subrillo (lo que se conoce como foto-metría) si el medio que atraviesanuestra línea de visión fuera transpa-rente. Pero el medio interestelar sehalla salpicado de polvo, queabsorbe y dispersa la luz y provocaque los objetos parezcan menosluminosos y más rojos -o fríos- de loque en realidad son. Un efecto que,con un trabajo publicado reciente-mente, por fin puede corregirse deforma eficaz. “En la longitud de onda de la luz queven nuestros ojos, el visible, de cadabillón de fotones emitidos por unaestrella en el centro de la Vía Lácteasolo uno consigue alcanzarnos -señala Jesús Maíz Apellániz, investi-gador del Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC) que encabezala publicación-. Este es un ejemplo

extremo de cómo el polvo afecta a laluz de las estrellas, un fenómeno quese produce con menos intensidadpero sin excepción en todos losentornos”. Así, en todas las observacionesastronómicas deben corregirse losefectos del polvo antes de intentarextraer las características de unobjeto. Y el investigador del IAA,junto con un grupo internacional decolaboradores, comprobó que lasleyes empleadas hasta ahora paracalcular la extinción de la luz produ-cida por el polvo, que datan de 1989,presentaban importantes limitacio-

nes y, entre otras cosas, aportabanestimaciones de temperatura erró-neas para las estrellas. De modo queasumieron la tarea de cambiar esasleyes.

Unas leyes nuevas para unproblema antiguoEl método ideal para ello residía endisponer de un grupo de objetoscuyas características (brillo, tempe-ratura...) se conocieran de antemanode manera fidedigna medianteespectroscopía y compararlas conlas que aporta la fotometría sometidaa la corrección con las leyes de

extinción tradicionales. Así, cualquierdesviación permitiría detectar loserrores y corregir las leyes. “Necesitábamos datos perfectospara una muestra de objetos idó-neos, y la hallamos gracias al son-deo VLT-FLAMES, un proyecto delObservatorio Europeo Austral (ESO)centrado en la nebulosa 30 Doradus,o nebulosa de la Tarántula, situadaen la Gran Nube de Magallanes”,apunta Jesús Maíz Apellániz (IAA-

El polvo del mediointerestelar extingue laluz, que llega a lostelescopios oscurecidaen todas las longitudesde onda Las limitaciones de lasleyes empleadas desde1989 para corregir esteefecto, que inducen aerrores en lacaracterización de lasestrellas, hacíannecesario un relevo

Se reescriben las leyes que determinan cómoel polvo modifica la luz que nos llega de lasestrellas

Sin embargo, el reciente resultado hadesvelado una relación, muy similar ala que existe en estrellas de tipo solar,entre determinados patrones de osci-lación de las estrellas delta-Scuti y sudensidad media. “Este trabajo da unsalto enorme al mostrar que podemosconocer estrellas hasta cuatro vecesmás masivas que el Sol con el mismodetalle que las de tipo solar”, destacaJuan Carlos Suárez. Conocer la densidad media de una

estrella permite no solo determinar sumasa y radio con exactitud, sino quetambién posibilita ceñir con precisiónel modelo que aporta el resto decaracterísticas esenciales de la estre-lla. Unas medidas que resultan indis-pensables para la determinación de lamasa, radio o edad de los planetasextrasolares -planetas que orbitanestrellas distintas al Sol-. “Cada vez se descubren más plane-tas alrededor de estrellas más masi-

vas que el Sol, y este resultado permi-tirá determinar sus características.Supone un valor añadido para lamisión PLATO (ESA), que caracteri-zará sistemas planetarios y aportarávaliosa información para comprenderel origen y evolución de los sistemasplanetarios, imprescindible en la bús-queda de vida más allá de la Tierra”,apunta Juan Carlos Suárez, miembrodel board de la misión PLATO. Este resultado ha sido posible gracias

a TOUCAN, un gestor de modelos deastrosismología desarrollado porinvestigadores del IAA y elObservatorio Virtual Español (CAB-INTA-CSIC). TOUCAN permite com-parar millones de modelos y hacerestudios estadísticos de distintosparámetros, con la ventaja de que sehalla integrado en el ObservatorioVirtual, de modo que todos los mode-los están homogeneizados. Silbia López de Lacalle (IAA

La nebulosa 30 Doradus. Fuente: NASA, N. Walborn, J. Maíz-

Apellániz y R. Barbá.

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u Hace unos once mil millones deaños, una estrella con más de cienveces la masa del Sol agotó su com-bustible y se derrumbó sobre símisma, proceso que produjo unaexplosión de rayos gamma -o unGRB, su acrónimo en inglés-, uno delos eventos más energéticos del uni-verso. Su estudio, publicado en larevista Nature, ha permitido detectarpor primera vez la firma inequívoca dela formación de un agujero negro. Esa firma consiste en una vibraciónespecífica de la luz conocida comopolarización circular. “La luz que reci-bimos del universo es el resultado dela superposición desordenada demuchas ondas electromagnéticasque vibran aleatoriamente, es decir,luz no polarizada -ilustra JavierGorosabel, investigador del Instituto

de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC/UPV-EHU) que participa en elhallazgo-. Bajo algunas circunstan-cias, la luz de algunos astros vibrapreferentemente en un plano, dandolugar a luz polarizada linealmente.Pero en este GRB hemos hallado luzque viaja como si fuera un sacacor-chos, es decir, polarizada circular-mente”. Y este tipo de polarización remite alos instantes posteriores al naci-miento de un agujero negro. Lasestrellas que producen GRBs, ade-más de muy masivas, giran muy rápi-damente sobre sí mismas, lo quegenera peculiaridades: su implosiónno se produce de forma radial, comoun globo al deshincharse, sino quesigue una forma espiral similar a laque dibuja el agua en un sumidero.

Además, su luz se emite a través dedos chorros alineados con el eje derotación que presentaba la estrellamoribunda. Pero, más importante aún, estasestrellas presentan un campo magné-tico muy intenso. Y, durante elderrumbe, el campo magnético tam-bién se arremolina en torno al eje derotación de la estrella, reforzándose.“Podríamos decir que durante el des-plome de la estrella se produce unpotente géiser magnético que surgedel motor central, o el entorno del

agujero negro, y cuyos efectos sesienten a distancias de billones dekilómetros”, apunta Javier Gorosabel(IAA-CSIC/UPV-EHU). Todo este complejo escenario pre-dice una ineludible firma: productode este géiser magnético, la luzóptica emitida a través de los cho-rros debe estar polarizada circular-mente. Y esto es, precisamente, loque han hallado los autores enGRB121014A gracias a la precisióndel Very Large Telescope (ESO) enChile. "Posiblemente lo que hemos

Se detecta, por primera vez, la firma delnacimiento de un agujero negro en unaexplosión estelarHa sido posiblegracias a laobservación, con elVery Large Telescope(ESO) de la explosiónde rayos gammaGRB121024AAunque se conocíaque estos fenómenoseran precursores delnacimiento de losagujeros negros,hasta ahora no sehabía detectadopolarización circularen su luz, la firmainequívoca de suformación

CSIC). Los investigadores, quecomenzaron este trabajo hace seisaños, partieron de una primeramuestra de mil estrellas y la reduje-ron hasta ochenta y tres objetos “idó-neos”. Tras someter esta muestra a distin-tos experimentos, que confirmaronlas grandes desviaciones que produ-cen las leyes de extinción de 1989,

desarrollaron una versión actuali-zada que, por ejemplo, reduce a untercio los errores en la determinaciónde temperaturas. De hecho, los resultados de las nue-vas leyes se acercan a la precisiónde los que se obtienen gracias a laespectroscopía, que se mantienecomo el mejor método para estudiosdetallados. “Sin embargo, gracias a

este trabajo podemos obtener esti-maciones de temperatura aceptablesmediante fotometría, con la ventajade que esta técnica permite estudiarmás objetos por unidad de tiempo”,destaca Maíz Apellániz (IAA-CSIC). La investigación llega en el momentooportuno, ya que unas leyes deextinción limitadas impiden explotarla gran calidad de los datos que

obtienen los instrumentos actuales,como el telescopio espacial Hubble.Además, nos hallamos en una épocaen auge para los sondeos fotométri-cos masivos, como la misión GAIA,que observará mil millones de estre-llas de la Vía Láctea, para los queeste trabajo será clave.

Silbia López de Lacalle (IAA)

Recuadro superior izquierda (a): Imagen de GRB121024A -señalado con líneas dis-continuas-. El destello corresponde a la explosión de una estrella aproximadamentehace once mil millones de años. cuando la edad del universo era solamente un terciodel actual. Recuadro general (b): Reproducción artística de GRB121024A, donde seobservan los chorros emergiendo de la estrella moribunda, en el centro de la que seformaría un agujero negro. La onda azul que se propaga por el chorro representa lapolarización circular detectada. Crédito: NASA, Goddard Space Flight Center/S.Wiessinger.

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detectado son los efectos que elnacimiento de un agujero negro pro-voca en su entorno", resumeGorosabel.

GRBs: de incógnita afuente de informaciónLas explosiones de rayos gammason destellos breves e intensos deradiación gamma que se producen

al azar en cualquier lugar del cielo yque se relacionan con procesosligados a sucesos catastróficos enlas estrellas. Se clasifican, según suduración, en GRBs cortos (pocosmilisegundos) y largos (hasta mediahora), generados por la fusión dedos objetos compactos y el colapsode una estrella muy masiva respec-tivamente.

La atmósfera de la Tierra es opacaa los rayos gamma, de modo quelos GRB solo se pueden captar gra-cias a detectores embarcados enaparatos espaciales, como el saté-lite Swift de la NASA, responsablede la detección de GRB121014A. Descubiertos en 1967, los GRBsconstituyeron un enigma hasta que1997 se confirmó que procedían de

galaxias muy distantes, lo que impli-caba que eran los objetos másenergéticos del universo. Apenasdos décadas después, los GRBslargos -los más conocidos- se estánrevelando como una potente herra-mienta para conocer las circunstan-cias en las que se forman los aguje-ros negros y sus efectos sobre elentorno.

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u "67P está empezando a pare-cer un cometa de verdad", comen-taba Holger Sierks (MPS), investiga-dor principal de la cámara OSIRIS, abordo de la misión Rosetta (ESA).Las imágenes tomadas por OSIRISa finales de abril muestran clara-mente un cambio en el aspecto delcometa: el núcleo se encuentra yarodeado por una envoltura de polvo,la coma, que se extiende unos miltrescientos kilómetros en el espacio. Los cometas, pequeños cuerpossólidos helados que proceden de lasregiones externas del Sistema Solar,sufren modificaciones drásticas alacercarse al Sol. Debido al aumentode la temperatura, los hielos secalientan, se evaporan (subliman) yarrastran consigo los granos depolvo, que al quedar libres reflejan laluz solar y dan lugar a la coma (lamancha difusa central que envuelveal núcleo) y las colas.El cometa 67P se halla aún a más deseiscientos millones de kilómetrosdel Sol, más de cuatro veces la dis-tancia entre la Tierra y el Sol. “Lasmúltiples campañas de observacióndel cometa realizadas desde tierrano habían permitido detectar activi-dad a distancias tan grandes del Sol.Este resultado es ya per se de unaimportancia crucial, y el primero de

los muchos que OSIRIS y Rosettanos regalarán en los próximos dosaños”, apunta Luisa M. Lara, investi-gadora del Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC) e integrantedel equipo OSIRIS. Esta primera muestra de actividadcometaria ofrece a los científicos laoportunidad de estudiar la produc-ción de polvo y las estructuras de lacoma en etapas tempranas.Además, el equipo OSIRIS hapodido, a partir de los cambios perió-dicos de brillo del cometa, establecersu rotación en 12,4 horas. “Sonveinte minutos menos que las esti-maciones realizadas a partir dedatos desde tierra, lo que sin lugar adudas tendrá implicaciones en la pla-nificación de cómo la nave Rosettaorbitará al núcleo del cometa”,apunta Luisa M. Lara (IAA-CSIC).

Una misión pionera"Es difícil de creer que, dentro de

pocos meses, Rosetta vaya a sumer-girse en esa nube de polvo pararevelarnos el origen de la actividaddel cometa", destaca Holger Sierks(MPS). Y es que, tras diez años depaseo espacial, en los próximosmeses la sonda Rosetta se va aencontrar por fin con su objetivo, elcometa 67P. La misión, que tienecomo principal objetivo el estudio delorigen y evolución de los cuerpos pri-mitivos del Sistema Solar, será la pri-mera en orbitar el núcleo de uncometa y acompañarle en su reco-rrido hacia el Sistema Solar interno.Así, será también la primera misiónque examinará de cerca la transfor-mación de un cometa al aproximarseal Sol y que, además, realice un con-tacto directo con el núcleo de este através del módulo Philae. Se trata deuna misión de una complejidad sin

precedentes, pues muchas de lasmaniobras de navegación y aterri-zaje deben realizarse de forma auto-mática sin el más mínimo margen deerror. El IAA-CSIC ha participado enla ciencia y el diseño de dos de susinstrumentos, la cámara OSIRIS yGIADA, que analizará la dinámica ycomposición de los granos de polvo.Los investigadores Pedro J.Gutiérrez, Luisa María Lara y JoséJuan López Moreno, del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC),y Rafael Rodrigo del Centro deAstrobiología (CAB, CSIC-INTA) for-man parte del equipo científico inter-nacional de OSIRIS, y participanactivamente tanto en las tareas deapoyo para asegurar el mejor rendi-miento científico del instrumentocomo en el análisis de los datos queestá recogiendo.

El cometa67P/Churyumov-Gerasimenko, objetivode la misión Rosetta(ESA), ha comenzado adesarrollar la coma,una envoltura de polvoque rodea el núcleo

La misión espacial Rosetta observa el"despertar" de su cometa

Imagen tomada por OSIRIS el 30 de abril. Se observa claramente la coma, con unosmil trescientos kilómetros de extensión. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS TeamMPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Sí, lo sé, normalmente lapregunta de un númerosirve como introducciónpara el tema del número

siguiente, pero es que tengo unabuenísima sobre esto de lo que

hemos hablado en este artículo: ¿Cómo almacenarías la receta de lastorrijas de tu abuela para estar segurode que los nietos de los nietos de tusnietos podrán seguir tomándolas enSemana Santa?

SALA limpiapor Miguel Abril (IAA)

El ganador del concursoha sido RafaelZambrana, quien, en unalarde de espíritu cientí-fico, se ha documentado

comprando varias bolsas de BocaBits(no nos dice cuántas) y ha encontradoen la muestra analizada valores deentre veintidós y veinticinco, con unamedia redondeada a la unidad deveinticuatro. Lo cual, concluye sabia-mente, equivale a tres BocaBytes.¡Enhorabuena, Rafa! Te mando tucamiseta. Pero vamos a lo que vamos:se me ha ocurrido escribir sobre alma-cenamiento de información porque elotro día vi en una librería una felicita-ción electrónica, de esas que cuandolas abres empieza a sonar elCumpleaños Feliz. Y recordé quehabía leído en algún sitio que el poderde cálculo y la capacidad de almace-namiento de una de esas tarjetas sonmayores que los de las computadorasde hace unas décadas. Entonces medio por reflexionar sobre lo sorpren-dente que es que hayamos llegadodonde hemos llegado, sobre todo sitenemos en cuenta los orígenes.Todos tenemos en mente la imagen dealguna película en blanco y negro deesos gigantescos ordenadores queocupaban una habitación entera y enlos que los unos y ceros se represen-taban por válvulas, semejantes a gran-des bombillas (pero bombillas de lasde verdad, de las que se encendíancuando le dabas al interruptor y nocuando a ellas les parece bien). Y, sinembargo, las válvulas no fueron, nimucho menos, los orígenes. Antes sehabía pasado por ingenios mecánicosfabricados con tecnología de la época

dorada del ferrocarril, que recordabana aquellos preciosos artilugios que elCapitán Nemo llevaba en su subma-rino. Pero más sorprendente todavíafue el siguiente paso, cuando AlanTuring y compañía, en su afán por evi-tar los problemas de velocidad y fiabi-lidad inherentes a las computadorasmecánicas basadas en engranajes,idearon un sistema de almacena-miento basado en… ¡tubos de mercu-rio! Los ceros y los unos llegaban a unextremo del tubo, que medía en torno

a un metro y medio, en forma deimpulsos eléctricos. Estos se conver-tían en ondas sonoras intermitentesque viajaban con relativa lentitud a tra-vés del mercurio hasta el otro extremodel tubo, donde se convertían denuevo en impulsos eléctricos, que sevolvían a dirigir a la entrada de la tube-

ría, para repetir el proceso indefinida-mente. Sorprendentemente, aquello funcio-naba, pero resultaba inviable paragestionar memorias más allá de unpuñado de bits. La verdadera revolu-ción llegó en la década de los sesentay setenta del pasado siglo con la irrup-ción en la industria del transistor(inventado en 1947), que permitióaumentar drásticamente la capacidadde procesamiento y almacenamientode los ordenadores, de acuerdo con laLey de Moore. Como la confianza daasco y esta ley ya es como de la fami-lia, no nos impresiona tanto, pero es

una verdadera burrada, porque esta-blece empíricamente que desde hacecasi cincuenta años, aproximada-mente cada dieciocho meses se havenido doblando el número de transis-tores en los circuitos integrados, con elconsiguiente aumento en la capacidadde procesamiento y almacenamiento.

Claro, así hemos pasado de los pocosbits de las memorias de tubos de mer-curio de Turing a los discos duros dekilobytes en los años ochenta,megabytes en los noventa y gigabytesen la década pasada, que ahoracaben en un pen-drive más pequeñoque un sello de correos (son esascosas que se pegaban en sobrescuando no había e-mail, niños. Os lohabéis perdido, te dejaban chuparlossin regañarte). Y ahora un disco durode un ordenador normalito viene yacon terabytes, y los servidores distri-buidos de grandes proyectos o busca-dores trabajan con petabytes, nombreeste tan absurdo que la mismísimaseñora esposa del que se lo inventó lepidió que lo cambiara por otro menosridículo. A lo que él contestó: “no tepreocupes, si esto no lo va a usarnadie”. Y míranos ahora, llenandopetabytes como quien come pipas enel cine. “Además, –añadió él– nadiese rio cuando inventé los Peta Zetas”.Bueno, ¿y qué nos depara el futuro?Pues, según los expertos, varias revo-luciones. Ordenadores cuánticos, enlos que un bit (llamado aquí qubit) nosolo puede ser 0 y 1, sino tambiénpasar a un estado conocido comosuperposición coherente y tomar losdos valores a la vez. Tecnologíasbasadas en superconductores, queno solo incrementarán drásticamentela velocidad de procesamiento sinoque también permitirán almacenaringentes cantidades de informaciónsin consumir apenas energía.Ordenadores biológicos, en los que seutilizarán organismos vivos o suscomponentes para realizar cálculoscomputacionales. Como tantas otrasveces en el campo de la tecnología,parece que la realidad va a superar laficción.

la respuesta:¿Cuál es la capacidad de almacenamiento de una bolsa deBocaBits?

(*) Como siempre, podéis mandar vuestras respuestas a mabril@iaa.es

¿Serán losordenadores biológicos

el futuro de lacomputación? Antes

hay que resolveralgunos problemas.Dibujo: Miguel Abril.

la pregunta:

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A) EN UN TROZO DE PAPEL, POR SUPUESTO. B) EN UNA CINTA MAGNÉTICA, POR SUPUESTO.C) EN UN DISCO DURO, POR SUPUESTO.D) EN UN PEN-DRIVE, POR SUPUESTO.E) EN LA NUBE, POR SUPUESTO.

RESPUESTAS

En el caso ideal una estrella es un objetocon una simetría aproximadamente esfé-rica, lo que implica una pérdida de masa yla formación de NPs en consecuencia. Perola naturaleza real no es tan simple, y nosmuestra una enorme riqueza y diversidadmorfológica cuando de NPs se trata. Lamayor parte de las NPs resueltas por lostelescopios muestran simetrías distintas ala esférica: se observan NPs anulares, elíp-ticas, bipolares, multipolares, helicoidales eirregulares. En la actualidad se trabajaintensamente en el esclarecimiento de lasdiversas morfologías de las NPs. Muchas

de las simetrías pueden explicarse por efec-tos de perspectiva a partir de una morfolo-gía real básica de tipo bipolar, similar a undiábolo. Para explicar la bipolaridad se hanpropuesto una gran diversidad de mecanis-mos, entre ellos la misma rotación de laestrella, la existencia de una estrella com-pañera, un sistema planetario o el efecto decampos magnéticos. Parece haber una relación entre la masa dela estrella progenitora de la NP y la morfo-logía, según la cual las estrellas menosmasivas producen NPs esféricas y las másmasivas generan NPs bipolares o en casosextremos irregulares, mientras que las elíp-ticas corresponderían a estrellas de masaintermedia entre ambos extremos. Las

estructuras de tipo helicoidal y multipolarparecen estar relacionadas con la precesióndel eje de rotación de la estrella centralaunque aún se discute la razón de la prece-sión misma. Con la mejora en las observaciones y laampliación del espectro electromagnéticoempleado se han detectado estructurasmás complejas (por ejemplo anillos, rayos,halos o grumos) incluso en las NPs que ini-cialmente se creían más simples. Hoy porhoy se busca de manera afanosa la explica-ción de estas estructuras y su dinámica.Las NPs representan una de las áreas másdinámicas y fascinantes de la astrofísicamoderna y prometen aún la revelación demuchos secretos.

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR ALEJANDRO MÁRQUEZ LUGO

(IAA-CSIC)

Incertidumbres

A finales del siglo XVIII se estaban catalo-gando los objetos astronómicos de aspectonebuloso, entre los que se encontrabanunos de apariencia gaseosa y con unaúnica estrella central. Por su parecidosuperficial con los planetas exteriores delSistema Solar se los denominó nebulosasplanetarias (NPs), aunque no existe rela-ción entre ellas y los planetas.Ahora se sabe que las NPs son una etapaevolutiva tardía de las estrellas de masabaja e intermedia, esto es, entre 0.8 y ochoveces la masa solar. El proceso general deformación de las NPs está razonablementebien entendido dentro del contexto de lateoría de la evolución estelar. Las estrellasson enormes esferas de hidrógeno que,debido a su autogravitación, están someti-das a un proceso de contracción más omenos intenso en función de su masa. Lasestrellas, durante la mayor parte de su exis-tencia, generan energía a partir de reaccio-nes de fusión nuclear del hidrógeno que seencuentra en su centro, que alcanza unatemperatura de unos veinte millones degrados. Esta energía, en su camino hacia el

exterior de la estrella, produce una presiónque se contrapone a la contracción gravita-cional alcanzando un estado de equilibriohidrostático. Típicamente, solo el 10% delhidrógeno de la estrella está disponible parala fusión y, más tarde o más temprano, elcentro de la estrella comienza a llenarse denúcleos de helio; entonces el ritmo de lasreacciones de fusión de hidrógeno decae ycon él la producción de energía. Esto haceque la contracción gravitacional venza a lapresión interna y la estrella se comprime. En este punto se dispara un proceso deautorregulación: la contracción gravitacio-nal de la estrella aumenta la temperatura desu centro y, cuando alcanza los cien millo-nes de grados, los núcleos de helio colisio-nan y se fusionan para formar carbono (eincluso oxígeno). Esta energía es suficientepara volver a hinchar la estrella, quealcanza un radio de varias decenas demillones de kilómetros. La enorme expan-sión de las capas externas las enfría, por loque se vuelven más rojas. A esta fase dedesarrollo se le llama estrella gigante roja. Mientras el núcleo estelar fusiona helio, lacapa de hidrógeno inmediatamente porencima de este alcanza la temperaturanecesaria para fusionarse, y cuando la

estrella tiene reacciones nucleares demanera simultánea en dos zonas distintassu producción energética se hace muyinestable. Esto provoca sucesivas rupturasdel equilibrio hidrostático, lo que implicaque la estrella pulse y, dado que sus capasmás exteriores están sujetas muy débil-mente por la gravedad, terminan por des-prenderse. Así pues, las NPs son estrellas que hanexpulsado sus capas externas dejandoexpuesto su núcleo. Este, que recibe elnombre de enana blanca, presenta un radiosimilar al de la Tierra, una temperaturasuperficial de varias decenas de miles degrados y emite intensamente en el ultravio-leta. Dado que en el interior de la enanablanca han cesado las reacciones nuclea-res, no se trata propiamente ya de unaestrella sino de un remanente. El materialexpulsado forma una envoltura de gas ypolvo a su alrededor, que absorbe parte dela radiación ultravioleta y luego la reemitede maneras características que dependendel tipo de material y de sus condicionesfísicas. El polvo una NP reemite la mayorparte de su energía en forma de radiacióninfrarroja mientras que el gas lo hace en laparte óptica del espectro.

Pilares científicos

LAS NEBULOSAS PLANETARIAS

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Imagen de fondo, crédito de Julie Schmidt.

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

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

LA FÍSICA DE PARTÍCULAS, ASTROPARTÍCULAS Y LAFÍSICA NUCLEAR EN NUESTRAS VIDAS

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

R E C O M E N D A D O S

h t t p : / / r a d i o s c o p i o . i a a . e s

THE BIG VAN THEORY: CIENTÍFICOS SOBRE RUEDAS

http://www.i-cpan.es/contenidos/index.php/ExpoAplicaciones/ExpoAplicaciones

“INVENTAR EN EL DESIERTO”. TRES HISTORIAS DE GENIOS OLVIDADOSEn Piedrabuena (Ciudad Real), hace ciento y pico años pasaban cosas muy raras: un tal Sánchez se fue aEstados Unidos y al volver montó en el pueblo una fábrica revolucionaria (porque fabricaba un aparatopara ver a la gente por dentro y porque pagaba sueldos justos; una de estas dos cosas es revolucionariatodavía hoy). Por esos años cundió también la monomanía de diseñar y fabricar el submarino perfecto:con periscopio o sin él, a hélice o a brazo, para recuperar el imperio o para mariscar. La cosa, en el casode Peral, Monturiol y otros, acabó en naufragio, aunque tuvieran a Julio Verne de su parte. No nos olvi-damos tampoco de un sabio llamado Cervera que, hasta donde sabemos, es posible que inventara laradio. Y ya puestos a innovar, nada como lo de aquel señor cura de Segorbe (Castellón) que hacía músi-ca electrónica y diseñaba sintetizadores mientras Franco andaba por ahí bajo palio.Ni santos, ni visionarios, ni locos: genios españoles. En medio de la nada, o en un país que los saludócomo a reyes y los olvidó como a mendigos.Con una historia que merece ser contada y leída… por aquello de conocer el pasado y repetirlo un pocomenos.Autor: Miguel A. Delgado

El proyecto Consolider-Ingenio CPAN (Centro Nacional de Física de Partículas, Astropartículas yNuclear) presenta 'La física en nuestras vidas', una exposición itinerante que muestra al públicolos principales beneficios y desarrollos tecnológicos surgidos de la investigación básica.Mediante imágenes y textos se muestra el nacimiento de la World Wide Web en el CERN, el des-arrollo de técnicas de diagnóstico y terapia en Medicina o las aplicaciones de los aceleradores departículas en energías renovables, industria o estudios sobre patrimonio artístico, entre otrosámbitos. La exposición comienza su andadura en el Museo de las Ciencias Príncipe Felipe deValencia y visitará varias ciudades españolas en los próximos meses.

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¡Rayos cósmicos! ¿Bacterias que producen electricidad? ¡Las bacterias forman ejércitos! ¿Quéexiste más allá de la genética? The Big Van Theory, La Teoría del Furgonetón, es un grupo decientíficos investigadores de día, monologuistas científicos de noche, procedentes de diferentescampos: física, bioquímica, matemáticas... A través del género teatral del monólogo, estos cien-tíficos suben al escenario para divulgar, de forma entretenida y divertida, diversos temas y fenó-menos de la ciencia. Un espectáculo para aprender y difractarse de risa. Pero hay mucho más:talleres, cursos de comunicación, monográficos... Súbete a la furgoneta de la ciencia conTheBigVanTheory.

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