INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍACONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

http://www.iaa.csic.es/revista.html OCTUBRE DE 2003 NÚMERO: 11

INFORMACIÓN yACTUALIDAD ASTRONÓMICA

http://www.iaa.csic.es

EL NACIMIENTO DE LASGRANDES ESTRELLAS

Tras la brillante nebulosa se oculta el Núcleo Molecular de Orión: una pequeña condensación que encierra el embrión de una gran estrella.

COMO SE FORMAN LAS

TRANSITANDOPOR EL SOL

EL ROMPECABEZASDE LA SUPERNOVA

SN2002IC

ENTREVISTA A

ROBERTO J. TERLEVICH

MEDIO INTERESTELAR:ENTRE LAS ESTRELLAS

Dirección: José M. Vílchez. Coordinación de Secciones: Antonio Alberdi, Emilio J. Alfaro, José María Castro, LuisMiranda, Olga Muñoz, Miguel Ángel Pérez Torres, Jose Carlos del Toro Iniesta, José M. Vílchez. Edición:Francisco Rendón Martos, Silbia López de Lacalle. Diseño y Maquetación: Francisco Rendón Martos. Imprime:EUROPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Especial DIF 2001-4284-E del Programa Nacional de Difusiónde la Ciencia y la Tecnología, del Ministerio de Ciencia y Tecnología.

Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor.

Instituto de Astrofísica de Andalucíac/ Camino Bajo de Huétor 24 , 18008 Granada. Tlf: 958121311 Fax: 958814530. e-mail: revista@iaa.es

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

SUMARIOInvestigación

El nacimiento de las grandes estrellas ..................3Mayra Osorio

Entre las estrellas ....................................................6Silbia López de Lacalle

Ventana Abierta

Mil artículos científicos del IAA ............................8 Rafael Rodrigo

Charlas con Roberto J. Terlevich ................10

Actualidad Científica

Transitando por el Sol ..........................................12Olga Muñoz

El rompecabezas de la supernova SN2002ic ......13Miguel Ángel Pérez Torres

Actividades IAA ................................................14

Agenda ..................................................................16

Investigar cómo nace unaestrella es una tarea difícil, puesto queen las primeras etapas de su vida lasestrellas se encuentran aún rodeadasde su envoltura originaria, una nubedensa de gas y polvo que dificulta suobservación. Por ello, existen pocasobservaciones directas, en longitudesde onda en las que el medio sea trans-parente y que, además, nos proporcio-nen información a una escala suficien-temente pequeña para ver en detalle loque ocurre en el interior de la nube.

Afortunadamente, existen métodosindirectos con los cuales ha sido posi-ble inferir cómo ocurre este proceso,mediante modelos que simulan lascondiciones físicas y el transporte de laradiación a través de la envoltura, ypermiten obtener la distribución espec-tral de energía final que le llegaría alobservador. De este modo, las propie-dades físicas de la protoestrella se

deducen por comparación del espectroteórico con el observado, ajustandoparámetros tales como la distribuciónde densidad y temperatura de la envol-tura, tamaños, forma y composición delos granos de polvo que la constituyen,etc. En el caso de las estrellas de masasimilar a la de nuestro Sol (considera-das de baja masa), para las que existeuna amplia base de datos, está relati-vamente bien establecido que el proce-so se inicia con el colapso gravitatoriode un fragmento de nube molecular,en la cual se forma un objeto centralque va ganando masa poracumulación o acrecimientodirecto de material de suenvoltura protoestelar. El pro-ceso va acompañado de laeyección bipolar a altas veloci-dades del material sobrante yde la formación de un disco enrotación en torno a la protoes-

trella. Actualmente, es posible realizarmodelos muy detallados de la distribu-ción espectral de energía de estas pro-toestrellas tomando en cuenta la pre-sencia de sistemas binarios, discos cir-cunestelares y circumbinarios (discoque rodea a un sistema binario de dis-cos más pequeños), envolturas condiferentes geometrías y una composi-ción química muy precisa de los gra-nos de polvo (ver, por ejemplo, Fig.1,Osorio et al. 2003a). Sin embargo,existen estrellas de masa muchomayor, cuyo proceso de formación esmás difícil de estudiar puesto que son

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Fig1a: Ilustración esquemática del sistema L1551 IRS5, compuesto pordos protoestrellas de baja masa, cada una con su disco circunestelar y suchorro bipolar. El sistema binario esta rodeado, a su vez, por otro discomucho mayor, y el conjunto se encuentra inmerso en una envoltura gigan-te de gas y polvo.

Fig1b: Distribución espectral de energía de L1551 IRS5. Los puntos representan los datos observacionales y las líneas losresultados del modelo. La línea continua corresponde a la distribución espectral de energía total, mientras que las líneasdiscontinuas corresponden a la contribución de cada componente individual.

“Estudiar el proceso queconduce a la formación delas estrellas más masivas

representa un desafíoobservacional y constituye

actualmente uno de losgrandes retos de la astrofí-

sica estelar”

El nacimiento de lasggrraannddeess eessttrreellllaass

L1551 IRS5: BAJA MASA

más escasas, se forman en regionesmás lejanas que las de baja masa y suevolución es mucho más rápida. Porello, estudiar el proceso que conduce asu formación representa un desafíoobservacional y constituye actualmen-te uno de los grandes retos de laastrofísica estelar.

Inicialmente se pensaba que un esce-nario de acrecimiento, similar al de lasestrellas de baja masa, no era viablepara formar estrellas masivas, puestoque la enorme presión de radiación deestos objetos podría llegar a detener elcolapso, impidiendo alcanzar masasmuy grandes. Por ello, se propuso unproceso alternativo, en el que lasestrellas masivas se formaríanmediante un proceso de coalescenciade estrellas de menor masa formadaspreviamente. La motivación de estapropuesta se basa en el hecho, com-probado mediante observaciones, deque las estrellas masivas se forman encúmulos, estando las de mayor masasegregadas en la región central, dondela densidad estelar (y por ello la proba-bilidad de que se produzcan colisio-nes) es mayor. Sin embargo, esteescenario presenta algunos inconve-nientes. Se ha estimado que el tiempoentre colisiones estelares sería muchomayor que la edad del propio cúmulo.Esto llevó a sugerir que las estrellasdeberían colisionar cuando aún estánrodeadas de sus envolturas protoeste-lares, lo que aumentaría la sección efi-

caz de colisión. En cualquier caso, aúnno se han desarrollado modelos hidro-dinámicos apropiados para describireste tipo de colisiones y todavía noestá claro si efectivamente las estrellasse fundirían para formar una estrellamayor o, por el contrario, en el momen-to de la colisión las envolturas simple-mente se dispersarían.

Por otra parte, algunas observacionesrecientes favorecen el proceso deacrecimiento puesto que, en regionesde formación de estrellas masivas, sehan detectado fenómenos análogos alos que acompañan el proceso de for-mación de estrellas de baja masa: dis-cos circunestelares, chorros bipolares,y líneas espectrales con perfiles quesugieren movimientos de colapso.Además, los estudios más recientes delas propiedades de los granos de polvosugieren que, en determinadas condi-ciones físicas, el mecanismo de acreci-miento puede ser viable. En esta situa-ción, una elaboración de modelosdetallados de las observaciones exis-tentes, preferentemente de las que tra-zan las primeras etapas del proceso,puede ser de gran utilidad para distin-guir entre ambos escenarios.

Hasta hace poco, la mayor parte de losestudios acerca de la formación deestrellas masivas se ha concentradoen las llamadas regiones HII (regionesde hidrógeno ionizado por los fotonesdel "continuo de Lyman" que genera

una estrella masiva), cuyo tamaño seha adoptado como un indicador de suedad, puesto que si están en expan-sión es más probable que las máspequeñas sean las más jóvenes. Poreste motivo, despertaron gran interéslas regiones HII más compactas, encuyo entorno se llevaron a cabo diver-sas observaciones motivadas por laidea de que ellas podrían haber propi-ciado la formación de una nueva gene-ración de estrellas masivas. Comoconsecuencia de estos estudios sedescubrieron los denominados núcle-os moleculares calientes, pequeñascondensaciones de gas muy denso (10millones de partículas por centímetrocúbico) y caliente (temperatura mayorque 50ºK), que presentan emisión delíneas moleculares de alta excitación,así como emisión térmica de polvomuy intensa, pero carecen de emisiónde material ionizado. Estos objetosdespertaron gran interés, porque sucapacidad de excitar el materialmolecular hasta transiciones muy altasse atribuyó a la formación en su interiorde una estrella masiva, que está acu-mulando material de su nube maternaa un ritmo tan intenso que impide eldesarrollo de una región ionizada(Walmsley 1995). Esto explicaría porqué, a pesar de existir una estrellamasiva en el interior de estos objetos,no se ha detectado en ellos emisión dematerial ionizado. De ser esto cierto,estos núcleos podrían ser los precur-sores de las regiones HII y consti-tuirían la primera fase observable en lavida de una estrella masiva.

La existencia de estos núcleos mole-culares calientes sugiere que las estre-llas masivas se forman por acrecimien-

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Fig2a: Imagen de la emisión de radio continuo del gas ionizado en la región HII G34.26+0.15, obtenida con el VLA (Osorio etal. 2003b). En sus cercanías, pero sin presencia de material ionizado, se encuentra el núcleo molecular calienteG34.24+0.13MM, cuya distribución espectral de energía se ha reproducido con nuestro modelo.

Fig2b: Distribución espectral deenergía de G34.24+0.13MM. Los puntosrepresentan los datos observacionalesy la línea continua el resultado delmodelo (Osorio et al. 1999).“La conclusión global de nuestro trabajo indica que las

estrellas masivas pueden formarse en un escenario deacrecimiento, similar en muchos aspectos al que da

lugar a la formación de las estrellas de baja masa, perocon condiciones físicas mucho más extremas.”

to, pero una prueba cuantitativa deesta hipótesis requiere del cálculo dela intensidad emergente para unamplio rango de longitudes de onda,así como su comparación con lasobservaciones. Siguiendo un procedi-miento similar al desarrollado para elcaso de estrellas de baja masa, lleva-mos a cabo modelos de estos objetos,suponiendo una protoestrella centralmasiva con una envoltura colapsandosobre ella, cuya distribución de densi-dad y velocidad provienen de una solu-ción dinámica de colapso donde latasa de acrecimiento varía con el tiem-po. Esto constituye una de las princi-pales diferencias con el caso de lasestrellas de baja masa. Aplicando estemétodo, nuestro modelo explica la dis-tribución espectral de energía, asícomo la distribución de intensidad,tanto en el continuo como en líneasmoleculares observadas en una mues-tra de dichos objetos. Encontramosque sus estrellas centrales debentener 10-25 masas solares y estar acu-mulando material a un ritmo miles deveces mayor que las protoestrellas debaja masa. De esta manera, su princi-pal fuente de energía proviene del cho-que de acreción, y llegan a ser entre10 mil y 100 mil veces más luminososque el Sol (Osorio et al. 1999).

A partir de la masa acumulada y la tasade acrecimiento, es posible obtener laedad de estos objetos, para los que sehan calculado valores en torno a

50.000 años. En esta etapa, la tasa deacrecimiento implica una presiónhidrodinámica mayor que la presión deradiación, por lo que esta última noimpide que la estrella prosiga acumu-lando material hasta que alcanza unaedad de 100.000 años, momento enque la situación se invierte y el colap-so se detiene, alcanzando la estrellasu masa final, en torno a las 50 masassolares, para los casos estudiados. Seespecula que entonces la estrella origi-nará un fuerte viento, que dispersaráel material restante de la envoltura ypermitirá el desarrollo de una regiónHII.

La conclusión global de nuestro traba-jo indica que estrellas tan masivascomo de 50 masas solares pueden for-marse en un escenario de acrecimien-to, similar en muchos aspectos al queda lugar a la formación de las estrellasde baja masa, pero con condicionesfísicas mucho más extremas.

Hasta ahora, algunos de los principa-les avances en la comprensión del pro-ceso de formación de las estrellasmasivas provienen de los modelos quehan surgido para explicar las observa-ciones de gran resolución angular enel rango centimétrico y milimétrico. Eneste sentido, la puesta en marcha defuturos instrumentos como ALMA(Atacama Large Millimeter Array) pro-porcionará aún mayores avances enestos aspectos. Sin embargo, en el

rango infrarrojo medio existe actual-mente una carencia observacional queimpide que los modelos puedan res-tringir adecuadamente la luminosidady la presencia de rotación de dichosobjetos, parámetros particularmentesensibles a la emisión en este rangode longitudes de onda. Algunas obser-vaciones recientes, tales como las lle-vadas a cabo con el instrumentoOSCIR (en el telescopio de 8 m delobservatorio Gemini), empiezan a pro-porcionar valiosos datos en este rangoespectral. Indudablemente, la posibili-dad de que en un futuro puedan llevar-se a cabo observaciones interferomé-tricas en el infrarrojo será crucial parapoder discernir si las estrellas masivasnacen de un modo similar o totalmentedistinto a como lo hacen las de bajamasa.

Mayra Osorio (IAA)

Referencias:Osorio, M., Lizano, S., & D'Alessio, P. 1999,ApJ, 525, 808

Osorio, M., D'Alessio, P., Muzerolle, J.,Calvet, N., & Hartmann, L. 2003a, ApJ, 586,1148

Osorio, M., Anglada, G., Lizano, S., &D’Alessio, P. , 2003b, en preparación

Walmsley, M. 1995, Rev. Mex. Astron.Astrofis., Ser. Conf., 1, 137

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Existe una tendencia generala pensar que el espacio entre lasestrellas está vacío, algo que, aunqueno muy lejos de la realidad, puededejar cojo nuestro conocimiento delUniverso. Si exhalamos aire una solavez y dejamos que se expanda en unespacio cerrado y vacío de un kilóme-tro cúbico, la densidad resultantesuperaría la de la mayor parte delmedio interestelar. Aunque esto invitaa pensar en un perfecto vacío, hemosde tener en cuenta que hablamos deun vastísimo espacio y que, a pesarde la baja densidad, sólo en la VíaLáctea se acumula una cantidad demateria interestelar superior a cincomil millones de soles. Pero, ¿quéinterés puede tener el estudio de loque está en medio de las grandes pro-tagonistas, las estrellas? Dos pistas:el medio interestelar no sólo afecta al

modo en que recibimos su luz, sinoque constituye su hábitat: las estrellasnacen a partir del material interestelary, a lo largo de toda su vida, le vandevolviendo materia en forma de vien-to estelar hasta que, al morir, expul-san su masa y enriquecen el medio,del que surgirá una nueva generaciónde estrellas.

En realidad no hay ninguna razón porla que debiera existir material entrelas estrellas: podría haber ocurridoque, mientras las galaxias se forma-ban, todo el gas se hubiera transfor-mado muy eficazmente en estrellas,dejando el espacio totalmente vacío.Una hipótesis muy cómoda, ya que laexistencia de material implica laabsorción de parte de la luz que nosllega de los objetos distantes, queaparecerán más tenues o con un color

engañoso. El descubrimiento, hace unsiglo, de algunas nubes de gas, onebulosas, probó la existencia delmedio interestelar, aunque prevalecióla esperanza de que se tratara de gru-mos aislados en un Universo vacío.Demostrado esto también erróneo, yhasta hace relativamente poco tiem-po, se tendió a concebir el medio inte-restelar como una fría reserva de gasque espera tranquilamente a que algolo incite a formar estrellas. Sin embar-go, hoy día se reconoce que el medioconstituye una tempestuosa mezclaplagada de diferencias extremas dedensidad, temperatura e ionización,que alberga procesos que interconec-tan la totalidad de la galaxia y muestraanalogías con las atmósferas planeta-rias, donde los fenómenos localespueden acarrear consecuencias glo-bales.

El material interestelar de la VíaLáctea, y posiblemente del resto de galaxias,abarca de un 10 a un 15% de la masa totalgaláctica y se compone de gas y polvo, distri-buido en las siguientes proporciones: un 99%de gas, del que, aproximadamente, un 90%es hidrógeno y el resto elementos más pesa-dos (principalmente helio), y un 1% de polvo,compuesto por carbono, hierro y silicatos. Elmedio interestelar se manifiesta a través dediversos fenómenos dependiendo de la formaen que se encuentren estos elementos y, alser el hidrógeno tan dominante, su influenciaserá la más acusada: los estudios espec-troscópicos han desvelado la existencia dehidrógeno atómico, tanto neutro como ioniza-do, y de hidrógeno molecular. El hidrógenoatómico neutro (denotado HI), que se encuen-tra bien en forma de nubes frías o de gas ató-mico difuso templado, ocupa aproximada-mente la mitad del volumen del medio inte-restelar y puede detectarse con facilidad yaque emite en una longitud de onda carac-terística de 21 cm. En segundo lugar, y engeneral como consecuencia de la proximidadde estrellas muy masivas, encontramosnubes calientes de gas ionizado (regionesHII), también conocidas como nebulosas deemisión; las estrellas muy masivas se carac-terizan por su rápido consumo de combustibley la cortedad de sus vidas, a lo largo de lasque producen enormes cantidades de radia-ción ultravioleta capaces de arrancar electro-nes a los átomos de hidrógeno, ionizándolos.Cada fotón de luz ultravioleta, una vez recom-binado el átomo, produce fotones menosenergéticos, en la mayoría de los casos deluz visible; este proceso genera uno de losmás famosos y fotografiados tipos de objetoscelestes, entre los que se hallan la conocidanebulosa de Orión o la de la Roseta (Fig.1 y2), y constituye una pista inequívoca de laexistencia de estrellas jóvenes, recientemen-te formadas.Finalmente, encontramos grandes concentra-ciones de moléculas de gas que, si bien sehallan constituidas en su mayor parte porhidrógeno, se localizan gracias a la emisiónen radio de otro tipo de moléculas, como elmonóxido de carbono, con un espectro deemisión muy característico. Durante muchotiempo se creyó que las moléculas no podríansobrevivir en el espacio interestelar, a mercedde cualquier fotón que tuviera a bien pasar yromperlas en sus átomos constituyentes,pero las observaciones milimétricas han des-cubierto que existe una enorme variedad demoléculas confinadas dentro de nubes de gasy polvo muy densas y frías, conocidas comonebulosas oscuras o de absorción, donde laluz no puede penetrar. Este bloqueo de la luzproduce imágenes curiosas, a modo de hue-cos en el espacio, como el Gran Surco quedivide la Vía Láctea en dos o la nebulosa lla-mada Bolsa de Carbón (Fig.3)

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Fig.1: Nebulosa de Orión. Crédito: David Malin (Anglo Australian Observatory).

Fig.2: Nebulosa de la Roseta.Crédito: Pete Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).

Fig.3: Nebulosa de la Bolsa de Carbón, crédito: S. Kohle.

Gas en diferentes formatos

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Silbia López de Lacalle (IAA)

Aunque el polvo constituyeapenas un 1% del material interestelar,sus efectos en las regiones más den-sas, como en las nebulosas oscuras,pueden llegar a ser dramáticos.Las partículas de polvo afectan a la luzde las estrellas de dos formas, conoci-das como extinción y enrojecimientointerestelar. La primera consiste en laatenuación de la luz en todas las longi-tudes de onda, un fenómeno similar alo que nos ocurre al conducir con nie-bla: las gotitas de agua de que se com-pone la niebla bloquean la luz y hacenque todo aparezca más tenue y, comotendemos a relacionar la falta de niti-dez con el distanciamiento, podemoscreer que una luz tenue muy próximase encuentra muy lejos. Del mismomodo, las estrellas parecen menosluminosas a causa de la falta de trans-parencia absoluta del medio (por ejem-plo, en el rango visible, de cada100.000 millones de fotones emitidospor una estrella en el centro de la VíaLáctea, sólo uno consigue llegar hastanosotros), un efecto que los astróno-mos deben corregir para evitar erroresa la hora de asignar distancias.

El segundo efecto del polvo intereste-lar, el enrojecimiento, proviene de larelación entre la longitud de onda de laluz y el tamaño de las partículas depolvo y se manifiesta en una mayordispersión de los fotones azules, o demenor longitud de onda. Así, la radia-ción que emite un objeto lejano irá per-diendo por el camino una mayor pro-porción de fotones azules y, como con-secuencia, parecerá más rojo de lo queen realidad es. Se trata del mismoefecto que provoca los atardeceresrojizos: cuando el Sol se halla cercadel horizonte, su luz ha de atravesarmás aire (y por lo tanto, más polvo), demodo que se pierden muchos fotonesazules y el Sol enrojece. Un último curioso efecto del polvoguarda relación con otro de los compo-nentes del medio interestelar, el campomagnético. Éste provoca la alineaciónde los granos de polvo en direccionesprácticamente paralelas, lo que a suvez alinea los planos de vibración delos rayos de luz que los atraviesan(Fig.4). Así, la luz que nos llega de lasestrellas se halla polarizada (no engran medida, pero sí de forma percep-tible), con especial intensidad en elcaso de las que sufren un mayor enro-jecimiento, es decir, las que más polvotienen alrededor.

A los componentes ya men-cionados (gas, polvo y campo magné-tico), hemos de sumar un último: losrayos cósmicos. Se trata de partículascargadas que viajan casi a la velocidadde la luz y cuyo origen se atribuye a lasexplosiones de supernova. Estas partí-culas pueden ionizar el hidrógeno deuna nube y pueden facilitar la forma-ción de moléculas (los iones puedencombinarse con facilidad con otros áto-mos o moléculas porque ejercen atrac-ción electrostática). También puedenaumentar la presión del medio interes-telar lo que, a su vez, comprime lasnubes moleculares e incrementa lasposibilidades de que nazcan estrellas. Resulta curioso el modo en que todosestos componentes interaccionan,dando como resultado un escenariomuy complejo que cambia de tempera-tura y de estado de forma cíclica (elhidrógeno molecular pasa a ser atómi-co y éste se ioniza, y vuelta a empe-zar). Pero no terminan ahí los cambios,ya que el material interestelar tambiénse recicla: mediante las reaccionesnucleares que se producen en su inte-rior, las estrellas trasmutan los elemen-tos. Una vez transformado todo elhidrógeno en helio, comienzan a fusio-nar el helio en carbono, después elcarbono en oxígeno, y éste en magne-sio, silicio y toda una serie de elemen-tos pesados. Cuando las estrellasmueren, expulsan al medio la mayorparte de su masa, de modo que éstese va enriqueciendo y da origen ageneraciones de estrellas que, al igualque el Sol, ya cuentan desde su naci-miento con elementos más pesadosque el hidrógeno y el helio que com-ponían las primeras generaciones.

El hallazgo de hidrógeno ionizado fuera de sus supuestos confines, las nebulosas de emisión o los remanentesde supernova, formando un enorme halo rodeando la Galaxia similar a la corona de la atmósfera solar, proporcionó indiciosfundamentales sobre los procesos internos del medio interestelar. La energía necesaria para activarlos se ha atribuido a lasestrellas masivas (se ha comprobado que algunas galaxias con una población de estrellas masivas superior a la media pre-sentan atmósferas más extensas), y podría sintetizarse así: una explosión de supernova produce una onda de choque degran velocidad, que se expande a modo de burbuja y se eleva hacia los confines galácticos. Si estas burbujas se producencon suficiente frecuencia, pueden interconectar enormes áreas a modo de chimenea, a través de la que el gas viaja haciazonas altas de la atmósfera galáctica; ahí el gas se enfría y condensa en nubes, que "llueven" hacia el plano galáctico. Estos fenómenos ponen al descubierto el alto nivel de complejidad y dinamismo del medio interestelar. Créditos: Scientific American.

Polvointerestelar

Ecosistemainterestelar

Fig.4: Explicación esquemática del fenómeno de polarización de la luz.Créditos: Microsoft.

CHIMENEAS CÓSMICASCHIMENEAS CÓSMICAS

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Esta sección está abierta a las opiniones del lector que desde aquí queda invitado a expresar. Los artículos deben dirigirse a revista@iaa.es.

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MIL ARTÍCULOS CIENTÍFICOS DEL IAASiempre se está de enhorabuena cuando se cumplen años o se alcanza, en algún aspecto de nuestra vida, un número "redon-do", a veces "mágico", y mucho más si todo ello viene además con el aditamento de "gozar de buena salud". Eso es lo que leocurre en esta ocasión al IAA. En estas fechas el Instituto habrá ya publicado 1.000 artículos científicos en revistas internacio-nales incluidas en el Science Citation Index (SCI, listado de publicaciones que incluye aquéllas que conllevan para sus artícu-los un proceso de arbitraje internacional y es la referencia estándar de excelencia en las publicaciones científicas).

A lo largo de sus años de historia, el IAA ha mantenido una productividad científica destacada. Han pasado ya más de 27 añosdesde aquel primer artículo (ver Fig.1), en el que figuraba por primera vez la adscripción de sus autores al IAA (aún con la habi-tual, por aquel entonces, falta de ortografía de nuestros colegas europeos). Ese primer artículo versaba sobre la ocultación dela estrella SAO 79100 por un satélite de Saturno, Rhea. El análisis de esta ocultación permitió determinar un diámetro mínimopara Rhea (1325±10 km), así como descubrir que SAO 79100 era en realidad una estrella doble. Desde entonces, se han publi-cado artículos que tratan sobre prácticamente todas las disciplinas de la Astrofísica, y que van desde nuestro Sistema Solarhasta los objetos más lejanos o más energéticos de nuestro Universo, y todo ello en las revistas internacionales más prestigiosas.

En la figura dos se recoge la evolución del personal científico en plantilla y de las publicaciones del Instituto en los últimos 15años. Como se muestra en el histograma, la media de publicaciones en SCI por investigador y por año ha ido creciendo a lolargo de la historia del IAA, y se ha estabilizado en una cifra similar a la de las más prestigiosas instituciones en Astronomía.Así, durante los últimos 5 años, el IAA mantiene una media superior a los 3.2 artículos por investigador y por año en revistasen SCI. En estos años, el 90% de estas publicaciones se ha realizado en revistas internacionales que se encuentran entre lasquince primeras con más índice de impacto dentro de la especialidad científica en las que están catalogadas, según el JournalCitation Reports elaborado por el Institute for Scientific Information, (que constituye hoy en día la referencia habitual para losestudios bibliográficos y de excelencia en las publicaciones científicas). Por otra parte, el índice de impacto medio en este perio-do (1999-2003) es superior a 3.5. Hay que hacer notar que la media del índice de impacto de las revistas listadas en la disci-plina de "Astronomía y Astrofísica" es inferior a 2, lo que vuelve a abundar en la calidad de las publicaciones del IAA.

Con estos datos (entre otros) en la mano, es posible asegurar que el objetivo que en sus inicios se planteó el IAA, el de fomen-tar y formar equipos de investigación capaces de competir al más alto nivel internacional, se ha plasmado en una realidad. ElIAA del año 1976 contaba con cinco personas con dedicación exclusiva. Su esfuerzo, y el de aquellos que iban incorporándo-se, ha propiciado que más de 140 personas constituyan hoy el colectivo del instituto. Al mismo tiempo, desde unos inicios conun presupuesto de 5 millones de pesetas, el IAA ha sido capaz de gestionar más de 5 millones de euros en 2002, y ha alcan-zado una tasa de autofinanciación superior al 50%, incluyendo los costes de personal. Así, a lo largo de estos años, el IAA hacrecido y madurado como lugar de encuentro para hacer Ciencia y ha ido encontrando un sitio en la Astronomía española ymundial. Se puede decir, sin temor a equivocarse, que el IAA ha contribuido a fomentar la imagen de una sociedad españolamoderna y activa en el campo de la Ciencia y la Tecnología por todo el mundo.

No cabe duda de que la evolución en todos los términos descritos ha sido positiva, y que no hubiera tenido lugar si el personaldel IAA no hubiera demostrado no sólo su alta capacitación, sino su generosa dedicación y esfuerzo. El IAA ha alcanzado esamadurez científica que lo hace, a los ojos de nuestros colegas españoles y extranjeros, un centro atractivo para trabajar y dondees posible hacer Ciencia de alta calidad. Nos queda, sin duda, lo mejor: el futuro y los retos inmediatos a los que nos enfrenta-mos. Para afrontarlos con ciertas garantías y para que el resultado sea lo más fructífero posible para la Sociedad, el IAA cuen-ta con las mejores herramientas posibles, su personal y su ya considerable bagaje científico, como lo demuestra el hecho queha provocado este escrito y que le ha dado título: el IAA ya cuenta con más de 1.000 artículos científicos publicados en las másprestigiosas revistas internacionales. ¡Felicidades a todos los que lo han hecho posible!

Rafael Rodrigo, Director del IAA

Fig. 1

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El número indica la tasa de publicaciones en SCI por Investigador en plantilla

Personal Científico en Plantilla Publicaciones en SCI

1.862.11

1.77 1.751.47

1.66 1.64

2.09

2.65

1.5

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3.373.27

2.97

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Fig. 2

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¿Cuál es el papel que jugaremos los científicos y lasinstituciones científicas en este nuevo milenio?¿Qué relación tendremos con la sociedad que nosampara?¿Qué lugar quedará para las nociones de investiga-ción y conocimiento? ¿Cuál es el papel del académico en los países endesarrollo?

Las ideas sobre las que voy a reflexionar aquí -inten-tando responder a estas preguntas- son compartidaspor muchos de mis colegas y representan también mipercepción sobre nuestra tarea como científicos. Paraello, comienzo con una breve revisión histórica: volvien-do atrás y reexaminando nuestras raíces, podemosintentar aislar las características fundamentales e inva-riables del quehacer académico y científico. El modelobásico de nuestro modo de entender o aprender seremonta a Grecia, más específicamente a Atenas en elsiglo V a.C., donde las ideas del aprendizaje fueronestablecidas por Sócrates y sus discípulos, con unmétodo que se basaba en el cuestionamiento constan-te. La línea socrática, con su tradición de cuestiona-miento, investigación y libertad de expresión fue conti-nuada y desarrollada por los romanos. Estos aspectossobre el conocimiento me conducen a uno mis grandeshéroes, alguien que ha influido como pocos en el que-hacer científico moderno: Newton, quien llegó a la con-clusión de que las leyes que gobiernan el movimientode los astros móviles, es decir, los planetas y la Luna,son las mismas que gobiernan el movimiento de lamanzana en su caída; ¡el cielo y la tierra siguen lasmismas leyes! Se podría decir que los trabajos deNewton, junto con los de Copérnico, ponen en cuestión

una de las bases ideológicas de la aristocracia yabrIirían paso a la democracia y a los derechos del indi-viduo ya que, a partir de entonces, cualquier simplemortal podría penetrar en los “secretos del cielo”. Posteriores avances, como la verificación de la primerapredicción científica a finales del siglo XVIII y la deter-minación de las distancias a las estrellas más cercanasfueron, a la vez que incrementando la confianza de lasociedad en el método científico, introduciendo cambiosen el propio concepto de Universo, cada vez mayor ymás vacío. El reconocimiento, a principios del siglo XX,de la existencia de innumerables galaxias (o UniversosIsla), la determinación de las enormes distancias quenos separan de ellas y el descubrimiento de la expan-sión del Universo y del fondo cósmico de microondascontribuyeron aún más a la expansión de las fronterasdel conocimiento. En el transcurso de unos pocos cien-tos de años hemos (nosotros, ¡la Humanidad!) pasadode una cosmogonía plana y geocéntrica a reconocer lasfronteras del Universo: su edad, tamaño, origen y pro-bable evolución.

La dicotomía de las dos Culturas.

Algo que se ha considerado un paso atrás se comienzaa dar a fines del siglo XVII y se acentúa durante el sigloXVIII y XIX: la escisión entre los intelectuales humanis-tas y los científicos. Los resultados de la revolucióncientífica inaugurada por Copérnico y Newton secomienzan a palpar en estas épocas, en las que seabandona el concepto clásico del estudio de la natura-leza entendido como un elemento de esa gran aventu-ra conocida como "filosofía". En realidad la idea de científico no surge hasta la

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segunda mitad del siglo XIX (la palabra "scientist" surgeen Inglaterra como paralelo a "artist"; William Whewell,1840). Esta escisión se ve aun más hoy en día, cuandocreo que la falta de comunicación entre los intelectualeso humanistas y los científicos es mayor que nunca.¿Cuál es el problema? En mi opinión, la condiciónhumana reconoce que, fundamentalmente, como indivi-duos estamos solos y todos vamos a morir. Esto noquiere decir que debamos quedarnos de brazos cruza-dos cuando vemos en los otros inanición, analfabetis-mo, abandono, injusticia, explotación... El científicotiene el cambio en su alma, lo ve, lo presiente, lo calcu-la. Como está íntimamente relacionado con el estudiodel Universo que lo rodea, entiende y cree que sabequé hacer para cambiar la realidad presente. Esto lositúa en un plano distinto del humanista, de quien la cul-tura tradicional se alimenta, y que está más relacionadoen su existencia y también más interesado en la histo-ria pero no tanto en el futuro.Es la falta de comprensión del sentido de cambio de lacultura tradicional lo que genera en gran medida la des-confianza, pudiendo llegar al límite de que muchoshumanistas preferirían que el futuro no existiera en laforma que los científicos lo prevén. Esta falta de con-fianza se ha acentuado en los últimos años,pero no debemos pensar en absoluto que es algonuevo.

Lamentablemente, creo que es la cultura tradicional laque domina los puestos de poder en la mayoría de lassociedades. Es esta falta de confianza, sospechas ymutua incomprensión lo que daña y limita las posibili-dades de aplicar la tecnología para solucionar los pro-blemas de la Humanidad. Esto es algo que nosotros loscientíficos no tenemos tan presente como deberíamos yde lo cual nos mantenemos a una distancia prudencial. Creo que debemos hacer algo más que preguntarnoscómo acomodar los planes de estudio para dar unaeducación adecuada. Creo que hay preguntas funda-mentales que debemos tener presentes tales como:¿Cómo hacer llegar la educación a todos y cada uno delos habitantes? ¿Cómo resolver el problema de la faltade alimento o desnutrición? ¿Cómo resolver el proble-ma sanitario? ¿Cómo romper, en los países en vías dedesarrollo, la dependencia que sufre el productor demateria prima de un primer mundo que maneja el"know-how"?Estos tópicos no son ni deben ser propiedad exclusivade una disciplina o de un grupo. De hecho, son parte delas preocupaciones de cualquier ciudadano educado ycon un mínimo interés por la sociedad. Además sontambién parte de los temas que habitualmente los inte-lectuales discuten. Por otra parte, la forma en que está organizada la cien-cia no es la ideal para estudiar estos problemas. Dehecho, se nos mantiene alejados de estas realidades yno se nos induce a este tipo de actividades.

El encarar estos problemas fundamentales de lasociedad, ¿debería ser considerado parte de la acti-vidad PROFESIONAL de físicos, químicos, biólo-gos, etc.?

Creo que sí. Como promotores del cambio dentro de lasociedad tenemos una responsabilidad muy importante.

El científico hoy en día goza de un reconocimientoenorme dados los alcances de la revolución industrial ytecnológica. Pero los frutos de esta revolución alcanzansólo a una minoría de los habitantes del planeta y enesto hay una profunda injusticia apuntalada por un sis-tema económico que depende de la explotación de lamayoría para el beneficio de una minoría.

¿Son estos cambios posibles?

Me parece que sí y, además, tenemos pruebas de que,al menos en Europa, esto ha sucedido en el transcursode apenas medio siglo. La situación sufrida por mispadres en su niñez y juventud antes de emigrar aAmérica es similar hoy a la de muchos campesinospobres en todo el tercer mundo. El norte de Portugaldonde mi madre nació y creció y el centro de Yugoslaviadonde lo hizo mi padre eran tan pobres que el merohecho de conseguir alimento era ya un logro importan-te. Nótese que he dicho "nació y creció" y no "nació y seeducó", pues la educación estaba fuera de su alcance.Mi madre era analfabeta y mi padre no completó laescuela primaria. Ambos debían trabajar para alimen-tarse y ayudar a mantener a sus familias. La falta deposibilidades y alimento era tan grande que ambos emi-graron a Argentina (donde se conocieron) atraídos porla fama que tenía ese país de abundancia de alimentobarato. Todo esto ha cambiado radicalmente en unos50 años. Hoy en día, viajando por estos lugares deEuropa parece imposible tan rápido cambio. Muchoscampesinos viven en casas muy razonables, sobra elalimento y gozan de educación, servicios de salud yjubilaciones decorosas.

¿Qué originó este cambio y qué se necesita paracambiar?

Creo que el catalizador que generó el cambio enEuropa puede estar ligado a la profunda influencia delos movimientos socialistas y al deseo de las “castasdominantes” de frenar la profunda influencia que laRevolución de Octubre pudo tener en los trabajadores ycampesinos. Además de un catalizador para generar el cambio senecesitan básicamente otras dos cosas: voluntad políti-ca e inversión económica y humana.El mensaje es también que cuando nos comparemos omiremos a los europeos o a cualquier otro grupo socialdel planeta debemos mirar o compararnos con nuestrosiguales. Los problemas del campesino pobre son simi-lares en Polonia, India, Brasil o México hoy en día,como en Europa occidental hace 50 años. Si se pudocambiar allí, también se puede en otras partes, siempreque exista la voluntad política y la inversión económicasea posible.Finalmente, creo que este nuevo milenio nos prometeprofundos cambios, y allí estaremos los científicos evo-lucionando, adaptándonos y transformándonos deacuerdo con los nuevos requerimientos y, como siem-pre, nuestra tarea será de "avanzadilla" y promotora delcambio dentro de la Humanidad.

Recopilado por José M. Vílchez (IAA)

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El pasado 7 de mayo tuvimos el placer de poder observar a Mercurio durante su paseo frente al Sol. Este fenómeno se conoce como tránsito y se produce cuando un cuerpo celeste pasa entre el observador y una estrella. En este caso, el cuerpo celeste ha sido el planeta Mercurio y nosotros los afortunados observadores de su tránsito frente a nuestro Sol. En la Figura 1 vemos una composición de imágenes obtenidas por SOHO desde las 7:48 UT a las 13:36 UT del pasado 7 mayo. En ella podemos ver el camino que recorre Mercurio por el disco solar.

Otro ejemplo de tránsito con el quequizás estemos más familiarizados esel eclipse de sol. En la figura 2 mostra-mos una fotografía tomada desdeKiskoros (Hungría) durante el eclipsetotal de sol que tuvo lugar el 11 deagosto de 1999. En este caso, es laluna la que transita entre el Sol y laTierra.

Este tipo de fenómenos presenta ungran interés astronómico no sólo porsu belleza sino también por la grancantidad de información que podemosobtener de su estudio. Por ejemplo, eltránsito de Mercurio o Venus nospuede servir para medir con gran exac-titud la distancia entre la Tierra y el Sol.Sir Edmund Halley ya apuntó estehecho en 1677. Si observáramos eltránsito desde distintas latitudes sobrela Tierra, los distintos observadores (Ay B en la Figura 3) verían pasarMercurio frente al Sol desde un ángulodiferente (ver Figura 3). Dichos obser-vadores pueden medir los instantes enque empieza el tránsito solar, así comoel instante de la salida del planeta deldisco solar (tA1 y tA2 para el observa-dor A y tB1 y tB2 para el observadorB).Conociendo la velocidad de trasla-ción de Mercurio podremos saber lalongitud de la cuerda que describe elplaneta sobre el disco solar para cadauno de los observadores (dB y dA).

Calculando L2 en función de dB y dA yteniendo en cuenta que el triánguloque forman los dos observadores yMercurio es semejante al formado porMercurio y los dos puntos de tránsitosobre el disco solar, podremos obtenerlas distancias r1 y r2.

Sin embargo, el estudio de la distanciaal Sol (conocida desde finales del sigloXVIII) no es lo único que podemosobtener del estudio de los tránsitos.Como hemos visto hasta ahora, cuan-do un planeta pasa por delante de suestrella bloquea una pequeña porciónde la luz de la misma (ver Figura 1). Enel caso de los planetas existe unacaracterística añadida: este fenómenodebe ser repetible con una frecuenciade al menos un año de dicho planeta.Por lo tanto, los tránsitos nos puedenservir como herramienta para la bús-queda de planetas orbitando otrasestrellas. El hecho de observar un trán-sito con una cierta periodicidad en una

Fig. 1

Fig. 2

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Las supernovas son estrellas que mue-ren de modo espectacular: la explosióncon que finalizan su vida lanza almedio circunestelar una cantidad demateria equivalente a varias veces lamasa del Sol, y cuya velocidad fácil-mente alcanza los 10.000 kilómetrospor segundo. El brillo de la explosiónes comparable, y a veces superior, alde la galaxia donde la supernovaexplota.Las supernovas se clasifican en fun-ción del aspecto que su espectro pre-senta en épocas tempranas. Las lla-madas supernovas de tipo II muestranlíneas espectrales de hidrógeno, mien-tras que las de tipo Ia carecen dehidrógeno en su espectro. O, mejordicho, carecían, porque en un artículopublicado el pasado 7 de agosto de2003 (Nature, 424, 651), un grupo deastrónomos liderado por el chilenoMario Hamuy muestra por primera vezla existencia de hidrógeno en la super-nova SN2002ic.

Los astrónomos están convencidos deque las supernovas de tipo Ia se pro-ducen debido a la explosión termonu-clear de una enana blanca (una estre-lla que ha evolucionado hasta el puntode que sus electrones se encuentran auna temperatura bajísima y empaque-tados muy densamente, un fenómenoconocido técnicamente como "degene-ración"). Una enana blanca puedeexplotar cuando alcanza un valor lími-te, llamado masa de Chandrasekhar(aproximadamente 1,4 veces la masadel Sol). Para alcanzar este límite, laenana blanca necesita de una estrellacompañera que la alimente, ya que sumasa inicial es sensiblemente inferior a1,4 masas solares.Los modelos que predicen supernovasde tipo Ia se dividen básicamente endos clases: un tipo de modelos postulaque la estrella compañera es unaestrella normal en un estadio avanzadode evolución, que acabará cediendouna cantidad sustancial de hidrógeno ala enana blanca (Fig. 1a). El sistema

así formado se denomina "degeneradosimple", y el hidrógeno que cedió laestrella normal a la enana blancaantes de la explosión aparecerá poste-riormente en el espectro de la super-nova. Otro tipo de modelos postula encambio que la estrella compañera esotra enana blanca (compuesta de car-bono y oxígeno, pero sin nada dehidrógeno). Este sistema se llamaentonces "degenerado doble" y, eneste caso, el espectro de la supernovano debería mostrar líneas de hidróge-no. Sin embargo, hasta ahora noexistía ninguna prueba concluyente afavor o en contra de ninguno de estosmodelos. Y es precisamente aquídonde radica la gran importancia deltrabajo de Hamuy y colaboradores: ladetección de hidrógeno en el espectrode la supernova SN2002ic favorece elescenario degenerado simple frente almodelo degenerado doble. La mala noticia (o buena, según semire) es que existen algunos aspectospor entender mejor en la SN2002ic.

El rEl rompecaompecabebezas de lazas de lasupersupernonovva SN2002ica SN2002ic

estrella lejana nos confirmará la existencia de un planeta. Además, estudiando los cambios de brillo que produce el plane-ta durante su paso frente a la estrella podemos estimar su tamaño. Actualmente hay distintas misiones espaciales tantoamericanas como europeas que tienen como principal objetivo la búsqueda de planetas extrasolares. Como ejemplo des-tacamos la misión COROT (Convección, Rotación y Tránsitos), no sólo porque el Instituto de Astrofísica de Andalucía par-ticipa activamente en dicho proyecto, sino porque además será la primera de sus características en lanzarse al espacio.Con dicha misión se buscarán planetas extrasolares y se profundizará en el conocimiento del interior de las estrellas estu-diando los cambios de brillo de las mismas. Esperamos ansiosos que llegue junio de 2006 (fecha en la que está previstoel lanzamiento de COROT) para empezar a leer en esta revista sobre sus excitantes descubrimientos.

Olga Muñoz (IAA)

Los autores del trabajo resaltan que elbrillo de las líneas de hidrógeno de laSN2002ic es tan elevado que el mediocircunestelar debe ser muy denso. Dehecho, mucho más denso de lo espe-rado en el escenario degenerado sim-ple.El punto es que si el medio circuneste-lar es muy denso, la enana blanca nopodrá acumular material, no alcanzarála masa de Chandrasekhar y nunca lle-gará a explotar.La alternativa que proponen Hamuy ycolaboradores para SN2002ic es unnuevo tipo de supernova: SN2002icsería lo que ellos llaman -a mi modo dever con escaso criterio- una supernovade tipo 1.5 (Fig. 1b).En este escenario, el sistema está

compuesto por una única estrella, laenana blanca, cuyo núcleo, al explotar,se encuentra rodeado de una envoltu-ra de hidrógeno en un medio de eleva-da densidad. Este es un escenario adhoc, y por tanto queda por confirmar laviabilidad del mismo. No obstante, siéste es finalmente el modelo correctopara SN2002ic, entonces no está clarohasta qué punto SN2002ic es unasupernova Ia "típica" y puede tomarsecomo representativa de esta clase desupernovas o si, como proponenHamuy y colaboradores, pertenece auna nueva clase de supernovas, lasdenominadas tipo 1.5.En resumen, el descubrimiento dehidrógeno en la supernova de tipo IaSN2002ic invalida el modelo degene-

rado doble para esta supernova, toma-do hasta ahora casi como una verdadbíblica, y favorece el modelo degene-rado simple. Sin embargo, las dificulta-des en que deja a éste último en suversión estándar abre la posibilidad amodelos alternativos. A buen seguro,los teóricos tienen trabajo para intentarresolver el interesante rompecabezasde SN2002ic.

Miguel Á. Pérez T. (IAA) IAA

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a

b

ENANA BLANCA GIGANTE ROJA

RADIACIÓN DE ÁTOMOSDE HIDRÓGENO

ONDA DE CHOQUE MEDIO CIRCUNESTELAR

(a) En el escenario degeneradosimple, una enana blanca suc-ciona materia de la estrellacompañera (típicamente unagigante roja) hasta alcanzar lamasa de Chandrasekhar. Enese momento, la enana blancaexplota como una supernova detipo Ia, pero mostrandohidrógeno en su espectro.(b) Hamuy y colaboradores pro-ponen un nuevo tipo de super-nova (tipo 1.5) para explicar lasobservaciones de la supernovaSN2002ic. En su modelo, el sis-tema se compone de una únicaestrella, la enana blanca, queantes de su explosión ha lanza-do varios pulsos de materia,creando así una envoltura demateria rica en hidrógeno.La onda de choque que seforma en la explosión, así comola luz de la supernova, excitanlos átomos del medio circun-dante, que radian energía alexterior y es finalmente captadapor los telescopios terrestres.

MARTE MÁS CERCA

En agosto, el planeta Marte se encontró históricamente próxi-mo a la Tierra, un acontecimiento que se dio por última vezhace unos 60.000 años y que no se repetirá hasta el 2287. Conmotivo de esta oposición de Marte tan especial, que acaparó ungran interés por parte de los medios de comunicación, el IAAorganizó varias sesiones de observación con su telescopio confines divulgativos PETI, en la sede central.El acercamiento, que redujo la distancia entre la Tierra y Martea 55.758.000 Km, se debe al fenómeno de oposición, o alinea-miento entre el Sol, la Tierra y Marte. La Tierra dibuja una órbi-ta que, en relación con la de Marte, resulta similar a la de uncoche de carreras que se halla en la parte más interna del cir-cuito. Cada 26 meses, más o menos, la Tierra alcanza a Marte y se sitúa entre éste y el Sol, de modoque ambos comparten protagonismo: apenas se esconde el Sol aparece Marte, y viceversa. Estaocasión fue especial porque no sólo se acortó al máximo la distancia entre ambos planetas, sinotambién entre Marte y el Sol, de modo que el planeta reflejó mucha más luz y brilló con mucha másintensidad (unas tres veces más) que durante la última oposición de 1999. No obstante, y a pesarde que esta aproximación marcó un récord, Marte estuvo casi tan cerca en sendas ocasiones en1971 y 1988, y lo estará también en octubre del 2005.

Silbia López de Lacalle (IAA)

PÁGINA DE DIVULGACIÓN CIENTÍFICA DEL IAA

Durante los últimos años el IAA ha incorporado entre sus objetivos prioritarios la divulgación delas investigaciones científicas. En esta línea se vienen desarrollando una serie de actividadesencaminadas a tal fin que se pueden consultar en la página web. http://www.iaa.es/divulgacion.html

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ECLIPSE TOTAL DE LUNA

El día 16 de mayo de 2003 se produjo un eclipse total de luna, visible desde nuestra ciudad.Aquí se muestran unas imágenes del evento astronómico que fueron tomadas desde el obser-vatorio de Sierra Nevada utilizando cámaras CCD astronómicas.En las imágenes, obtenidas en diversas fases de la totalidad, se aprecia el aspecto cambiantede la luna conforme avanzaba por la umbra terrestre. Las zonas de la luna más cercanas al cen-tro de la umbra aparecen mucho más oscuras, mientras que aquellas partes más separadas delcentro de la umbra presentan un brillo muy superior.

Fran Aceituno y José Luis Ortiz (IAA)

A

B

BA

MARTE TIERRA

Enero

Febrero

Marzo

AbrilMayo Junio

Julio

Agosto

Septiembre

Octubre

Noviembre

Diciembre

SOL

Esta imagen muestra las dos posibles oposiciones, correspondi-entes al afelio y perihelio marcianos respectivamente. Cortesíade Tribuna de Astronomía y Universo.

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SEMINARIOS CELEBRADOS EN EL IAA

PRESENTACIÓN DE LA ACTIVIDAD CIENTÍFICA

El pasado 26 de mayo de 2003 tuvo lugar la presentación de la actividad científica desarrolladapor los cuatro Departamentos de Investigación (Astronomía Extragaláctica, Física Estelar,Radioastronomía y Estructura Galáctica y Sistema Solar) y por las Unidades de DesarrolloInstrumental y Tecnológico del IAA. La presentación de este año hizo especial hincapié en infor-mar a los miembros recientemente incorporados al Instituto, con el fin de mejorar el nivel decomunicación científica. Un resumen de las presentaciones de los distintos Departamentos y Unidades se puede encon-trar en http://www.iaa.es/charlas/index.html

http://www.iaa.csic.es/~lara/iaa/proxseminario.html

23.09.03. Prof. J.W.. Sulentic. Physics and Astronomy, Univ. of Alabama, USA Eigenvector 1 Parameter Space:An H-R Diagram for the Quasars?

17 09.03. Dr. J.M. Girart. Depto. de Astronomía y Meteorología, Univ. de Barcelona Nubes moleculares oscuras"iluminadas" por objetos Herbig-Haro

1.07.03. Dr. N. Mavromatos. King's College, Londres, UK. Probing quantum gravity: Experimental tests ofLorentz and CPT symmetries

11.06.03. Dr. Miguel Angel Pérez Torres. IAA-CSIC, Granada. Radio emission from supernovae

5. 06.03. Prof. Boris N. Frolov. Depto. de Matemáticas de la Univ. Estatal Pedagógica de Moscú, Rusia. Poincaré-gauged theory of gravity: new aspects

23. 05.03. Dr. Narciso Benitez. John Hopkins University, Baltimore, MD, USA. ACS observations of Abell 1689

19. 05.03. Dr. A.P. Lobanov. Max-Planck Institute fuer Radioastronomie, Bonn, Alemania. Physical conditions inluminous AGN.

16. 05.03. Dr. Arturo Manchado. Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, Tenerife. La primera luz de LIRIS

14. 05.03. Dr. Mayra Osorio. Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC, Granada. El escenario de acreción enla formación de estrellas masivas

30. 05.03. Poonam Chandra. Tata Institute of Fundamental Research Mumbai, INDIA. A Study of circumstellarinteraction of Extragalactic Supernovae

CONGRESO: HOW DOES THE GALAXY WORK?

Del 23 al 27 de junio de 2003 tuvo lugar en el Palacio de Congresos de Granada la celebra-ción del Congreso How does the Galaxy Work?, organizado por el IAA y el Instituto deAstronomía de la UNAM (México). Fue concebido como una “tertulia galáctica", tributo a DonCox y Ron Reynolds (EEUU), investigadores considerados figuras clave en el desarrollo de lafísica de las galaxias en los últimos años. Más de un centenar de investigadores de todo elmundo asistió e este evento científico .

http://www.iaa.csic.es/~milkyway/

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/~silbialo/charlas.html

LIBROS DE DIVULGACIÓN

LIBROS CIENTÍFICOS

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto o contactando con Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

FECHA CONFERENCIANTE TEMA O TÍTULO PREVISTO

23 de octubre Martín Guerrero (IAA) Astronomía de rayos X: Una época dorada27 de noviembre Miguel Cabrerizo (Universidad de Granada) El péndulo de Foucault y los otros péndulos18 de diciembre Valentina Luridiana (IAA) Los primeros elementos químicos de la creación

CONGRESOS ASTRONÓMICOS EN GRANADA

Reunión técnica de los proyectos SUNRISE y VIM de Solar Orbiter Lugar de celebración: Sede del IAAFecha: del 21 al 24 de octubre de 2003 Presidente del comité organizador local: Jose Carlos del Toro Iniesta (IAA-CSIC).

Atlas fotográfico de la Luna. S.M. Chong, A.C.H. Lim, P.S. Ang (Cambrige University Press, 2003)Guía celeste de David Levy. David Levy (Cambrige University Press, 2003) ¿Qué es la ciencia?. John Ziman (Cambrige University Press, 2003)El tiempo. Katinka Ridderbos (ed.) (Cambrige University Press, 2003)El Universo ambidiestro. Martin Gardner (Labor, 1993)Cómo mojar una galleta: la ciencia en la vida cotidiana. L. Fisher (Mondadori, 2003)La medida de todas las cosas. Ken Alder (Taurus, 2003).

Comentario del Dr. Luis F. Miranda (IAA, CSIC): Todos hemos aprendido que un metro es ladiezmillonésima parte del cuadrante del meridiano terrestre. El historiador Ken Alder nos cuen-ta en este libro el origen del sistema métrico decimal, que se pensó destinado a ser universalporque emanaba del propio mundo. Conoceremos con todo detalle y mediante un lenguaje sen-cillo y asequible la aventura de Delambre y Mèchain, los dos científicos encargados de medirel meridiano. Además, por primera vez en más de doscientos años, tendremos acceso a la cor-respondencia privada entre los dos científicos, sellada por Delambre, y descubriremos la ver-dad: Mèchain se equivocó en sus medidas, lo que le llevó a falsear datos y engañar a lacomisión de expertos que juzgó el trabajo y definió el metro. Delambre llegó a saberlo, perocalló. El libro nos permite aprender más de la historia, de los errores y, sobre todo, del triunfode la ciencia porque, a pesar de todo, el metro, diezmillonésima parte o no, triunfó.

Star Formation through Time. Enrique Pérez (IAA-CSIC), Rosa M. GonzálezDelgado (IAA-CSIC), Guillermo Tenorio-Tagle (INAOE) (ASP Conference Series,vol. 297, 2003).

TESIS DOCTORAL EN EL IAA

Observables no adiabáticos en estrellas delta Scuti. Andrés Moya Bedón.Universidad de Granada, 29/09/2003

Beca Peter Gruber. Mayra Osorio, que realizó su doctorado en la Universidad Autónoma Nacional de México, harecibido la prestigiosa beca "Peter Gruber" para realizar una estancia postdoctoral en el Instituto de Astrofísica deAndalucía del CSIC. La Unión Astronómica Internacional concede únicamente dos becas Peter Gruber cada tresaños, dirigidas a apoyar la investigación de jóvenes investigadores particularmente prometedores.La doctora Osorio trabajará en modelos de emisión térmica de polvo y líneas moleculares en envolturas y discos deprotoestrellas. Desde esta tribuna le deseamos una agradable y provechosa estancia entre nosotros.

DISTINCIONES