AAAAIIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html OCTUBRE 2007, NÚMERO: 23

I N D I C I O S D E R E C U P E R A C I Ó N

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

COMENTARIO DE MARIANOMOLES (IAA-CSIC). El autor pretendíahacer, en español, un manual de referenciaautosuficiente. Empezando por la conclusióndiremos que ha cumplido sus objetivos. Aquienes conocemos al autor no nos puedensorprender los rasgos que lo caracterizan:rigor, sistematicidad, carácter exhaustivo desus exposiciones, estilo directo y claridad. Suestructura revela que el autor ha hecho unaprofunda reflexión sobre la Cosmologíaactual y una clara elección sobre cómoestructurar el conocimiento que esa viejaciencia ha acumulado en su historia reciente,y cómo exponerlo. Recorre un gran arco quecomienza con la exposición de los datos quese consideran de relevancia para laCosmología, que desgrana los aspectos ypropiedades del Universo en sus diferentesetapas y que, al final, regresa al Universocontemporáneo del que describe sus aspec-tos esenciales y la física que lo rige.El autor aborda aspectos raramente tratadosen los manuales, como qué es laCosmología y cómo se define su contenido oel empeño en transmitir al lector que laexpansión del Universo nada tiene que vercon el efecto Doppler o con cualquier otra

característica cinemática. El interés porencajar los datos de observación y los desa-rrollos teóricos están siempre presentes alo largo del libro. Como sabemos, la inde-pendencia entre los datos y las teorías esmucho menor de lo que el discurso habi-tual pretende. El libro abre la ventana paraquien quiera profundizar en esas cuestio-

nes siempre delicadas en ciencia. Tras la presentación de la RelatividadGeneral como marco para la Cosmología, ellibro presenta los modelos cosmológicosdando sus aspectos físicos y las indicacionestaxonómicas pertinentes. Se puede sentir elpapel de cada parámetro y de cada compo-nente del modelo de manera directa. Comomuestra de la voluntad de autosuficiencia dellibro, baste señalar la presentación elaboradade las interacciones entre partículas elemen-tales o la discusión sobre la idea de la infla-ción y sus diferentes realizaciones. Los resú-menes al final de cada capítulo, en los que sedan las características básicas de cadamodelo y etapa evolutiva, reafirman el carác-ter referencial del libro. Finalmente, tiene lavirtud de insistir en el carácter no definitivo nicerrado de la Cosmología, previniendo a loslectores de cualquier tendencia a considerarel caso cerrado. Los astrofísicos de habla his-pana y, particularmente, los que se interesanpor la Cosmología, disponen con el libro deJordi Cepa de una herramienta valiosa y degran utilidad para profundizar en la cienciaque, finalmente, pretende ocuparse delUniverso observable, como nos indica elautor desde las primeras páginas.

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).

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

FFEECCHHAA

25 de octubre

29 de noviembre

20 de diciembre

CCOONNFFEERREENNCCIIAANNTTEE

Julio F. Rodríguez (IAA-CSIC)

José Adolfo Azcárraga (U.Valencia)

José J. López Moreno (IAA-CSIC)

TTEEMMAA OO TTÍÍTTUULLOO TTEENNTTAATTIIVVOO

IInnssttrruummeennttaacciióónn eessppaacciiaall eenn eell IIAAAA..

DDaarrwwiinn yy llaa eevvoolluucciióónn:: ¿¿ppoorr qquuéé eess ttaann iimmppoorrttaannttee hhooyy??

UUnnaa pprriimmeerraa vviissiittaa aa TTiittáánn..

A G E N D A

LA CAPA DE OZONOA C T I V I D A D G A L Á C T I C A

M U J E R E S A S T R Ó N O M A SC O M E T A S

REUNIONES Y CONGRESOS http://www.iaa.es/congresos/

SPECTROSCOPY IN COSMOLOGY AND GALAXY EVOLUTION 2005-2015GRANADA, DEL 3 AL 5 DE OCTUBRE, 2007

IVTH MIPAS IMK/IAA DATA USER MEETINGGRANADA, IAA, DEL 15 AL 16 DE NOVIEMBRE, 2007

LIBROS DE DIVULGACIÓN Cosmología Física. Jordi Cepa. Editorial Akal, 2007.

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

Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,Rafael Garrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Miguel Ángel Pérez-Torres, Julio Rodríguez, Pablo Santosy Montserrat Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Complementaria CCT003-05-00325 del Programa Nacional de Fomentode la Cultura Científica y Tecnológica.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. El comité editorial no se hace responsable de las opiniones formuladas en los artículos publicados.

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SUMARIOREPORTAJES

La capa de ozono: indicios de recuperación ...3Mujeres en astronomía ...7

Activas y perezosas: las galaxias también lo son ...11DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Las factorías de supernovas ...14

ACTUALIDAD ...16ENTRE BASTIDORES ...20

HISTORIAS DE ASTRONOMÍA. Púlsares ...21CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Cometas ...22

ACTIVIDADES IAA ...23

EL OZONO, QUE ETIMOLÓGICA-MENTE SIGNIFICA "OLER", da nom-bre a una molécula compuesta por tres áto-mos de oxígeno -O3- que, en condicionesnormales de presión y temperatura, es ungas incoloro, de olor acre y que puede sertóxico si se respira en grandes cantidades.Se encuentra de forma natural en nuestraatmósfera, principalmente en dos regiones:el 10% en la troposfera y el 90% en laestratosfera (ver esquema dcha); por enci-ma de esta altura solo se encuentra en can-tidades ínfimas. La capa con elevada con-centración de ozono de la estratosfera seconoce comúnmente como la capa deozono. Su concentración es muy baja com-parada con los principales gases, el nitró-geno y oxígeno moleculares (N2 y O2). Sicomprimiéramos el ozono de toda la atmós-fera en una sola capa en la superficie de laTierra tendría el grosor de un lápiz (unos 3-4 mm). Sin embargo, estas pequeñas canti-dades son suficientes para proteger la vidaen la Tierra de la dañina radiación ultravio-leta (UV) solar.El ozono se forma en la estratosfera demanera natural en dos pasos, a partir del O2y en presencia de radiación ultravioletasolar. Primero la radiación UV rompe lamolécula de O2 en dos átomos de oxígenoy estos se recombinan posteriormente condos moléculas de oxígeno para formar dosmoléculas de ozono. Asimismo, el ozonotambién se destruye en la atmósferamediante reacciones químicas en las queintervienen compuestos naturales (porejemplo, los óxidos del nitrógeno) y com-puestos producidos por el hombre, comolos compuestos de cloro y bromo.En la troposfera, cerca de la superficieterrestre, además de la producción naturalmencionada arriba, el ozono también se

produce por reacciones con gases contami-nantes, como hidrocarburos y óxidos denitrógeno, que también requieren la presen-cia de luz. La combustión de carburantesfósiles es la principal fuente de polución enla producción del ozono troposférico.

El bueno, el malo y el ozonoEl ozono estratosférico absorbe parte de laradicación ultravioleta solar (UV-B, 280-315 nm), perjudicial para la vida en lasuperficie terrestre. Por esta razón, elozono de la estratosfera se considera comoozono "bueno". Por el contrario, un exce-so de ozono en la superficie, formado apartir de los gases contaminantes, se con-sidera ozono "malo", porque es perjudi-cial para el hombre, las plantas y los ani-males -reduce el crecimiento de cosechasy bosques y produce problemas en las víasrespiratorias-. Además, el ozono en estaregión contribuye al calentamiento globalde la superficie terrestre. No obstante, elozono producido de forma natural en latroposfera también se considera "bueno"por su papel de agente limpiador de gasescontaminantes como monóxido de carbonoy metano. En la década de los 80, cuandose descubrió su drástica reducción sobre laAntártica (el denominado agujero deozono), su estudio pasó a ser fundamentalporque una disminución progresiva podríaincidir en un mayor riesgo de aparición decáncer de piel. Y, más recientemente, tam-bién cobró protagonismo por su importan-te papel en la contaminación y en la cali-dad del aire en las grandes urbes.

El agujero de ozonoEl ozono no se encuentra distribuidouniformemente sobre todo el globo.Aún produciéndose principalmente enel ecuador y en los trópicos (recorde-mos que necesita de la presencia deluz para formarse), la mayor cantidadtotal de ozono (o columna de ozono),correspondiente a todo el ozono quehay en la atmósfera por encima de undeterminado sitio, se encuentra en

latitudes medias y cer-canas a los polos (salvo

en las condiciones delagujero de ozono, pri-mavera austral), debidoal régimen de vientosecuador-polo reinante enla estratosfera. Esto pro-duce un fuerte cambio

con la latitud.

LA CAPA DE OZONO:

IInnddiicciiooss ddee rreeccuuppeerraacciióónn

EPORTAJESLA CAPA DE OZONO R

LOS MODELOS NUMÉRICOS PREDICEN QUE, CON LASLIMITACIONES DE EMISIÓN DE GASES, EL OZONO SEENCONTRARÁ EN CONCENTRACIONES SIMILARES A LAS DEANTES DEL AGUJERO (1980) HACIA MEDIADOS DE ESTE SIGLO Por Manuel López Puertas (IAA-CSIC)

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Corte esquemático de la atmósfera terrestre.

A principios de la década de los 80, inves-tigadores del British Antarctic Survey y dela agencia meteorológica de Japón obser-varon en varias estaciones de la Antárticaque la columna de ozono a finales delinvierno y principios de primavera (sep-tiembre-octubre) disminuía de formaespectacular. Estas observaciones fueronconfirmadas posteriormente con las medi-das de satélites que mostraban que estareducción se extendía sobre una vastaregión (20-25 millones de km2) centrada enel polo Sur (imagen dcha). De ahí el nom-bre de "agujero de ozono". Hoy sabemos(en 1995 se concedió el Premio Nobel deQuímica a los investigadores MarioMolina, Sherwood Roland y Paul Crutzenpor sus trabajos sobre la destrucción delozono atmosférico) que el agujero de ozonose produce por la emisión a la atmósfera decompuestos de cloro y bromo (los cloro-fluorocarbonos, CFCs) empleados en lasindustrias de refrigeración y aire acondicio-nado. Estos gases, químicamente inertes einsolubles en la lluvia y nieve en la bajaatmósfera, se acumulan en la misma y setransportan a la estratosfera donde, en pre-sencia de luz UV, se convierten en gasesreactivos que, mediante reacciones catalíti-cas, destruyen al ozono. La eventual elimi-nación de los CFCs de la atmósfera tienelugar a través de la disolución en lluvia ynieve de los productos reactivos de cloro ybromo aunque a un ritmo lentísimo -la vidamedia de una molécula de CFC en laatmósfera es de casi un siglo-.

Merced a los procesos dinámicos, losCFCs se distribuyen casi uniformementepor todo el globo. ¿Por qué se produceentonces el agujero en la Antártica? La res-puesta está en las bajas temperaturas de laestratosfera en el invierno polar antártico,producidas por el denominado vórticepolar, un potente anticiclón que se forma enla baja estratosfera (30 km). Estas bajastemperaturas favorecen la formación denubes de hielo (nubes estratosféricas pola-res). En la superficie de los cristales dehielo tienen lugar, durante el inviernopolar, reacciones químicas que transformanlos productos del cloro en otros que, tras lallegada de la luz en la primavera, producenlos productos clorados reactivos que destru-yen al ozono. En el Ártico también se pro-

duce una disminución del ozono al final delinvierno y principios de primavera (febre-ro-abril), aunque mucho menor que en elAntártico, debido a las temperaturas menosfrías, y es mucho más variable. La distintaorografía y distribución de continentes yocéanos en el hemisferio Norte tiene unpapel muy importante, ya que aumenta laactividad de propagación de ondas en laestratosfera y evita así que las temperaturasdel vórtice polar Ártico sean tan bajas. La pérdida de ozono no solo ocurre en lasregiones polares. Aunque en menor intensi-dad, también sucede en latitudes medias, y

en mayor medida en el hemisferio Sur queen el Norte (ver imagen, panel inferior).Considerando el promedio de todas las lati-tudes, la capa de ozono global se ha reduci-do paulatinamente desde 1980 y actualmen-te es un 4% menor que entonces (ver ima-gen, panel superior), valor significativa-mente mayor que su variabilidad natural.

Soluciones al problemaDebido al alto poder destructor del O3 delos CFCs y a su larga vida en la atmósfe-ra, rápidamente se establecieron protoco-los para disminuir su producción. Así, el

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Variabilidad del agujero de ozonoen la Antártica durante 2001-2003

La imagen muestra la pérdida deozono en el hemisferio Sur desde1965 a 2005. En el 2002 ocurrió, porprimera vez en la historia, una rupturadel vórtice polar antártico (algo muyfrecuente en el Ártico), que impidióque se alcanzaran temperaturas muybajas y propició que la reducción deO3 fuera pequeña (imagen superior,panel central). En 2004 la pérdida deozono también fue mucho menor. Noestá claro por qué han ocurrido estasreducciones tan débiles en estosaños, aunque parece que están aso-ciadas al cambio climático. Sinembargo, en el 2006 casi se alcanzaun nuevo récord absoluto de pérdidade ozono. De cualquier manera, latendencia en promedio de los últimosaños es a una recuperación de lacapa de ozono. Fuente: WMO (2007).ÚLTIMA HORA: recientes estudiosdesvelan que la pérdida de ozonoeste año es también muy baja, similara la de 2004.

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Variabilidad del agujero de ozono en la Antártica durante 2001-2003. Fuente: WMO (2007).

En promedio, la capa deozono global se ha reducidodesde 1980 y actualmente esun 4% menor que entonces

16 de septiembre de 1987 se firmó el pro-tocolo de Montreal (la ONU celebra el díamundial del ozono este día, y este año secelebra el veinte aniversario), donde seestablecieron límites de producción deCFCs que posteriormente tuvieron que serrevisados a la baja en sucesivas enmiendasen Londres (1990), Copenhague (1992) yPekín (1999). Como resultado de dichoprotocolo y las sucesivas enmiendas, lacantidad de gases destructores del ozonoha empezado a disminuir recientemente y,desde finales del siglopasado, se ha obser-vado una estabiliza-ción de la pérdida deozono. Sin embargo,el agujero de ozonopresenta una altavariabilidad que impi-de afirmar con rotun-didad cuándo exactamente y en qué medi-da se recuperará. Los modelos numéricos predicen que, conlas limitaciones actuales de emisión degases, el ozono se encontrará en concen-traciones similares a las de antes del agu-jero (las de 1980) hacia mediados de estesiglo (imagen dcha). La capa de ozono serecuperará a medida que los compuestosclorados y bromados vayan desaparecien-do de la atmósfera, aunque existen variosfactores, tanto de índole natural como deorigen humano, que pueden cambiar elritmo de su recuperación. Factores natu-rales como la variabilidad de la actividadsolar y las erupciones volcánicas, asícomo el cambio climático, pueden alterarsu evolución.

Factores de variabilidadComo ya hemos mencionado, en condi-ciones de mayor radiación solar se pro-duce más ozono. Así, la columna total deozono tiene una variabilidad de un 5%asociada al ciclo solar de once años. Porotra parte, una mayor actividad solargenera perturbaciones (tormentas)magnéticas, lo que produce una mayorconcentración de óxidos del nitrógeno enlas regiones polares y, por tanto, una dis-minución del ozono (ver recuadro en lapágina siguiente).La erupción de grandes volcanes, comoel Chichón en 1982 o el Monte Pinatuboen 1991, inyectó en la estratosfera grancantidad de aerosoles sulfatados, queproporcionan la base para las reaccionesque dan lugar a los gases destructores del

ozono. Durante esos años se detectaronlos niveles más bajos de ozono en laAntártica. Así pues, si entraran en erup-ción volcanes similares en los próximosaños, cuando los niveles de CFCs en laatmósfera aún serán altos, se retrasaría envarios años la recuperación de la capa deozono.Por otra parte, los efectos del cambioclimático (cuya causa principal no es lareducción de ozono sino el elevadoaumento de las concentraciones de los

gases invernaderocomo el dióxido decarbono o el metano)pueden incidir en unsentido u otro en larecuperación de lacapa de ozono.Aunque este es, hoydía, un campo de

intensa investigación, sabemos que la emi-sión de gases invernadero aumenta la tem-peratura en la superficie pero baja la de laestratosfera, que contiene la mayor partedel ozono. La destrucción natural delozono es más lenta a menores temperatu-ras en la alta estratosfera y, por tanto, pro-duciría una recuperación más rápida delmismo. Por el contrario, temperaturasmás bajas en la estratosfera inferior propi-cian un aumento en la aparición de nubes

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LA CAPA DE OZONO

La variación de la columna de ozono a lo largode un día es prácticamente nula, por lo que lamayor variación de la radiación solar en lasuperficie viene dada por la inclinación de losrayos solares, al margen de efectos menorescomo la nubosidad y la concentración de aero-soles. El cambio en la radiación solar recibidaen la superficie a la latitud de España (40º) enel solsticio de verano (21 de junio) desde las 9a las 12 de la mañana (de 11 am a 2 pm horacivil) es de un 35% (y un 65% de 8 a 12h),equivalente al mismo factor en la columna deozono. Este factor es mucho más elevado quela reducción de la columna de ozono desde1980 en todas las latitudes salvo en torno alpolo Sur (latitudes >60ºS). Así pues, salvo enla Antártica durante la primavera austral, elefecto de la pérdida de ozono sobre elaumento de la radiación UV en la superficiees casi despreciable frente a la variacióndiurna. Si estamos sensibilizados por nuestraexposición a la radiación UV, no debemospues preocuparnos en exceso del agujero deozono sino de no tomar el Sol en las horascentrales del día. Los índices de radiación UVactualmente publicados en varias páginasweb, normalmente junto a columnas de ozono,reflejan más bien la latitud, estación y hora dellugar más que la pérdida del ozono.

OZONO Y RAYOS UV

Los modelos numéricospredicen que el ozono se

encontrará enconcentraciones similares a

las de antes del agujero haciamediados de este siglo

Predicción de la recuperación de la capa de ozono. WMO (2007).

estratosféricas polares, que contri-buyen a una mayor pérdida delozono. En este mismo sentido, elaumento de la cantidad de vapor deagua en la estratosfera constatadorecientemente también conduciría auna mayor presencia de estas nubesy de menos ozono. Los efectos del cambio climáticotambién se dejan sentir a través delos cambios en la dinámica atmosfé-rica como consecuencia del cambioen la estructura térmica. ¿De quéforma afectará al ozono global? Aúnno lo sabemos con certeza. Por unaparte, parecen existir indicios deuna aceleración del transporte meri-dional ecuador-polos, que puedeafectar al transporte de ozono, pro-ducido principalmente en los trópi-cos. Por otra parte, el cambioclimático puede afectar a los proce-sos dinámicos fortaleciendo el vórti-ce polar, esto es, temperaturasbajas, mayor presencia de nubesestratosféricas polares y mayor pér-dida de ozono; o puede que aumen-te la actividad de ondas planetarias,causando vórtices más débiles ymenos fríos, menos nubes y mayo-res niveles de ozono. Así pues, lapredicción de la recuperación de lacapa de ozono a los niveles anterio-res a 1980 es, hoy por hoy, bastan-te incierta.

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Con objeto de predecir la evolu-ción futura de la capa de ozono esnecesario conocer todos aquellosprocesos, tanto naturales comocausados por el hombre, que locontrolan. Entre las causas natura-les se encuentran la variabilidadde la actividad solar, que tiene unadoble vertiente. Por un lado, lavariación de la radiación solar UVque nos llega a la atmósfera, prin-cipalmente asociada al ciclo solarde once años y, por otro, la pro-ducción de grandes cantidades departículas (principalmente proto-nes y electrones) eyectadas por elSol que, dirigidas a lo largo de laslíneas de campo magnético terres-tre, inciden en las regiones pola-res. En el Instituto de Astrofísica deAndalucía realizamos una intensaactividad en el segundo aspecto.Las medidas excepcionales sumi-nistradas por el instrumentoMIPAS, a bordo del satélite Envisatde ESA, nos está permitiendoestudiar en profundidad los efectos

de la denominadas "tormentasmagnéticas" solares sobre la con-centración de ozono en las regio-nes polares. Estos eventos inyec-tan gran cantidad de protones yelectrones altamente energéticosen las regiones polares, capacesde penetrar hasta los 30 km. En supenetración, ionizan el nitrógenomolecular que rápidamente reac-ciona con el oxígeno para formaróxidos del nitrógeno (NO y NO2).Estos gases participan de formanatural en ciclos catalíticos des-tructores del O3. Así pues, uno delos efectos de estas tormentas esla destrucción del ozono polar. Siinciden sobre la atmósfera cuandono está iluminada (invierno polar)los efectos pueden ser muy eleva-dos (hasta una reducción del 10%en la columna de O3) y sus efectosse pueden dejar sentir durantevarios meses. Otro aspecto más persistente aun-que menos intenso es el producidopor la precipitación de electrones

muy energéticos. La actividadmagnética solar induce cambiosen la magnetosfera terrestre(varios miles de km) que producela precipitación de electrones muyenergéticos sobre la alta atmósfe-ra (100 km) en las regiones pola-res. Estos producen igualmenteóxidos del nitrógeno en la altaatmósfera que, tras su descensodurante la noche polar, destruyenal ozono en la estratosfera. MIPASes un instrumento ideal para cuan-tificar la destrucción de O3 debidoa estos fenómenos, pues midetanto el O3 como estos compues-tos del nitrógeno de forma global ycontinua, no solo en regiones ilu-minadas sino particularmente encondiciones nocturnas.

EFECTO DE LA VARIABILIDAD DE LAACTIVIDAD SOLAR SOBRE EL OZONO POLAR

Aumento de los óxidos del nitróge-no en el polo Norte (arriba) despuésde la tormenta solar del 29 de octu-bre de 2003, y la correspondientereducción en la concentración deO3 (paneles inferiores). Fuente:López-Puertas et al.

BIBLIOGRAFÍA- Garcia, R., Causes of ozone depletion,Physics World, April, p. 49-55, 1995.- Solomon, S., Stratospheric ozone depletion:a review of concepts and history, Rev.Geophys., 37, 275-316, 1999.- WMO, (World Meteorological Organization),Scientific assessment of ozone depletion:2006, Global ozone research and monitoringproject-Report no. 50, Geneva, Switzerland,2007.- WMO, (World Meteorological Organization),Scientific assessment of ozone depletion:2006, Twenty questions and answers aboutthe ozone layer: 2006 update, Geneva,Switzerland, 2007 - Weatherhead E.C., and S.B. Andersen, Thesearch for signs of recovery of the ozone layer,Nature, 44, 4, 39-45, 2006.http://www.temis.nl/protocols/O3global.htmlhttp://www.ccpo.odu.edu/SEES/ozone/oz_class.htm

EPORTAJESMUJERES ASTRÓNOMAS R

CREO QUE LA ASTRONOMÍAMODERNA NO SE PUEDE CONCE-BIR sin el extraordinario trabajo realizadopor todas aquellas mujeres que, con su dedi-cación y amor a la Ciencia, nos han dejadosu legado. Con este artículo quiero rendirun homenaje muy especial a todas aquellasmujeres que, desde diferentes lugares, con-tribuyeron al progreso de la Astronomía, lamayor parte de ellas olvidadas por los his-toriadores de la ciencia.

Años difíciles: siglos XVII-XXVIIIDurante los siglos XVII y XVIII, la consi-deración de la Astronomía como una activi-dad artesanal llevó a la implicación de lasmujeres en esta actividad familiar. Segúnlos datos recopilados por la historiadoraLonda Schiebinger, un número extraordina-riamente grande de mujeres se dedicó a laAstronomía en Alemania: un 14% compa-rado con el 9% de mujeres astrónomas ale-manas en 2007. Se dispone de datos biográ-ficos de mujeres tan relevantes como MariaCunitz (1610-1664) que, con su libroUrania Propicia, popularizó la Astronomíade Kepler entre los escolares; MariaEimmart (1676-1707), conocida por sus 250dibujos de las fases de la luna que sentaríanlas bases del mapa lunar y, sobre todo,Maria Winkelmann (1670-1720) por sulucha con la Academia de Berlín. Ella seinició en la Astronomía con su tío y conti-nuó al casarse con el afamado astrónomoGottfrid Kirch, 30 años mayor que ella.Maria trabajó en estrecha colaboración consu marido y, entre sus principales contribu-ciones, cabe destacar la elaboración de uncalendario astronómico para la Academia deCiencias y el descubrimiento de un cometaen 1708, hallazgo que fue atribuido a sumarido. A la muerte de este en 1710, Mariasolicitó la entrada en la Academia paraseguir trabajando como astrónoma pero, a

pesar del apoyo de Leibniz, lefue denegado el acceso. En1916 Maria regresó a la acade-mia para trabajar, junto con susdos hijas, como ayudantes de suhijo Christopher, a quien síadmitieron como miembro depleno derecho. La admisión demujeres con pleno derecho tuvoque esperar hasta 1964, con lahistoriadora Liselotte Welskopf.Desde la fundación de la Academiade Ciencias de Berlín en 1700, sólo14 de sus 2.900 miembros han sidomujeres y entre ellas sólo 4 han sidomiembros de pleno derecho.En el resto de Europa solo se encuen-tran escasas referencias a mujeresdedicadas a la Ciencia. La mayoríarelativas a mujeres aristócratas comola Duquesa Cavendish (1623-1673)en Inglaterra o la Marquesa deChâtelet (1706-1749) en Francia.En Inglaterra encontramos aCaroline Herschel (1750-1848) yMary Somerville (1782-1872),que fueron las primeras mujeresque tuvieron el honor de ingresaren la Royal Astronomical Societyen 1835 . La dedicación a la Ciencia deCaroline Herschel se debió a unaironía del destino. Tras un tifus alos diez años quedó físicamentemuy desfavorecida, por lo que suspadres pensaron que no era aptapara el matrimonio y la educaronpara trabajar como ama de llaves. Sefue a vivir a Inglaterra como ayudan-te y ama de llaves de su hermano, SirWilliam Herschel. Se sabe que ella erala que realizaba todos los cálculosmatemáticos que publicaba su hermanoy le ayudaba en las observaciones astronó-

UNA VISIÓN HISTÓRICA DEL ACCESO DE LASMUJERES A LA ASTRONOMÍA PONE DE MANIFIESTO ELCONTRASTE ENTRE LOS IMPEDIMENTOS SOCIALESQUE LO OBSTACULIZABAN Y EL AFÁN DESUPERACIÓN DE LAS ASTRÓNOMASPor J. Masegosa (IAA-CSIC)

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micas. Después de la muerte de su hermanoen 1822, publicó el Catalogue of theNebulae which have been observed by W.Herschel in a series of sweeps. A pesar deque ella no consideró su trabajo especial-mente importante por el hecho de ser mujer,la Royal Astronomical Society la tuvo enaltísima consideración científica y fue la pri-mera mujer pagada por el rey de Inglaterrapor su trabajo de astrónoma, con cincuentalibras anuales. Mary Somerville aparece como una mujerautodidacta. Después de la muerte de su pri-mer marido, la independencia económicaque obtuvo le permitió dedicarse a sus prin-cipales aficiones, las Matemáticas, laAstronomía y la Filosofía. Incentivadaademás por su segundo marido, su primoWilliam Somerville, consiguió grandes pro-gresos en su carrera científica. Entre suslogros destacan la versión traducida de laobra de Laplace Mecanique Celeste y elensayo The Connection of the PhysichalSciences. Trabajó de forma incansable hastasu muerte y publicó su último trabajo,Molecular and Microscopic Science, a laedad de 89 años.La profesionalización de la Ciencia y elrechazo de las mujeres en las Universidadesprodujo la práctica desaparición de lasmujeres en la Astronomía en Europa.

Siglo XIX: las sufraguistasamericanas. MujerescomputadorasEntre todas las mujeres del siglo XIX,merece un lugar destacado Maria Mitchel(1818-1889), la primera astrónoma deEstados Unidos. Ella misma se definiócomo "poseedora de una habilidad normal,pero de extraordinaria paciencia". Su traba-jo promovió un gran avance en la tarea edu-cadora de mujeres en el Vassar College.Fundó la Association for the Advancementof Women, que presidió de 1873 a 1876, yde la que fue presidenta del comité científi-co hasta su muerte. A pesar de su dedica-ción como profesora de Astronomía en elVassar College, nunca confió en que lasmujeres hiciesen un trabajo comparable alde los hombres, sino solo aquel que requeríamucha paciencia. Entre sus logros podemosencontrar el descubrimiento de un cometaque lleva su nombre, lo que le valió unamedalla del rey de Dinamarca por el descu-brimiento del año. La idea de Maria Mitchel de que las muje-res estamos especialmente dotadas para lasobservaciones y los cálculos tediosos yrepetitivos inspiró al profesor Pickering, dela Universidad de Harvard, a contratar ungrupo de 21 mujeres, el conocido harén de

Pickering, para realizar una clasi-ficación y catalogación de todoslos espectros de estrellas hastala novena magnitud. Elaspecto más interesante delas mujeres de Harvard resi-de en que, además, pudie-ron realizar investigacio-nes independientes cuandosu obligación con el catálo-go espectroscópico se lopermitía. WilliaminaFleming (1857-1911) des-cubrió las enanas blancas;Annie Cannon (1863-1941)elaboró la clasificaciónespectral de las estrellas queaún adoptamos; AntoniaMaury (1866-1952) desarrollósu propio sistema de clasificaciónespectral, que años más tarde diolugar al diagrama de Herzsprung-Rusell; y Henrietta Leavitt (1868-1921)descubrió 1.777 estrellas variables en lasNubes de Magallanes y la relación periodo-luminosidad para las cefeidas.El ejemplo de Harvard cundió rápidamentey cuando, en 1892, el Observatorio de Parísplanteó el proyecto de cartografiado detodas las estrellas hasta magnitud oncemediante la utilización de placas fotográfi-cas, La Carte du Ciel, los Observatoriosparticipantes, veinte en total, consideraronque resultaba más barato y eficiente emple-ar a mujeres. Eva Isaksson estima que soloen el Observatorio de Helsinki el trabajorealizado por el equipo de mujeres equivalea 168 trabajadores a tiempo completodurante el tiempo de duración del proyecto.Lo sorprendente de este gigantesco trabajo,

la catalogación de seis millones de estrellas,es que no ayudó a la trayectoria futura deestas mujeres como astrónomas, como ocu-rrió en Harvard. Una de las razones argu-mentadas se atribuye a la contratación demujeres sin ninguna preparación astronómi-ca o científica, sino como meras calculado-ras de posiciones en las placas. A todasellas, con nombres completamente anóni-mos en su mayoría, les debemos gran partede las técnicas desarrolladas así como las

Desde la fundación de laAcademia de Ciencias de

Berlín en 1700, solo catorcede sus 2900 miembros hansido mujeres, y entre ellas

solo cuatro han sidomiembros de pleno derecho

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Carolina Herschel. Ella decía de sí misma :"Desde el principio me sentí más sorprendidaque gratificada por esa distinción, puesto quebien sé lo peligroso que es para una mujeratraer demasiada atención... cualquiera quediga demasiado de mí, dice bien poco de mipadre...".

Mary Somerville. Su libro The Connection ofthe Physichal Sciences constituye un profundoensayo filosófico con una amplia explicacióncientífica acerca de los fundamentos de lasfuerzas que mueven el universo.

posiciones y magnitudes de uncatálogo de varios millones deestrellas.

Llega el siglo XX: nuevasoportunidadesDurante la primera mitad del sigloXX, el acceso a la práctica científi-ca en este siglo de gran efervescen-cia les estuvo vedado. ElObservatorio de Monte Palomar esun ejemplo claro de cómo ya bienentrado el siglo XX, en los años60, las grandes instalaciones seoponían a la formación de buenasprofesionales en Astronomía. VeraRubin cuenta que no se permitió lautilización de los telescopios porninguna mujer hasta mitad de los60. La revisión de los InformesAnuales del Observatorio permiteconcluir que en los años 40 y 50 lasúnicas mujeres que trabajaron en élson administrativas y personal decálculo. La única mujer a la que sele permitió acceso en los años 30fue a Cecilia Payne-Gaposchin(1900-1980), debido a su extraordi-naria reputación, pero no para rea-lizar una observación astronómicaregular sino por unas pocas horascomo cortesía del director delobservatorio. A finales de los años40, Margaret Burbidge solicitó unabeca de la Carnegie para realizarsus observaciones allí. Como con-testación recibió una carta de dis-culpas por haber cometido la equi-vocación de pedir una beca de laCarnegie para utilizar los telesco-pios cuando las mujeres no estabanautorizadas a usar dichas instalacio-nes. Años después, en 1955, pudoutilizar los telescopios gracias a sumarido, Geofrey Burbidge, que síobtuvo una de estas becas. La pri-mera astrónoma que utilizó el telescopio dePalomar de forma legal fue Vera Rubin, en1964, lo que da una idea de las dificultadesencontradas por estas mujeres, pioneras dela astronomía del siglo XX, para desarro-llarse profesionalmente.Para comprender el clima en el que trabaja-ron tomemos como ejemplo las biografíasde las únicas mujeres a las que la SociedadAstronómica del Pacífico otorgó medallasde oro (las conocidas Bruce Medallist a todauna vida dedicada a la ciencia): MargaretBurbidge, en 1982, Charlotte Moore Sitterlyen 1990 y Vera Rubin en 2003. Cabe resal-tar que, de las 227 medallas de oro concedi-das por la Royal Astronomical Society, Vera

Rubin ha sido la única mujer merecedora dedicho honor en 1996, después de que pasa-ran 160 años de la otorgada a CarolinaHerschell.Margaret Burbidge (1919-) nació y fue edu-cada en una familia de científicos. Tanto supadre como su madre se dedicaban a la quí-mica, pero desde su infancia la empujaronhacia cualquier actividad relacionada con lasciencias naturales. Comenzó su actividad enAstronomía en 1940 haciendo observacionescon el telescopio reflector Wilson de 24 pul-gadas. Al término de la guerra hizo su doc-torado sobre un estudio espectroscópico deestrellas Be en el University College deLondres. Encontró su primera dificultad por

el hecho de ser mujer cuandopidió la beca para continuar susobservaciones en MontePalomar. Ella misma lo descri-be como algo inesperado, que leprodujo tanta rabia que buscó lamanera de superar esa dificul-tad. Este hecho singular marcósu trayectoria posterior aportán-dole un carácter duro y agresi-vo. Su carrera investigadora seha desarrollado entre Inglaterray Estados Unidos donde,además de una trayectoria curri-cular brillante, ha ocupado car-gos tan relevantes como direc-tora del Royal GreenwichObservatory y presidenta de laAmerican Astronomical Society.Charlotte Moore Sitterly (1898-1990) fue una eminente astróno-ma americana que organizó,analizó y publicó los libros bási-cos sobre el espectro solar.Desde el año 1945 hasta sumuerte trabajó en el U.S.National Bureau of Standardsand the Naval ResearchLaboratory. Entre sus contribu-ciones cabe destacar la compila-ción de las tablas de niveles ató-micos de energía que se utilizancomo material de referenciaestándar. Debido al escasopapel político que ha jugado enla Astronomía, se dispone depocos datos biográficos perso-nales, pero su legado científicofue tan relevante que le dieronla medalla a título póstumo en1990.Vera Rubin (1928-), motivadapor la historia de MariaMitchel, ingresó en el VassarCollege y se graduó en laUniversidad de Cornell. Fue

rechazada por la Universidad de Princetonporque no aceptaban mujeres. Su tesis demaster sobre los movimientos relativos entrelas galaxias produjo un gran revuelo en lareunión de la American AstronomicalSociety, donde fue presentado y obtuvo pocacredibilidad. Después de esta experienciainicial y debido al traslado de su marido,realizó su tesis doctoral en la GeorgeWashington University, tesis que nunca con-siguió publicar en ninguna revista profesio-nal de Astronomía. Sobre todo se la conocepor sus estudios sobre la cinemática de lasgalaxias espirales, que indicaron la existen-cia de una alta proporción de materia oscu-ra en el Universo. Su trayectoria, tan poco

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MUJERES ASTRÓNOMAS

Maria Mitchell trabajando con sus alumnas en el Vassar College.

Harén de Pickering. Esta es la fotografia más famosa que se conoce de lamujeres que trabajaron para Pickering tomada el 13 de mayo de 1913. Enella se encuentran el Profesor Pickering con Margaret Harwood , MollieO'Reilly, Edith Gill , Annie Jump Cannon, Evelyn Leland, FlorenceCushman, Marion Whyte, Grace Brooks, Arville Walker, Johanna Mackie,Alta Carpenter, Mabel Gill e Ida Woods.

común, la ha convertido en una de las muje-res más activas en la defensa y promociónde mujeres en Astronomía. Ella mismaescribía en Newsweek en 2005: "Esta es unabatalla que tendrán que luchar las mujeresjóvenes. Hace treinta años pensábamos quela batalla acabaría pronto, pero la igualdades tan elusiva como la materia oscura”.Acabaré este homenaje con una de las astró-nomas más relevantes del siglo XX y con laque, a mi entender, se ha cometido una graninjusticia: Jocelyn Bell Burnell (1943). Es laprueba viva de una científica de este sigloque ha superado todos los obstáculos.Jocelyn cuenta que su carrera profesionalcomenzó a la edad de once años cuando nopasó el examen que determinaba las aptitu-

des para realizar una carrera supe-rior universitaria. Tuvo unasegunda oportunidad a la edad detrece años en una escuela de York.En 1965 se graduó en Glasgow encontra de todas las recomendacio-nes de su entorno, que le aconse-jaron que abandonara, ya que erala única mujer en la licenciaturade física. En 1968 obtuvo su doc-torado en Astronomía por laUniversidad de Cambridge.Durante la realización de su doc-torado, conjuntamente con sudirector de tesis, AnthonyHewish, descubrió la existenciade los púlsares, hecho éste quele valió a Hewish y Ryle la con-cesión del Premio Nobel deFísica en 1971. A pesar de queel trabajo se publicó comoHewish, Bell y tres colabora-dores y que era bien conocidopor toda la comunidad la partici-pación activa de Jocelyn en esteacontecimiento, no se la tuvo encuenta para el Nobel. Lo mássorprendente es que Jocelyn nocejó en su empeño de continuaradelante e incluso se sintió orgu-llosa del honor recibido porHewish. Cuando terminó su tesisen Cambridge, continuó con unacarrera muy activa enAstronomía en la Universidad deSouthampton, el UniversityCollege de Londres y elObservatorio Real deEdimburgo, además de ser tuto-ra, consultora y profesora de laOpen University entre 1973 y1987 y catedrática desde 1991.Por último hay que resaltar queen los últimos años de carreraprofesional, entre 2001 y 2004,fue decana de la Facultad deCiencias de la Universidad deBath y, entre 2002 y 2004, presi-denta de la Royal AstronomicalSociety.

Quiero terminar mi pequeñohomenaje a estas mujeres astró-nomas con una frase de Jocelyn(Science 304, p. 489, 2004):"Las mujeres y las minorías nodeberían hacer todo el esfuerzode adaptación. Es momento deque la sociedad se movilice hacialas mujeres, y no las mujereshacia la sociedad".

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Cecilia Payne-Gaposchkin. Fue la primera mujer queobtuvo un doctorado en Astronomía en elObservatorio de Harvard.

Margaret Burbidge. Ella escribe en su biografíasobre el rechazo de la Institución Carnegie paraobservar en el observatorio de Monte Wilson: “...silos esfuerzos se ven frustrados por un muro depiedra o cualquier otro tipo de bloqueo, una debeencontrar otro camino hacia su meta...”.

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Vera Rubin. De ella el Washington Post escribió "madre jovenencuentra el centro de la creación, o algo así", para hacerse ecode la discusión que planteó con la presentación de los resultadosde su máster en una reunión de la American Astronomical Society.

Jocelyn Bell. A lo largo de su vida ha sido una gran promotora deltrabajo de las mujeres. En un artículo reciente escribía: "Aunque elavance y el reconocimiento de las mujeres astrónomas venga arachas y de modo inesperado, como el estudio de los púlsares,espero que se aceleren en el futuro".

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EPORTAJESACTIVIDAD GALÁCTICA R

DESDE EL DESCUBRIMIENTO, ENLOS AÑOS 20, DE LA NATURALEZAEXTRAGALÁCTICA de muchas de lasnebulosas que se observaban en el cielonocturno, se ha intentado encontrar unpatrón para agrupar las galaxias1 en con-juntos con propiedades físicas comunes. El"diapasón" propuesto por Hubble (imagendcha), si bien en principio responde a unaclasificación taxonómica, es especialmenteútil porque supone el establecimiento degrandes grupos caracterizados por compar-tir, ya no sólo la forma, sino las propieda-des cinemáticas (relativas al movimiento),de contenido en estrellas, gas y polvo, ycon procesos de formación de estrellassimilares. Tal como se muestra en la ima-gen de la derecha, Hubble distingue entreelípticas, espirales y lenticulares (estas últi-mas como tipo intermedio), y las espiralessubdivididas a su vez en barradas y nobarradas. Gracias a estudios posteriores a esta clasi-ficación, sabemos que las elípticas alber-gan una población estelar fundamental-mente vieja y que su contenido en polvo ygas es mucho menor que en las espirales;las galaxias elípticas se mantienen establesfrente al colapso gravitatorio debido al pro-pio desorden de los movimientos de susestrellas (la llamada dispersión de veloci-dad). Por su parte, las espirales se caracte-rizan por poseer dos componentes funda-mentales, el bulbo (o componente esferoi-dal asimilable a las elípticas) y el disco, ypor motivar procesos de formación estelarmás recientes. La rotación del disco lashace estables frente al colapso gravitatorio.En el caso de las barradas, que son almenos dos tercios del total de las espirales,esta componente elongada puede tener con-secuencias importantes en la evoluciónespontánea de sus propiedades. Existen, además, otros tipos de galaxias,

como las irregulares, las enanas, o las debajo brillo superficial -las que serían elcolmo de la pereza-, a las que no nos refe-riremos a continuación (en lo que a la acti-vidad nuclear se refiere, estas galaxias nojuegan prácticamente ningún papel). La morfología de las galaxias dependegeneralmente del plano de visión (orienta-ción) en el cielo, además de la longitud deonda en que se observe ya que, en funciónde esta, los fenómenos físicos que tienenlugar serán más o menos aparentes (ima-gen pág. siguiente). Así, en rayos X vere-mos el gas muy caliente (a millones de gra-dos) visible en centros de cúmulos de gala-xias, en explosiones de supernova, estre-llas binarias de rayos X y en AGNs (núcle-

os activos de galaxias). En el ultravioleta yazul destacarán las estrellas muy calientes,masivas y jóvenes, mientras que en el rojoe infrarrojo cercano lo harán estrellas másviejas y menos masivas. En el infrarrojomedio predominará la emisión provenientede polvo caliente y de estrellas muy frías,y en el infrarrojo lejano, la del polvo tem-plado o frío. En frecuencias milimétricasse observarán las líneas moleculares y enradio frecuencias el hidrógeno atómico olos procesos de emisión de radiación sin-crotrón (púlsares y AGNs).Las galaxias ocupan además un rango muyamplio de distancias, de modo que, cuantomás lejos se hallen, se podrán distinguirmenos detalles sobre su apariencia y la fre-

Por Isabel Márquez (IAA-CSIC)

"Diapasón de Hubble", que se aplica a las galaxias cercanas y masivas. Las clasifica en dos grandes grupos: elípti-cas y espirales, estas a su vez separadas en barradas y no barradas.

1 En lo que sigue se utilizará una definición operativa de galaxia, como agrupación autogravitante de millones de estrellas de masas y edades diversas, nubes de gas adiferentes temperaturas, densidades y grados de ionización, polvo y materia oscura.

Activas y perezosas:LAS GALAXIAS TAMBIÉN LO SON

cuencia observada se corresponderá conlongitudes de onda progresivamente des-plazadas hacia al azul debido a la expasióndel Universo (efecto K). La comparacióncon los sistemas del Universo cercanohabrá de hacerse considerando estas dossalvedades. Por otra parte, las galaxias nopermanecen de manera inmutable en lasecuencia de Hubble (hecha para el óptico,y para galaxias cercanas y masivas), sinoque continúan "formándose", ya sea porevolución secular (interna), o por procesosde interacción.

Las galaxias activasLas galaxias activas sufren procesos fuerade lo que ocurre en las galaxias normales,con peculiaridades que se manifiestan a lolargo de todo el espectro electromagnético:peculiaridades morfológicas (estructurascompactas de alto brillo superficial, núcleoestelar o semiestelar, estructuras externasirregulares cuyo origen suele atribuirse afuerzas de marea, núcleos dobles o triples)y características espectrales inusuales (líne-as de emisión muy intensas y anchas, colo-res muy azules, emisión en radio, en rayosX o en el infrarrojo lejano anormalmenteintensa). Hasta épocas muy recientes lagran mayoría de las galaxias activas se hanencontrado por cartografiados del cielo en

el óptico, seleccionando galaxias con exce-sos en el azul o ultravioleta, o buscandolíneas de emisión en los espectros. El ori-gen de esta actividad puede deberse a pro-cesos de formación estelar muy potentes:la llamada actividad de tipo starburst, parala que la interacción gravitacional se hasugerido como mecanismo inductor impor-tante. Pero otros procesos cuyo origen nopuede ser estelar tienen lugar en los núcle-os de algunas galaxias: es la llamada acti-vidad nuclear galáctica, o AGN, a la quenos dedicamos a continuación.

AGNsLa actividad de tipo AGN se debe a losprocesos de acreción que resultan dela caída de material sobre un agujeronegro central supermasivo. La radia-ción ionizante en el disco de acrecióncalienta el gas y produce las propie-dades características de este tipo deobjetos: emisión en radio frecuen-cias, presencia de líneas espectralesanchas, variabilidad, continuo no-tér-mico y polarización. En el esquemaactual (imagen inferior), el agujeronegro central es extremadamentepequeño (alrededor de una millonési-ma del tamaño de la galaxia que loalberga) y muy masivo (de 10 a 100

millones de masas solares). A distanciascien veces superiores se encuentra unaregión compacta de alta densidad, respon-sable de la líneas permitidas anchas, la lla-mada región de líneas anchas o BLR, deBroad Line Region. A su alrededor, untoroide de polvo que, según la visual delobservador, puede llegar a ocultar laBLR. En escalas hasta mil veces superio-res a la anterior, se encuentra una regiónde densidad más baja, responsable de laemisión de líneas prohibidas estrechas, lallamada región de líneas estrechas, oNLR, de Narrow Line Region (se lesllama líneas prohibidas porque, en situa-ciones normales en laboratorios terrestres,estas líneas no aparecen). Los AGNsconstituyen el fenómeno estable másenergético del Universo, de modo que nospermiten acceder a épocas muy tempranasdel Universo ya que son observables hastadistancias muy grandes. El porcentaje y lapotencia de los AGN aumentan con elcorrimiento al rojo, indicando que elUniverso más joven era más activo. Sinembargo, cuanto mayor es la distancia, laapariencia es más débil y más pequeña,dificultándose enormemente el estudio dela morfología de las galaxias anfitrionas deAGNs lejanos. Los AGNs se han catalogado en diferentestipos, como son los cuásares, los núcleostipo Seyfert o LINER o las radiogalaxias.Desde los años 80 se propuso una hipóte-sis, conocida como esquema de unifica-ción, según la cual las diferencias entre laspropiedades de unos tipos de AGNs y otrospueden explicarse considerando el efectode ocultación del toroide central: en el casode las galaxias sin emisión en radio, si lavisual no intercepta este toroide, el obser-

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Esquema de la región más central de una galaxia con AGN, con las diferentes zonas que se requieren paraexplicar las diferentes propiedades. (Urry y Padovani 1995). Según el esquema de unificación, los AGNspueden agruparse considerando los efectos de ocultación del toroide central.

Imágenes de la galaxia M81 en diferentes longitudes de onda, que reflejan distintos procesos físicos.

vador tendría acceso a la BLR y la NLR, ypor tanto vería una galaxia de tipo Seyfert1 o un cuásar; en caso contrario, solo acce-dería a la NLR, con lo que vería una gala-xia de tipo Seyfert 2. De modo semejanteocurriría con los AGN con fuerte emisiónen radio.

Investigación en el IAAUn caso especialmente interesante lo cons-tituyen las galaxias ultraluminosas en elinfrarrojo (ULIRGs), donde ambos tiposde actividad, AGN y starburst, pueden sermuy relevantes. Inmersas en grandes nubesde polvo, estas galaxias suelen encontrarseen sistemas en fuerte interacción, comoocurre también en los cuásares, comocorroboraron trabajos de nuestro equipo(imágenes en esta página). El caso de losLINERs, probablemente en el extremoopuesto de actividad más baja, es partefundamental de nuestro tema de trabajo2,en el que tratamos de dilucidar si se tratade núcleos con agujeros negros menosmasivos, con mecanismos de acrecimientomenos eficientes o con un oscurecimientomás importante que en Seyferts.Uno de los temas candentes sobre AGNsconsiste en tratar de entender por quésolo un 10% de las galaxias masivas pre-senta este tipo de actividad, cuando seviene mostrando que todas ellas alberganun agujero negro central (también nuestraVía Láctea, que podría clasificarse como

“perezosa”). Entre las condiciones nece-sarias para activar un núcleo están las deprecisar tanto de un mecanismo de trans-porte hacia el puro centro como de sufi-ciente material (gas, estrellas…) para ali-mentarlo. La interacción gravitacionalimplica el cumplimiento de ambos requi-sitos. En el caso de galaxias espiralesaisladas, se han sugerido como posiblescandidatos los procesos de evoluciónsecular inducidos por la presencia de unabarra, si bien los resultados indican quese precisan estructuras y procesos adi-cionales. Nuestra contribución al respec-

to muestra que galaxias espirales aisla-das, con y sin núcleo activo, son seme-jantes desde todo punto de vista hasta lasescalas de la NLR3. Nuestras investiga-ciones más recientes tratan de discernircómo se relacionan tipo y potencia delAGN con las propiedades de la galaxiaanfitriona, y si puede encontrarse unarelación que no dependa a su vez deltipo de entorno en que se encuentra,para lo cual habremos de solventar,entre otras, todas las dificultades relati-vas al estudio morfológico de galaxiasprogresivamente más lejanas.

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ACTIVIDAD GALÁCTICA

Imágenes de galaxias ULIRG obtenidas por nuestrogrupo en el NOT (La Palma). Los procesos de inte-racción fuerte y fusión son muy frecuentes.(Masegosa y Márquez 2002).

2 Parte del trabajo de tesis de Omaira González Martín (ver González-Martín et al. 2006, 2007). 3 Resultados del proyecto DEGAS, acrónimo de Dinámica y Estructura de Galaxias Activas, en el que participamos un grupo de astrónomos del IAA, de Francia y Chile.

Imagen obtenida con óptica adaptativa en el tele-scopio Franco-canadiense (Hawai) de un cuásar.Tanto la galaxia anfitriona del cuásar como lacompañera presentan signos inequívocos defuerte interacción gravitacional (Márquez et al.2001).

Los starbursts, o estallidos de formaciónestelar, son periodos de formación estelarmuy intensos en una galaxia, con una dura-ción característica de entre cien y mil millo-nes de años. Para que puedan producirseestos estallidos, es necesario un suministroviolento de gas a las regiones centrales de lasgalaxias, lo que está habitualmente favoreci-do por procesos de fusión o interaccióngaláctica. Las galaxias con estos brotes deformación estelar intensa se conocen comogalaxias starburst, y para comprender sufísica se requieren observaciones en todoslos rangos de frecuencia del espectro. Sinembargo, cuando los estallidos se producenen las regiones centrales de las galaxias, quecorresponden a los brotes más compactos yluminosos, están envueltos en nubes depolvo que son ópticamente gruesas [1] a lon-gitudes de onda cortas. Por ello son funda-mentales las observaciones a longitudes deonda largas (milimétricas y centimétricas),ya que atraviesan el velo de extinción y per-mitien derivar las propiedades básicas de lapoblación estelar.Las galaxias luminosas/ultraluminosas en elinfrarrojo (en inglés LIRGs/ULIRGs -(Ultra-)Luminous InfraRed Galaxies), quepresentan luminosidades por encima de1010/1011 luminosidades solares, son lasmejores candidatas para albergar estallidosde formación estelar. La alta luminosidad enel infrarrojo se debe a la radiación emitidapor los granos de polvo del medio intereste-lar, que se calientan por la absorción de foto-

nes procedentes de las estrellas jóvenes for-madas en el estallido. Si hay muchas estre-llas jóvenes, se emite radiación muy intensaque es reemitida en el rango infrarrojo porlos granos de polvo. De hecho, suponiendoque la mayor parte de la energía emitida porlas estrellas jóvenes se emplea en calentar losgranos de polvo, puede estimarse la tasa deformación de estrellas masivas (las estrellascon masa superior a cinco soles).Si consideramos que las estrellas masivasson la componente fundamental de la lumi-nosidad estelar global y que "culminan" suvida como supernovas, podemos utilizar ladetección de supernovas en longitudes deonda de radio (las denominadas radio super-novas) como una herramienta fundamentalpara comprender la física de los procesos deformación estelar. Este procedimiento resul-ta particularmente útil en las regiones cen-trales de las galaxias starburst, donde haymuchísimo polvo. Así, el ritmo de explosiónde supernovas es un trazador de la tasa deformación de estrellas masivas y puede utili-zarse incluso para determinar la tasa total deformación estelar, si se asume una funcióninicial de masas [2] para las estrellas de masabaja (por debajo de cinco masas solares). Enese sentido, las galaxias luminosas/ultralu-minosas en el infrarrojo son excelentes can-didatas para ser consideradas las fábricas desupernovas más eficientes. Diversos autoreshan hallado una relación empírica entre laluminosidad en el infrarrojo lejano [3](emisión del polvo intergaláctico) y el

LAS FACTORÍAS [1] Al igual que una capa de niebla, las nubes de polvoque envuelven las estrellas nacientes absorben la luzque estas emiten. La cantidad de radiación absorbidapor estas nubes está relacionada con el llamado espe-sor óptico. Si esta cantidad es muy alta se dice que lanube es ópticamente gruesa, es decir, absorbe grancantidad de radiación y no nos deja ver las estrellas queoculta. Por el contrario, si la nube es ópticamente del-gada es prácticamente transparente. El espesor ópticodepende de la longitud de onda y la misma nube depolvo puede ser ópticamente gruesa para longitudescomo el visible pero, en cambio, ser transparente paralongitudes de onda de milímetros o centímetros, deján-donos acceder al brote de formación estelar que oculta.

[2] En un brote de formación estelar las estrellas nacen deuna misma nube de polvo y gas. Al colapsar, dicha nube sefragmenta, y de cada uno de estos fragmentos surge unaestrella. En general, el cúmulo contendrá estrellas de muydiferentes masas, desde muy masivas a estrellas de bajamasa. La función inicial de masas de un cúmulo indica lasproporciones relativas de estrellas que hay de cada masa.Lo interesante es que las observaciones indican que estafunción no depende de las condiciones de formación delcúmulo y es más o menos universal. Por tanto, si a partirdel número de supernovas podemos determinar la tasa deestrellas masivas en un cúmulo, aplicando dicha funciónpodemos determinar cuántas estrellas hay de cada masa,es decir, la masa total del cúmulo.

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[3] El espectro infrarrojo se divide en tres regiones:cercano, medio y lejano. Este último está comprendi-do entre 40 y 350 micras, aunque en realidad las fron-teras entre uno y otro están determinadas por la dife-rente tecnología que emplean los detectores.Además, las observaciones en el medio y lejano infra-rrojo deben realizarse con telescopios fuera de laatmósfera. En una galaxia starbust, la alta emisión enel infrarrojo lejano se debe al polvo calentado por lasexplosiones de supernovas.

[4] Si observamos con nuestros ojos un obje-to muy lejano apenas podremos distinguirsus detalles. La cosa mejora si empleamosunos prismáticos, o mejor, un telescopio. Eneste caso, podemos decir que hemos mejo-rado nuestra resolución, es decir, la capaci-dad para resolver con detalle estructuras muycercanas entre sí. Gracias a la radiointerfero-metria (una técnica que consiste en observarun mismo objeto con varias radioantenasseparadas hasta por centenares de kilóme-tros y sintetizar un telescopio de tamaño equi-valente a la distancia entre ellas) podemosalcanzar resoluciones angulares de milise-gundos, es decir, distinguir objetos que en elcielo están separados por tan pequeño ángu-lo. Con esta resolución veríamos desde laTierra a una persona tumbada sobre lasuperficie de la Luna o, en el caso de lasgalaxias, puntos separados por apenas tresaños luz.

La galaxia M82.

oottrrooss yritmo de explosión de supernovas.Arp 220 es el prototipo de galaxia ULIRG(1,3 x 1012 Luminosidades solares). Se hanrealizado observaciones radiointerferométri-cas con alta resolución angular [4] (equiva-lentes a una resolución lineal de un parsec)que demuestran que la región central contie-ne más de 49 fuentes puntuales, con flujosentre 60 microJy y 1,2 mJy [5], que han sidointerpretadas como radio supernovas. Laluminosidad de Arp 220 puede explicarse apartir de starbursts, sin recurrir a la presen-cia de un núcleo activo, con un ritmo deexplosión de 4±2 supernovas por año queequivale a una tasa de formación estelar de50-100 masas solares por año. Otro caso bien estudiado, en el límite de lasgalaxias luminosas, es el del anillo de for-mación estelar circumnuclear de la galaxiaM82 (2,8 x 1010 Luminosidades solares), enel que se han detectado más de 50 remanen-tes de supernova. Mediante observacionesde alta resolución angular se ha podidodeterminar la distribución, luminosidad,tamaños, índice espectral [6] y, en algunoscasos, la velocidad de expansión angular delos remanentes. Asumiendo una velocidadde expansión común para todos los rema-nentes (10.000 km/s), se ha podido determi-nar un ritmo de explosión de 0,07 superno-vas por año, que equivale a una tasa de for-mación estelar de 1,8 masas solares por año. En el IAA estamos trabajando en un proyec-to que estudia una muestra completa de gala-xias LIRG/ULIRG del Universo local (20

Mpc < D < 350 Mpc). Cubren un ampliorango de luminosidades, desde 7x1010 hasta2x1012 luminosidades solares. Estamos rea-lizando un seguimiento de sus estructuras,con alta resolución angular, para detectarnuevas radiosupernovas y determinar la tasade explosión de supernovas y la de forma-ción de estrellas masivas. El objetivo consis-te en determinar el mecanismo dominante enel calentamiento del polvo (brotes intensosde formación estelar vinculados a explosio-nes de supernova o la presencia de unNúcleo Activo) en las regiones nucleares ycircumnucleares de las galaxias de nuestramuestra. Hasta ahora hemos detectado dosnuevas radiosupernovas: SN 2000ft en NGC7469 y SN 2004ip en IRAS 18293-3413.Queremos destacar que, para el caso de SN2000ft, la detección y modelado de las cur-vas de luz en radio han permitido determinarla fecha de explosión y caracterizar que setrata de una supernova tipo II [7] que, si bienes extraordinariamente brillante, evolucionacomo muchas otras radiosupernovas queexplotan en galaxias normales. La deteccióny seguimiento de nuevas radiosupernovas enotras LIRGs nos permitirá comprobar si elcaso de SN 2000ft es generalizable, lo queindicaría que, a pesar de la elevada densidaden la que explotan las SNe en LIRGs, estasno se ven afectadas por el mismo.

ANTXON ALBERDI YMIGUEL ÁNGEL PÉREZ-TORRES (IAA)deconstrucción: EMILIO J. GARCÍA (IAA)

ensayosdeconstrucción

DE SUPERNOVAS

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[5] Jy, Jansky. Unidad de densidadde flujo que se emplea en radioas-tronomía, es decir, la cantidad deenergía por unidad de tiempo yárea que recibimos de un emisor auna frecuencia dada. Su nombrees en honor de Karl Jansky, uno delos padres de la radioastronomía (1Jansky = 10-26 Watios/m2 Hz).

[6] Si representamos la energía emitida por unaradiofuente a lo largo de un amplio rango de frecuen-cias se puede obtener mucha información sobre ella.Por ejemplo, la emisión de radiofuentes comoCasiopea A o Cygnus A decae con el aumento de lafrecuencia, en cambio en la Luna o Marte la emisióncrece con la frecuencia. Este comportamiento de laradiación con la frecuencia viene caracterizado por elíndice espectral. Un valor negativo para este índiceindica un origen térmico de la emisión; por el contra-rio, un valor positivo manifiesta la presencia de otrosmecanismos de radiación (por ejemplo, la radiaciónsincrotrón).

[7] Cuando una estrella muy masiva (al menos ochoveces la masa del Sol) llega al final de sus días trasquemar gran parte de su combustible, muere de formaexplosiva, expulsando su masa a una velocidad cerca-na a los cuarenta millones de km/h. Son las supernovasde tipo II, que se diferencian de otro fenómeno explosi-vo, las supernovas tipo Ia, en que estas últimas no sonfruto de la evolución estelar, sino de la reactivación vio-lenta e incontrolada de procesos termonucleares enuna estrella ya moribunda: una enana blanca. Lo inte-resante tanto en una como otra es que son fácilmentereconocibles ya que sus restos (remanentes) evolucio-nan de manera muy característica.

Arp220Izda: Imagen en radio a 8,4 GHzcon una resolucion angular de 300milisegundos de arco. Muestra quela galaxia contiene dos núcleosseparados por un segundo de arco,que corresponden a regiones deformacion estelar intensa.Dcha: Imagen VLBI de las superno-vas individuales del núcleo este deArp220.

Imagen en radio de la galaxia starburst M82 a 1,4 GHz. Los puntos bri-llantes corresponden a las estructuras tipo cáscara esférica de los rema-nentes de supernova en expansión.

Imagen en radio de la galaxia NGC 7469 a 8,4 GHz. Tiene una resolución angular de 350 mili-segundos de arco que corresponde a una resolución lineal de 120 parsec. Puede apreciarse ladetección de la supernova SN 2000ft en el anillo circumnuclear de formación estelar, a una dis-tancia de 600 parsec del núcleo.

NGC 7469

SN 2000ft

Hemos venido a un espectá-culo de baile clásico. Disfrutamosde la suavidad rítmica con que losbailarines se mueven por el esce-nario siguiendo los acordes musi-cales. Sin embargo, algo no vabien. Algunos se acercan entre símás de lo debido y no pueden evi-tar el contacto. Sus movimientos ysu aspecto parecen distorsionarse.Los bailarines más ineptos pierdenel control y chocan aparatosamen-te. La danza, antes suave, se con-vierte en una colisión violenta. Losespectadores dudamos de si losartistas en el escenario son contor-sionistas circenses o bailarines dedanza clásica. Las galaxias también danzan ypuede ocurrirles algo parecido. Amenudo no están solas, sino queforman parte de agrupacionescuyos miembros se mueven alcompás de los acordes musicalesdefinidos por la gravedad. Es estafuerza la que los mantiene unidosy les marca los movimientos quedeben seguir. En ocasiones, lasgalaxias llegan a estar tan juntasque interaccionan entre sí, mues-tran signos de distorsión en su

aspecto y sus movimientos y sondespojadas de gas y estrellas. Aveces se acercan tanto que la coli-sión es inevitable. El resultado esla formación de una nueva galaxiade mayor tamaño, producto de lafusión de las que chocaron.Este mecanismo de formación degalaxias (conocido como fusión degalaxias) se conoce desde hacedécadas. Hasta ahora se habíanobservado fusiones entre unagalaxia de gran masa y una ovarias galaxias menores, o bienfusiones entre dos galaxias demasa elevada similar. A estasobservaciones se une la últimarealizada por el telescopio espacialSpitzer de la NASA. De forma acci-dental ha descubierto una fusiónen la que participan cuatro gran-des galaxias: tres de ellas tienentanta masa como nuestra VíaLáctea y la cuarta posee al menostres veces más. Se trata de unespectáculo sin precedentes paralos investigadores. La colisión estan violenta que miles de millonesde estrellas han sido esparcidaspor el espacio. Como resultado deesta fusión se formará eventual-

mente una galaxia que tendrá almenos diez veces más masa quela Vía Láctea, en un proceso quehabrá durando más de mil millonesde años.La danza gravitatoria de estas cua-tro galaxias, armónica y suave en

el pasado, se ha convertido en undrama violento, extremo, cuyoresultado será la creación de unade las galaxias más masivas delUniverso.

Montserrat Villar (IAA).

El telescopio espacial Spitzer de la NASA hadesvelado la fusión de cuatro galaxias, tres deellas del tamaño de la Vía Láctea y la cuartamucho mayor

Los núcleos de galaxias acti-vas (o AGNs, como se los conocepor su acrónimo en inglés) seencuentran entre los objetos másluminosos del Universo. Algunosson capaces de radiar, desde una

región no mayor que nuestroSistema Solar, tanta energía comola emitida por todas las estrellas denuestra Galaxia. La extrema lumi-nosidad de los AGNs se debe alenorme potencial gravitatorio de

los agujeros negros supermasivosque se cree que existen en suscentros (con masas de entre millo-nes y miles de millones de veces lamasa de nuestro Sol). La presen-cia de material en caída en torno a

estos extraordinarios potencialesgravitatorios favorece la formaciónde discos de acrecimiento (verimagen) que, en presencia decampos magnéticos, son frecuen-temente los responsables de la for-mación de potentes chorros deplasma que se propagan en elmedio interestelar e intergalácticoa velocidades cercanas a la de laluz. Además del agujero negro, el

Una porción importante de AGNs ha permanecido oculta hasta elmomento

¿Un nuevo tipo de AGN o "todo dependedel cristal con que se mire"?

Actualidad

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El nacimiento de una galaxia gigantesca

La imagen nos muestra una de las mayores colisiones cósmicas jamás observada.Los nódulos amarillos brillantes en el centro son cuatro grandes galaxias que estánchocando entre sí, a una distancia de unos cinco mil millones de años luz de laTierra. Finalmente se fundirán para formar una de las galaxias más masivas delUniverso. Este descubrimiento fue realizado de forma accidental por el telescopioespacial Spitzer de la NASA (EEUU).

disco de acrecimiento y los cho-rros, existe un "rosco" (estricta-mente un toroide) de gas neutro ypolvo, mucho mayor que el discode acrecimiento, que puede ocultarparcial o totalmente las regionesinternas del AGN (ver imagen), ypor tanto determina las característi-cas observacionales fundamenta-les de los distintos tipos de AGNsen función del ángulo de visión conque nosotros lo observamos. Estono es estrictamente cierto, porquese sabe que solo existen dos tipode AGN: los que producen chorrosy los que no (aunque algunos pre-sentan chorros muy tenues, lo queestá aún por entender). Entonces,si tenemos esto en cuenta, el restode clases dentro de estos dos tiposno reflejaría diferencias reales,sino la orientación con que noso-tros los vemos.

Los “nuevos” objetosSin embargo, algunos trabajosrecientes muestran que existe unafracción relativamente abundantede AGNs cuya radiación visible yde rayos X de baja energía (entre0,1 y 10 kiloelectronVolts) pareceestar absorbida fuertemente. Estohabía impedido que los telesco-pios los observaran durante déca-

das, pero no ocurre así con losmodernos satélites de rayos X dealta energía (entre 10 y 100kiloelectronVolts), ya que la radia-ción en este rango tiene menortendencia a ser absorbida por elmaterial interestelar.De entre estos objetos detectadospor primera vez, un equipo inter-nacional de investigadores lidera-do por el Dr. Yoshihiro Ueda(Univ. Tokio) ha elegido dos paraun estudio intensivo que determi-ne si, de hecho, pertenecen a una

nueva clase de AGN desconocidahasta ahora. Para ello han emple-ado los satélites de rayos XSuzaku (Agencia EspacialJaponesa) y Swift (NASA),además de telescopios ópticos.Según Ueda y sus colaboradores,los resultados ponen de manifies-to que ambos objetos contienentoroides de polvo y gas tan exten-didos que bloquean toda la radia-ción de baja energía en práctica-mente todas las direcciones delespacio.

A esto, ellos lo llaman "el descu-brimiento de un nuevo tipo de agu-jero negro supermasivo sepulta-do" (ver Ueda et al. 2007), lo querecuerda más a la tendencia sen-sacionalista de las agencias espa-ciales a exagerar los titulares desus notas de prensa que al resul-tado obtenido de los datos. Porotro lado, el llamar "nuevo tipo deobjeto" a aquel que ya se conocía,pero con una de sus característi-cas modificadas, exigiría comomínimo un debate; sobre todo enel campo de los AGNs, en el quela tendencia a unificar tipos deobjetos identificados en el pasadoa través de diferentes métodosindependientes ha dado tan bue-nos resultados.En cualquier caso, lo que es ciertoes que durante años se ha obvia-do la existencia de una fracciónsignificativa de la población totalde AGNs, la cual tendrá en el futu-ro influencia en la modificación demodelos estadístico-astrofísicosen los que los AGNs juegan unpapel importante.

Iván Agudo (IAA)Referencias: Ueda, Y., Eguchi, S., Terashima,

Y. et al. 2007, Astrophysical Journal Letters,

664, 79.

La fundación Gruber ha conce-dido su premio 2007 en Cosmologíaa los dos equipos de investigaciónque, entre 1998 y 1999, anunciaronque, inesperadamente, la expansióndel Universo parece estar aceleran-do. El premio no solo ha recaído enlos directores de los dos equipos,Saul Perlmutter (University ofCalifornia, Berkeley), responsabledel Supernova Cosmology Project, y Brian Schmidt (Australian NationalUniversity), jefe del High-zSupernova Search Team, sino tam-bién en los equipos de investigaciónal completo: un total de 51 investiga-dores de múltiples nacionalidadesen el que nos gustaría destacar lapresencia de la Dra. Pilar RuizLapuente de la Universidad deBarcelona. Con la mención explícitade los equipos de investigación, estafundación ha dado un bonito ejemploque debería seguirse con más asi-duidad.Cuando una estrella explota en for-

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La aceleración del Universo selleva el premio Gruber

Esta ilustración muestra las diferentes partes fundamentales de un AGN, y cómo unmismo objeto puede clasificarse de forma distinta dependiendo de nuestro ángulo devisión. Fuente: Aurora Simonnet (Sonome State University).

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Ama de supernova se observa unfenómeno parecido al encendido deuna cerilla en la oscuridad. En pocotiempo aparece una luz muy brillan-te que después se va extinguiendopoco a poco. Analizando superno-vas cercanas se vio que en sumomento de máximo brillo todas bri-llaban por igual (esto sucede sola-mente para un tipo especial desupernova, las de tipo Ia). Es poresto que las supernovas de tipo Iapueden usarse como candelasestándar para medir distancias: "siconoces qué cerillas se están usan-do y ves encender una en la oscuri-dad, por su brillo podrás deducir a

qué distancia de ti se ha encendi-do". Ahora, cuando una supernovaexplota muy lejos de nosotros, suluz nos llega enrojecida (el famosocorrimiento al rojo). El corrimiento alrojo de la luz de una supernova tam-bién nos da un indicador (diferente)de lo lejos que se encuentra.Comparando las distancias lumino-sas a supernovas lejanas con suscorrimientos al rojo, se puede deter-minar cómo se expande elUniverso: si lo hace a un ritmo cons-tante, si su expansión está disminu-yendo o si, por el contrario, estáaumentando. Este último fue elresultado encontrado por los equi-

pos premiados: el Universo estáacelerando su expansión (o lo quees lo mismo, el parámetro de dece-leración es negativo). Atendiendo a nuestros conocimien-tos sobre gravitación, un estado deaceleración solo se puede dar si enel Universo existe un tipo de"energía", diferente de los conoci-dos, cuya presión asociada es fuer-temente negativa; de ahí lo inespe-rado del resultado. Entender la natu-raleza de esta "energía oscura" eshoy por hoy uno de los mayoresretos con los que se enfrenta la físi-ca. Por último, un pequeño consejo

para cuando lean el anuncio de unanuevo descubrimiento científicocomo el presente. En palabras delProf. Visser (Victoria University,Nueva Zelanda): no es lo mismodecir "el valor más probable delparámetro de deceleración es nega-tivo", que decir, "existe una eviden-cia significativa de que el parámetrode deceleración es negativo".Dadas las incertidumbres de losdatos de que disponemos en laactualidad deberíamos ser conser-vadores y adherirnos, al menos porahora, a la primera de las frases.

Carlos Barceló (IAA).

Un grupo español de astrofísi-cos ha hallado nuevas evidenciasobservacionales del cruce, en lasproximidades del Sistema Solar, deuna corriente de estrellas pertene-ciente a la galaxia enana deSagitario, un sistema estelar quegira en torno a Vía Láctea y que seencuentra en un proceso de comple-ta destrucción. La galaxia enana de Sagitario fuedescubierta por casualidad en 1994por investigadores de la Universidadde Cambridge. En el año 2001,investigadores del Instituto deAstrofísica de Canarias estudiaron lainteracción de esta galaxia con laVía Láctea y demostraron queSagitario se encuentra en un avan-zado proceso de desintegra-ción, que se manifiesta en eldesarrollo de una extensacorriente de marea -ríos deestrellas que se mueven alo largo de su órbita-, queenvuelve nuestra Galaxia enuna órbita polar. Los modelosteóricos de la corriente de marea deSagitario predicen que su cola Norte

dibuja un bucle cerrado y se precipi-ta casi verticalmente sobre el discode la Vía Láctea. El reciente estudioha aportado las pruebas definitivas alos modelos teóricos, al encontrarevidencias observacionales de quela corriente cruza el plano Galácticoen una posición muy cercana a lavecindad solar.

La falsa galaxia enanaEl estudio de Sagitario ha permitido,además, demostrar que el supuestosatélite de la Vía Láctea hallado enenero de 2006 en la constelación deVirgo es en realidadparte de

Sagitario. La comparación de laposición y estructura de Virgo conmodelos teóricos de la corriente demarea de Sagitario muestran que lasobredensidad de estrellas observa-das en Virgo es la proyección en elcielo de la corriente de Sagitario ensu caída sobre el disco Galáctico yaproximándose a la región donde se

halla Sol. Esto pro-porcio-

na una explicación natural a sugigantesca extensión (que ocupa unárea en el cielo equivalente a uncuadrado de sesenta lunas de lado),debida a que estamos atravesandouna corriente colimada de estrellas.Se puede hallar una analogía en lasLeónidas, una lluvia de estrellasfugaces que ocurre cuando la Tierraatraviesa la corriente de partículasprocedentes del cometa Tempel-Tuttle. Durante las Leónidas de 1887

se divisó una gigantesca mancha

Sagitario, una galaxia satélite de laVía Láctea, se halla en un avanzadoproceso de desintegración

La Vía Láctea, en azul, y la galaxia enana de Sagitario, que dibuja un bucle cerrado entorno a nuestra Galaxia. La situación del Sol corresponde al pequeño punto amarillo.Fuente: David Law/University of Virginia.

Evidencias delcruce de Sagitariocon la Vía Láctea

Vista de todo el cielo, dominadapor la Vía Láctea. La débil exten-sión brillante situada justo deba-jo del centro de la Vía Láctea es

el núcleo de Sagitario. Las man-chas brillantes de la parte inferior

derecha corresponden a las Nubesde Magallanes, dos galaxias satélites

de la nuestra. Fuente: John Carpenter andRobert Hurt/2MASS Project.

Desde 1937, cuando se identi-ficó la primera molécula (CH) en elespacio interestelar, se han identifi-cado en el espacio unas 130 molécu-las neutras y unas diecisiete carga-das positivamente (cationes); pero laprimera molécula cargada negativa-mente (aniones) solo se descubrióapenas hace un año. El tamaño delas moléculas identificadas en elespacio varía desde las más simplescon apenas dos átomos (como la dehidrógeno molecular H2, o la demonóxido de carbono CO), hasta lasmás complejas como son los hidro-carburos policíclicos aromáticos (quetienen más de diez átomos de carbo-no en forma de anillos, como el ben-ceno). La forma neutra de esta molécula(C8H) se descubrió en 1996 por elequipo hispano-francés formado porJosé Cernicharo y Michel Guélin utili-zando el radiotelescopio IRAM de 30

metros de Sierra Nevada. La impor-tancia de la identificación del aniónde una molécula tan grande resideen que se trata de la mayor identifi-cada hasta la fecha con carga nega-tiva, y del tercer anión conocido has-ta el momento. En general, las molé-culas en el espacio interestelar sonneutras, pero cuando interaccionancon los rayos cósmicos o la radiaciónultravioleta de las estrellas calientespueden cargarse positivamente alperder un electrón. Más difícil es quesean capaces de retener un electrónadicional.Hasta ahora los modelos teóricos noconsideraban que los cationes fueransuficientemente estables como parapoder detectarlos en el espacio inte-restelar, pero claramente esto ha derevisarse para incluir mecanismosmás complejos que expliquen la exis-tencia de estos aniones.Las dos identificaciones del C8H- sehan llevado a cabo en lugares biendiferentes del espacio. El equipo lide-rado por Remijan (National RadioAstronomy Observatory) ha usadodatos de archivo para hacer el des-cubrimiento en IRC +10216, unaestrella muy evolucionada que seencuentra a 550 años luz de laTierra, donde se hizo el descubri-miento original por el equipo deCernicharo y Guélin. Por otro lado,un equipo del Harvard-Smithsonian

Center for Astrophysics (CfA) haidentificado la misma molécula en lanube molecular fría TMC-1 en laconstelación de Taurus. Ambos des-cubrimientos fueron precedidos pormeticulosos trabajos de laboratorioen los que se identificaron las fre-cuencias de radio donde había quebuscar la radioemisión característicade esta molécula.

Este es un procedimiento normal eneste tipo de investigación, en la queel trabajo teórico y de laboratorio indi-ca dónde han de buscarse las transi-ciones de las moléculas en el espa-cio interestelar. La importancia deestas moléculas complejas radica enque se encuentran en las nubesmoleculares en las que se forman lasestrellas con sus sistemas planeta-rios, de manera que son los prece-dentes necesarios para la evoluciónde la vida en los planetas como laTierra.Un resumen completo sobre moléculas enel espacio interestelar (incluyendo las refe-rencias a los artículos originales) se puedeencontrar en la direcciónhttp://en.wikipedia.org/wiki/List_of_molecu-les_in_interstellar_space

Enrique Pérez (IAA).

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Dos equipos deastrónomosamericanos hanidentificado, demanera independiente,la molécula más larga,hasta la fecha, queestá cargadanegativamente (C8H-)

Moléculas con carganegativa en el mediointerestelar

difusa en el firmamento en una posi-ción cercana al radiante (la zona delcielo donde parece originarse la llu-via), producida por la dispersión dela luz provocada por las partículascometarias. Este fenómeno, conoci-do como radiant glow (luminiscenciade radiante), resulta similar al de lasupuesta galaxia enana, pero las"partículas" son las estrellas deSagitario, cuya densidad se distribu-ye en una enorme mancha en elcielo en una posición cercana a

Virgo. Así, el estudio del grupoespañol concluye que Virgo no esuna galaxia satélite girando en tornoa la Vía Láctea como se anunció en2006, sino los restos de marea deSagitario "lloviendo" sobre la vecin-dad solar.

Búsqueda de materia oscura Sorprendentemente, esto significaque podemos esperar la presenciade restos de la cola de Sagitario enla proximidad del Sol, y sus estrellas

podrían identificarse a partir de suenorme velocidad espacial, movién-dose en dirección casi perpendicularal plano de nuestra Galaxia. Estedescubrimiento abre además unaimportante oportunidad para la bús-queda de materia oscura en la vecin-dad solar, ya que algunos grupos deinvestigación han especulado que eltrozo de la corriente estelar deSagitario que posiblemente cruza lavecindad solar debería contenerconsiderables cantidades de materia

oscura. Esto ofrece una oportunidadúnica para su detección medianteexperimentos de física de partículas.El equipo de investigadores españoles esta com-

puesto por David Martíez-Delgado (IAC-IAA),

Emilio J. Alfaro (IAA, CSIC) y Jorge Peñarrubia

(Univ. Victoria, Canadá), en colaboración con M.

Juric (Instituto de Estudios Avanzados, Princeton)

y Z. Ivezic (Univ. Washighton), que fueron los des-

cubridores de la supuesta galaxia de Virgo (2006).

David Martínez-Delgado (IAC) ySilbia López de Lacalle (IAA)

Posibles pasos en la formación de lamolécula recién descubierta:1. Una molécula de C2H se une a otrade C6H2, produciendo una moléculade C8H2 y un átomo de hidrógeno.2. La radiación desgaja un átomo dehidrógeno de C8H2, dejando C8H y unátomo de hidrógeno.3. Finalmente, un electrón se une a lamolécula C8H, liberando radiación (elbrillo en la ilustración) y produciendola molécula de carga negativa C8H-.Fuente: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

La última imagen de NGC 3603 tomada por eltelescopio espacial Hubble muestra un cúmuloestelar joven rodeado de una amplia región degas y polvo. La mayoría de las estrellas de la ima-gen son azules calientes, y todas comparten lamisma edad aunque presentan diferencias demasa. El grupo investigador, dirigido por Jesús Maíz(Instituto de Astrofísica de Andalucía), ha halladoque las tres estrellas más brillantes centrales,cuya elevada masa parecía desafiar los límitesteóricos, son en realidad grupos de dos o inclusomás estrellas tan próximas que parecen una.

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......τταα ππαανντταα μμααττααιιοοττηησσ" (Eclesiastés1,2) describe, según un autor desconocido, lacondición humana. En la página 43 de Lainvestigación científica (Ed. Ariel Methodos1983, edición española), Mario Bunge defi-ne el objeto de la Ciencia como el conoci-miento objetivo de la Naturaleza. La aparen-temente contradictoria condición humana mehace recordar estas sentencias al tratar deresponder a la pregunta que pocas vecessolemos hacernos acerca de cómo elegimos,o nos eligen, nuestras líneas de investiga-ción. Léase de otra forma y también nos daráuna clave para explicar ciertas modas denuestro actual muestrario top-ten en investi-gación astrofísica. Un buen ejemplo es queel descubrimiento de nuevos planetas estáhaciéndole sombra a las tradicionales argu-mentaciones basadas en las palabras mágicas“implicaciones cosmológicas”, que durantetanto tiempo ayudó a obtener mejores condi-ciones financieras en los proyectos de inves-tigación. La lógica respuesta debería ser tansimple como improbable bajo las condicio-nes actuales: todo lo que es desconocidomerece ser estudiado, tanto más cuanto mássea susceptible de cambiar el paradigmaconcreto de estudio, y tanto mejor cuantomás ampliamente influya en otros paradig-mas aceptados en la comunidad científica engeneral. El caso particular de los nuevos pla-

netas, tanto de nuestro sistema solar como deotros sistemas, pertenece al tipo de investi-gación más extendido entre la profesión: lautilización de nueva instrumentación, técnicanumérica o cualquier otra novedad introduci-da en el mercado de la innovación tecnológi-ca, que da lugar a resultados que son objetode pronta publicación. Comparte, en ciertomodo, la misma filosofía subyacente en los,cada vez más socorridos, surveys: en ciertamedida se sustituye la supuesta imaginacióncreativa del científico por estar en elmomento adecuado en el sitio justo. Aquí esdonde el autor bíblico acierta con parte de laexplicación de la aparente contradicción.Hasta aquí todo parece razonable, es decir, lavanidad personal actúa como un motorpoderoso en nuestro trabajo; donde terminalo razonable es donde empieza a actuar elprincipio del Eclesiastés… hacia otros. Meexplico: esa vanidad resulta ser mayor cuan-to mayor es el número de personas afectadaspor una decisión personal, y es parte de laexplicación de cómo nos eligen los proyec-tos de investigación de facto, es decir sub-vencionando, o no, un tipo determinado deproyecto. Los argumentos de Simon White(Fundamentalist physics: why Dark Energyis bad for Astronomy 2007 Rep. Prog. Phys.70 883-897) para ir en contra del fundamen-talismo (entiéndase que va al fundamento de

las cosas, nada que ver con su acepciónmoral) en la Astrofísica, en contraposición asu carácter históricamente generalista, tienenen su base la indecible propiedad del ilumi-nado, que ve así aumentar su ego mataiotéti-co. No tiene otra explicación, si no, el hechoconsumado de que las pequeñas instalacio-nes astronómicas son canceladas para cederel paso a los grandes consorcios de losmega-telescopios. La acumulación de poderque supone la existencia de pocas instalacio-nes astronómicas y, por lo tanto, pocoscomités, resulta en que unos pocos decidenqué hay que observar y hace que el mismísi-mo John Huchra reconozca, en The Futureof Small Telescopes in the New Millennium,Pág. 5 Vol I, haber cometido el crimen de"…doing cosmology with small telescopesover the last three decades".

Desiderátum:¿Cómo imaginar mecanismos de control

para apaciguar ese ansia mataiotética sinolvidar la advertencia de Quevedo?: "Mañaes perniciosa del veneno de los tiranos elhacer esas juntas de hombres de honor paradisimular así su fiereza".

El anónimo autor bíblico termina su capí-tulo con " …porque donde hay mucha cien-cia hay mucha molestia, y creciendo elsaber, crece el dolor" (Eclesiastés 1,18).

Amén.

ENTRE BASTIDORESRAFAEL GARRIDO (IAA)ΜΜΑΑΤΤΑΑΙΙΟΟΤΤΗΗΣΣ ΜΜΑΑΤΤΑΑΙΙΟΟΤΤΗΗΤΤΩΩΝΝ......

NGC 3603, una nebulosagigante con unas 400.000masas solares de gas, albergauno de los cúmulos deestrellas masivas másprominente de la Vía Láctea

ELL CCÚÚMMUULLOO MMÁÁSS FFÉÉRRTTIILLDDEE LLAA GGAALLAAXXIIAA

LA IMAGEN

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En el año 1967 ocurrieron dos hechos extraor-dinarios: los Beatles publicaron el Sgt. Pepper'sLonely Hearts Club Band y se detectó la pri-mera señal extraterrestre de los hombrecillosverdes. LUCY IN THE SKY WITH DIAMONDS. Pero, como lamayoría de las historias, esta debemos comen-zarla unos cuantos años antes. Concretamenteen la década de los cincuenta, cuando uno de lospadres de la radioastronomía, Sir AnthonyHewish, desarrolla la técnica del centelleo inter-planetario, que permite descubrir cuásares gra-cias al aparente "parpadeo" de su emisión enradio. El único problema es que no existía unradiotelescopio lo suficientemente sensible paradistinguir dicho parpadeo, así que Hewish deci-dió construirse uno.WITH A LITTLE HELP OF MY FRIENDS. EnCambridge, con una extensión de 57 pistas detenis, 2048 antenas, más de 190.000 metros decables y dos años de intenso trabajo, el radiote-lescopio de Hewish estaba listo en julio de 1967para comenzar su rastreo celeste en busca decuásares. Y todo ello construido por un grupode cinco personas al que recientemente se habíaañadido una de las protagonistas de nuestra his-toria: Jocelyn Bell.SHE´S LEAVING HOME. Susan Jocelyn Bell pro-venía de una familia cuáquera de Belfast. Desdemuy pequeña leía ávidamente todo libro deastronomía que hubiera en la librería de supadre. En 1961, escribe al astrónomo BernardLovell preguntándole qué debe hacer para serradioastrónoma. Lovell le sugiere comenzarpor matricularse de físicas o electrónica. En1965, con escasos veintidós años, entra a for-mar parte del equipo de Hewish como estu-diante de doctorado.A DAY IN THE LIFE. Después de encargarse detodo el cableado del radiotelescopio, Hewishhace responsable a Bell de analizar visualmentelos veintisiete metros de papel continuo quegeneraban diariamente la señal de las antenas.La propia Jocelyn reconoce que "al cabo depocos meses era capaz de diferenciar entre elparpadeo de un cuásar y cualquier otra señal,incluidas las interferencias de origen humano"GOOD MORNING GOOD MORNING. Una maña-na de agosto de 1967, en su análisis rutinario,Bell observa un extraño pico que se repiteperiódicamente cada pocos segundos, como unpulso. Una señal así parece típicamente de pro-cedencia humana, pero hay algo extraño enesta: nace y se pone sobre el horizonte, como elresto de las estrellas.GETTING BETTER. Hewish se muestra reacio a

aceptar que la señal sea de origen cósmico ycomienza un análisis mas profundo. Descartanposibles fuentes como señales de radar refleja-das en la Luna o interferencias eléctricas detelescopios cercanos.Pero lo increíble surge cuando instalan undetector más rápido y sensible y descubren queel pulso tiene un patrón espectacularmenteregular. Se repite cada 11/3 segundos y dura¡¡16 milisegundos!! Sea lo que sea, debía sertremendamente compacto y pequeño.SGT. PEPPER´S LONELY HEARTS CLUB BAND. Asípues, Hewish, Bell y compañía se encuentrancon una fuente fuera del Sistema Solar, tanpequeña como un planeta y que emite con unpatrón tan peculiar y exacto que parece artifi-cial, como una baliza solitaria en el espacio. Laposibilidad empieza a planear: ¿una señal extra-terrestre? Medio en broma, deciden bautizar lafuente como LGM 1, de Little Green Men(hombrecillos verdes).SGT. PEPPER´S LONELY HEARTS CLUB BAND (REPRISE).Pero la hipótesis extraterrestre no dura mucho.Pocos meses después, Bell vuelve a descubrirotra “estrella pulsante” o púlsar, esta vez deperiodo 1,2 segundos. La posibilidad de quedos civilizaciones extraterrestres, separadascientos de años luz, hubieran decidido comuni-carse con la Tierra empleando la misma fre-cuencia es harto improbable, máxime cuandoen los siguientes meses se detectarían hastacinco fuentes similares repartidas por el cielo.Adiós a los hombrecillos verdes. LOVELY RITA. Tras el descubrimiento, la prensa

general solo se hace eco de que una joven cuá-quera irlandesa ha descubierto extraterrestres.Se produce un autentico boom mediático.Nuestra heroína tiene que enfrentarse a unsinfín de fotos y preguntas tan profundas como¿eres más alta que la princesa Margarita?,¿cuántos novios has sido capaz de tener a lavez?FIXING A HOLE. Pero entonces, ¿qué son los púl-sares? Hewish apuntaba en su artículo quepodría tratarse de la pulsación de una estrella deneutrones, un objeto cuya existencia ya se habíapostulado en la década de los treinta y quecorrespondería a un estado final de las estrellastras explotar como supernovas. Hoy, con másde seiscientos púlsares conocidos, sabemos queno es la pulsación sino la rotación y su radiaciónextremadamente colimada la responsable de suspulsos, semejantes a faros en el Universo.BEING FOR THE BENEFIT OF MR. KITE! En 1974,Hewish y su maestro Ryle obtuvieron el Nobelpor su contribución a la radioastronomía, y enespecial al descubrimiento de los púlsares.¿Debería haberlo recibido también la doctoran-da Jocelyn Bell?WHEN I´M SIXTY FOUR. Tras finalizar su tesis,de la que los púlsares solo ocupan un apéndi-ce, Jocelyn Bell se fue al otro extremo, con-cretamente a la astronomía de rayos X ygamma. Ha recibido numerosos premios a lolargo de su carrera y actualmente es profesorade la Open University. Anthony Hewish esprofesor emérito del Churchill College enCambridge.

HPOR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

HISTORIASDE ASTRONOMÍA

Portada del disco de los Beatles.

Encuentro fortuito y mérito debatido

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¿Pilares? Sí, bueno, quizás los cometassean un ejemplo estupendo de cómofunciona la "arquitectura" científica. Nohay planos y, a veces, o muchas veces,un día se tiene que derribar aquello quelleva mucho tiempo construido o que seha tardado mucho tiempo en construir.Por ello, a la hora de definir objetiva-mente un pilar uno debe ser cauto. Y esque algunos de los pilares en los que seha sustentado el conocimiento sobre loscometas han sido tan sólidos y acepta-

dos como falsos. Para ello basta saberque durante mucho tiempo, casi 20siglos, los cometas fueron consideradosfenómenos atmosféricos. No fue hastalos siglos XVI y XVII que Brahe,Newton y Halley nos mostraron que enrealidad son objetos celestes que orbi-tan alrededor del Sol. Los pilares come-tarios recientes empezaron a construir-se apenas hace 70 años, pero sólo hace20 que se ha confirmado su solidez. Enlos años 50 se sentaron las bases sobresu origen identificándose dos posiblesfuentes: la nube de Oort y el llamadocinturón de Edgeworth-Kuiper, confir-mado teóricamente en los años 80 ydescubierto observacionalmente en ladécada de los 90. Otro gran pilar tam-bién se estableció a mediados del siglopasado. Intuido ya por Séneca y sugeri-do por Bessel, no fue hasta 1950 cuan-do se propuso firmemente que la natu-raleza cometaria escondía un pequeñocuerpo sólido, con un tamaño del ordende los kilómetros, mezcla de hielos ypolvo.Esta "aventurada" suposición no tuvoconfirmación hasta 1986, con la visita

del Halley, cuando se obtuvo la prime-ra imagen de un núcleo cometario. Hoysabemos que el componente volátilmayoritario de ese núcleo es el agua(acompañado por otros más de veintecompuestos diferentes como el CO,CO2, HCN, etc.) y que el materialrefractario está constituido principal-mente por silicatos y material orgánico.Sorprendentemente, a pesar de estarconstituidos parcialmente por hielos,los cometas tienen una superficie tre-mendamente oscura, sólo reflejan el4% de la luz recibida. La visita delHalley también supuso la confirmaciónde que los cometas se debían haberformado y mantenido a una temperatu-ra muy baja. La detección de la molé-cula de azufre (previamente detectadaen el cometa Iras-Araki-Alcock), molé-cula altamente volátil cuya preserva-ción exige temperaturas muy bajas, asícomo la determinación de la razónentre los estados orto y para del agua,nos permiten saber que los núcleoscometarios, presumiblemente, sedebieron formar a una temperaturainferior a los -220 C.

Incluso, se ha sugerido que puedenestar formados por material intereste-lar sin alterar durante el proceso deformación de nuestro Sistema Solar.El hecho es que esto no se puede afir-mar, hoy en día, de manera rotunda.Y digo esto porque no se sabe cuán-to y cómo de evolucionados están losnúcleos cometarios. Y no se sabe sugrado de evolución porque no se sabecómo se formaron, cuál es su estruc-tura interna, cuál es su masa y cuáles su composición exacta. Con res-pecto a esta última, no sabemoscuánto polvo y cuánto hielo hay pre-

sente en los núcleos cometarios y,por tanto, qué material predomina.Sobre la masa y densidad pareceexistir un acuerdo sobre que ésta últi-ma debe ser inferior a la del hielo deagua. Sin embargo, las estimacionesde masas cometarias son muy pocasy tanto las estimaciones “directas”como las “teóricas” se basan ensuposiciones y cantidades todavía nodemostradas (e.g. velocidad deexpansión del gas cuando sublimadesde la superficie). Este desconoci-miento de propiedades básicas haceque no se pueda establecer, de mane-ra definitiva, el grado de evolucióntérmica de los cometas.Las distintas fracturas cometariasque se han observado parecen suge-rir que estos cuerpos podrían ser, enrealidad, aglomerados gravitacionales

de trozos más pequeños, lo que reci-be el nombre de "pila de escombros".Esta es la descripción más aceptadasobre su estructura interna, aunqueno la única. De nuevo, el problema esque no sabemos por qué se producentales fracturas (¿”explosiones” porgas acumulado en el interior?, ¿frac-tura por evolución rotacional?, etc.) ypor tanto, cualquier extrapolaciónsobre la estructura interna está,como mínimo, por demostrar. Y deahí, si uno no puede afirmar conrotundidad la naturaleza de la estruc-tura interna cometaria, no se puedeestablecer cómo se formaron. Laantigua idea de que se formaron poraglomeración directa del material dela nebulosa solar está dejando paso aque son productos de colisiones vio-lentas en la región transneptuniana(aunque la existencia de esas colisio-nes violentas también estaría aún pordemostrar).

QUÉ SON Y DE DÓNDE PROVIENEN LOS COMETASPilares científicos

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR PEDRO J. GUTIÉRREZ, IAA (CSIC)

Incertidumbres

LOS FUNDAMENTOS SOBRE LOS QUE SE

SOSTIENE NUESTRO CONOCIMIENTO DE LOS

COMETAS SON RELATIVAMENTE JÓVENES

DURANTE MUCHO TIEMPO SE HA PENSADO

QUE LOS COMETAS ESTABAN CONSTITUIDOS

POR MATERIAL PRÍSTINO DE LAS PRIMERAS

ETAPAS DE LA FORMACIÓN DEL SISTEMA

SOLAR.

¿MATERIAL PRÍSTINO?

Durante los días 11 a 14 de septiem-bre, se ha celebrado en el IAA uncongreso internacional sobre la for-

mación y evolución temprana de los cúmu-los masivos de estrellas, tanto en el contex-to de nuestra galaxia como en galaxias delcúmulo local. El congreso se diseñó con unformato que ha permitido, por un lado, laexposición clásica de científicos invitadosimpartiendo conferencias de revisión, ocontribuciones más específicas, tantohabladas como en formato póster; y, por

otro lado, la celebración de dos largassesiones de debate diarias, donde los mode-radores han planteado los temas más polé-micos que se han debatido abiertamente porlos asistentes. Este formato impulsa unamayor y más viva interacción científicaentre los participantes, lo que permite unmejor aprovechamiento, más allá de lamera exposición de los trabajos de investi-gación. El congreso ha contado con unanutrida asistencia de jóvenes astrónomos,dentro del grupo de 65 científicos de trece

países diferentes. Como novedad, es lasegunda ocasión en que un congreso cientí-fico que se celebra en el IAA se retransmi-te en tiempo real por Internet, con 249 visi-tas de 17 países. Se debatieron una serie de temas que per-manecen en la base de nuestro (des)conoci-miento sobre la formación y la tempranaevolución de los cúmulos masivos de estre-llas. Entre ellos cabe destacar el origen y laforma de la función inicial de masas;mucho se debatió en particular sobre la uni-versalidad de la ley de potencias o de la dis-tribución lognormal. Otro de los muchosdebates se centró en cómo se distribuyenlas estrellas, no sólo en masa sino tambiénposicionalmente dentro del cúmulo, y cómoesta distribución evoluciona con el tiempo,según las características del cúmulo y de suentorno galáctico. Las otras dos grandesáreas de debate se centraron en la caracte-rización de las poblaciones estelares deestos cúmulos masivos, y cómo ocurre laretroacción de estos con su entorno, desdelos puntos de vista radiativo, químico ymecánico. La participación de astrónomosdel IAA fue destacada en diversas áreas,incluyendo los recientes resultados sobrecuál es la estrella más masiva que podemosmedir en estos cúmulos (ver página 9 delnúmero 22 de IAA, junio 2007).

Charlas disponibles en:http://www.iaa.csic.es/~eperez/cluster/clus-ter07.html

Enrique Pérez (IAA).

IAAA

SEMANA DE LA CIENCIA 2007

MARTES, 13 DE NOVIEMBRE: "ORIGEN" "El Origen de la Vida" - Juan Manuel García Ruiz (LEC-CSIC)"El Origen del Universo" - Rafael Rebolo (IAC)

MIÉRCOLES, 14 DE NOVIEMBRE: "MIRADA Y MEDIDA""La experimentación" - Esther Lázaro (CAB-INTA)"La Exploración" - Mario García Paris (MNCN)"La Observación" - Rafael Garrido (IAA-CSIC)

JUEVES, 15 DE NOVIEMBRE: Noche de ObservaciónAstronómicaVIERNES, 16 DE NOVIEMBRE: "NATURALEZA Y

PERCEPCIÓN""La materia oscura" - Narciso Benítez (IAA-CSIC)"Las bacterias" - Juan Luis Ramos (EEZ-CSIC)"Neurocultura" - Francisco Mora (UCM, Univ. Iowa)

LUNES, 19 DE NOVIEMBRE: "FUTURO""El futuro del Sol" - Martín Guerrero (IAA-CSIC)"Envejecimiento celular" - José Antonio López (UAM)"Investigación cerebral" - José López Barneo (US)

Lugar: Hotel Palacio de Santa Paula, 19hGran Vía de Colón, 31 GRANADAMás info: www.iaa.es

CTIVIDADES

Cúmulos masivos jóvenes.Condiciones iniciales y entorno

AVANCE DEL PROGRAMA

23

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noches de ciencia INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍA (IAA-CSIC)

AAAAIIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html OCTUBRE 2007, NÚMERO: 23

I N D I C I O S D E R E C U P E R A C I Ó N

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

COMENTARIO DE MARIANOMOLES (IAA-CSIC). El autor pretendíahacer, en español, un manual de referenciaautosuficiente. Empezando por la conclusióndiremos que ha cumplido sus objetivos. Aquienes conocemos al autor no nos puedensorprender los rasgos que lo caracterizan:rigor, sistematicidad, carácter exhaustivo desus exposiciones, estilo directo y claridad. Suestructura revela que el autor ha hecho unaprofunda reflexión sobre la Cosmologíaactual y una clara elección sobre cómoestructurar el conocimiento que esa viejaciencia ha acumulado en su historia reciente,y cómo exponerlo. Recorre un gran arco quecomienza con la exposición de los datos quese consideran de relevancia para laCosmología, que desgrana los aspectos ypropiedades del Universo en sus diferentesetapas y que, al final, regresa al Universocontemporáneo del que describe sus aspec-tos esenciales y la física que lo rige.El autor aborda aspectos raramente tratadosen los manuales, como qué es laCosmología y cómo se define su contenido oel empeño en transmitir al lector que laexpansión del Universo nada tiene que vercon el efecto Doppler o con cualquier otra

característica cinemática. El interés porencajar los datos de observación y los desa-rrollos teóricos están siempre presentes alo largo del libro. Como sabemos, la inde-pendencia entre los datos y las teorías esmucho menor de lo que el discurso habi-tual pretende. El libro abre la ventana paraquien quiera profundizar en esas cuestio-

nes siempre delicadas en ciencia. Tras la presentación de la RelatividadGeneral como marco para la Cosmología, ellibro presenta los modelos cosmológicosdando sus aspectos físicos y las indicacionestaxonómicas pertinentes. Se puede sentir elpapel de cada parámetro y de cada compo-nente del modelo de manera directa. Comomuestra de la voluntad de autosuficiencia dellibro, baste señalar la presentación elaboradade las interacciones entre partículas elemen-tales o la discusión sobre la idea de la infla-ción y sus diferentes realizaciones. Los resú-menes al final de cada capítulo, en los que sedan las características básicas de cadamodelo y etapa evolutiva, reafirman el carác-ter referencial del libro. Finalmente, tiene lavirtud de insistir en el carácter no definitivo nicerrado de la Cosmología, previniendo a loslectores de cualquier tendencia a considerarel caso cerrado. Los astrofísicos de habla his-pana y, particularmente, los que se interesanpor la Cosmología, disponen con el libro deJordi Cepa de una herramienta valiosa y degran utilidad para profundizar en la cienciaque, finalmente, pretende ocuparse delUniverso observable, como nos indica elautor desde las primeras páginas.

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).

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

FFEECCHHAA

25 de octubre

29 de noviembre

20 de diciembre

CCOONNFFEERREENNCCIIAANNTTEE

Julio F. Rodríguez (IAA-CSIC)

José Adolfo Azcárraga (U.Valencia)

José J. López Moreno (IAA-CSIC)

TTEEMMAA OO TTÍÍTTUULLOO TTEENNTTAATTIIVVOO

IInnssttrruummeennttaacciióónn eessppaacciiaall eenn eell IIAAAA..

DDaarrwwiinn yy llaa eevvoolluucciióónn:: ¿¿ppoorr qquuéé eess ttaann iimmppoorrttaannttee hhooyy??

UUnnaa pprriimmeerraa vviissiittaa aa TTiittáánn..

A G E N D A

LA CAPA DE OZONOA C T I V I D A D G A L Á C T I C A

M U J E R E S A S T R Ó N O M A SC O M E T A S

REUNIONES Y CONGRESOS http://www.iaa.es/congresos/

SPECTROSCOPY IN COSMOLOGY AND GALAXY EVOLUTION 2005-2015GRANADA, DEL 3 AL 5 DE OCTUBRE, 2007

IVTH MIPAS IMK/IAA DATA USER MEETINGGRANADA, IAA, DEL 15 AL 16 DE NOVIEMBRE, 2007

LIBROS DE DIVULGACIÓN Cosmología Física. Jordi Cepa. Editorial Akal, 2007.