AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.es/revistaFEBRERO DE 2011, NÚMERO 33

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

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LLaass eessttrreellllaass jjóóvveenneess ““iimmiittaann””aa llooss aagguujjeerrooss nneeggrrooss

Nebulosa de la PipaGalaxias “guisante verde”Misión SUNRISE

Directora: Silbia López de Lacalle. Comité de redacción: Antxon Alberdi, Carlos Barceló, René Duffard, Emilio J. García,Pedro J. Gutiérrez, Susana Martín-Ruiz, Pablo Santos y Montserrat Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López deLacalle. Comité asesor: Rafael Garrido, José Juan López Moreno, Jesús Maíz y José Vílchez. Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

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

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

Debajo: imagen en radio del jet en la galaxia activa Cygnus A. El punto brillante en el centro traza la posición del agujero negro supermasivo en el núcleo de la gala-xia. A ambos lados de los chorros colimados el material se dispersa debido a choques con el medio intergaláctico. La longitud total del jet es de unos 600.000 años luz.Dcha: imagen en el óptico obtenida con el telescopio espacial Hubble del jet HH 1-2, impulsado por una estrella en formación. La estrella no puede ser detectada en elóptico debido a que está rodeada de gran cantidad material que absorbe la luz en estas longitudes de onda. El chorro colimado se puede ver a la derecha (rojo) unavez que ha salido de la nube oscura central. A ambos lados del jet observamos choques con el medio interestelar. La longitud total del jet es de unos dos años luz.

SUMARIOREPORTAJESLas estrellas jóvenes “imitan” a los agujeros negros ...2La Nebulosa de la Pipa ...7Galaxias “guisante verde” ...11HISTORIAS DE ASTRONOMÍA. Palomas y elefantes ...13DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Misión Sunrise ...14

EL “MOBY DICK” DE... Martín Guerrero Roncel (IAA-CSIC)...16ACTUALIDAD ...17ENTRE BASTIDORES ...20-21 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES Agujeros negros ...22ACTIVIDADES IAA, AGENDA Y RECOMENDADOS ...23 y 24

UNO DE LOS FENÓMENOS MÁSESPECTACULARES QUE OBSERVA-MOS EN EL UNIVERSO es el de los jetsbipolares, chorros de partículas muy coli-mados que viajan a velocidades supersóni-cas y que emergen de un objeto central endirecciones opuestas. Algo que sorprende de este fenómeno esque obervamos jets impulsados por objetoscon características tan distintas como losagujeros negros supermasivos, de cientos

de millones de masas solares, los microcuá-sares, de apenas unas pocas veces la masadel Sol, o las estrellas en formación. Y,más sorprendente aún, en un estudioreciente hemos hallado uno de los primerosindicios de que, a pesar de las diferencias,el funcionamiento de los jets parece regirsepor un mecanismo común. En el caso de los agujeros negros se suelehablar de jets relativistas porque el materialdel jet alcanza velocidades muy altas, de

cientos de miles de kilómetros por segundo,muy cercanas a la velocidad de la luz. Losmás conocidos son los grandes jets de losagujeros negros supermasivos en los núcle-os de galaxias activas, los cuásares, que seobservan a escalas intergalácticas y alcan-zan longitudes de varios millones de añosluz.Sus “hermanos” pequeños, descubiertos enlos años 90 del siglo pasado, son los jets delos microcuásares. Los microcuásares sonagujeros negros más pequeños, con masasde unas pocas veces la del Sol y que seencuentran inmersos en las galaxias. Son elproducto de la muerte de estrellas masivasy los jets que impulsan, aunque también semueven a velocidades relativistas, alcanzanlongitudes menores, de solo unos pocosaños luz. Por último tenemos los jets estelares,

EPORTAJESJETS ESTELARES RLLaass eessttrreellllaass jjóóvveenneess ““iimmiittaann””aa llooss aagguujjeerrooss nneeggrroossSSEE HHAALLLLAANN LLOOSS PPRRIIMMEERROOSS IINNDDIICCIIOOSS DDEE QQUUEE LLOOSSJJEETTSS EENN GGAALLAAXXIIAASS AACCTTIIVVAASS YY LLOOSS JJEETTSSEESSTTEELLAARREESS,, SSIIMMIILLAARREESS EENN AAPPAARRIIEENNCCIIAA,, EESSTTÁÁNNGGOOBBEERRNNAADDOOSS PPOORR UUNN MMEECCAANNIISSMMOO CCOOMMÚÚNNPor Carlos Carrasco-González (IAA-CSIC)

impulsados tanto por estrellas muy jóve-nes, aún en proceso de formación, comopor estrellas muy viejas que se encuentranal final de su vida. Menos energéticos quelos jets relativistas, alcanzan velocidadesde solo unos pocos de cientos de kilóme-tros por segundo y longitudes de unospocos de años luz.

Distintas formas de observar los jetsHasta ahora, los jets relativistas y los este-lares se habían estudiado de formas distin-tas, ya que cada tipo de jet produce laenergía que detectamos a través de meca-nismos diferentes. Por un lado, los jets relativistas no puedenestudiarse por medio de observaciones enel óptico o en el infrarrojo, ya que el mate-rial del jet es demasiado tenue y su densi-dad demasiado baja para emitir en esaslongitudes de onda. Para poder estudiarloses necesario recurrir a longitudes de ondade radio, donde emiten la mayor parte desu radiación. Esta emisión, denominadasincrotrón, se produce cuando hay electro-nes moviéndose a velocidades relativistasen presencia de un campo magnético. Setrata de una radiación con rasgos muycaracterísticos: la intensidad de la luz querecibimos en nuestros telescopios estárelacionada con la intensidad del campomagnético en el jet; además, esta luzmuestra polarización lineal y la direcciónde la polarización está relacionada con ladirección del campo magnético. De estemodo, el estudio de la radiación sincrotónen estos jets se revela como un método efi-caz para estudiar el campo magnético y susefectos sobre partículas del jet. En cambio, la emisión en los jets impulsa-dos por estrellas no aporta informaciónsobre el campo magnético, sino que estárelacionada con la temperatura del mate-rial del jet. Aquí las partículas se muevena velocidades mucho menores, determina-das por la temperatura del fluido, en unmovimiento caótico que provoca choquesentre partículas cargadas; en estos cho-ques, una parte de la energía de las partí-culas se pierde y es emitida en forma deluz. La densidad del fluido en estos jetshace posible que parte de esa luz sea emi-tida en longitudes ópticas e infrarrojas, loque nos permite, por medio de este tipo deobservaciones, medir parámetros impor-tantes del jet, como su densidad o tempe-ratura. Los jets estelares también emiten luz enlongitudes de onda de radio, cuyo estudioresulta ser muy útil para estudiar el fluidomuy cerca de la estrella, donde es acelera-do para formar el jet. Al estar estas estre-

llas envueltas en grandes cantidades dematerial, la densidad es tan alta en estasregiones que la luz visible o infrarroja nopuede escapar, y solo podemos penetraren ellas por medio de observaciones enlongitudes de onda de radio. Sin embargo,y a diferencia de sus homólogos relativis-tas, la emisión en radio de los jets estela-res no contiene información sobre elcampo magnético, se trata de una emisiónno polarizada.

Observar el campo magnéticoY, ¿por qué nos preocupamos tanto por laausencia de datos sobre el campo magné-tico? Pues porque, según las conclusionesque arrojan tanto los modelos teóricoscomo las simulaciones numéricas, elcampo magnético es la clave para enten-der la formación y colimación de los jets. Hasta ahora solo hemos sido capaces deestudiar en detalle el campo magnético enlos jets de galaxias activas, ya que estos

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Combinación de imágenes en óptico (rojo) e infrarrojo (verde) del jet HH 30, impulsado por una estrella en for-mación. Perpendicular al jet, vemos emisión en el óptico (rojo) reflejada en el disco de la estrella.

Concepción artística de un microcuásar. A la izquierda se puede ver el disco de acreción rodeando el agujeronegro que impulsa el jet. El material del disco es arrancado de la atmósfera de una estrella cercana, debido ala fuerte gravedad del agujero negro.

JETS ESTELARES

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emiten radiación sincrotrón polarizadaque nos da información tanto de la inten-sidad como de la morfología del campomagnético. Así, se encuentra que en lamayoría de estos jets el campo magnéticoadopta una configuración en forma dehélice predicha por los modelos teóricos. En el caso de los jets estelares, ya hemosvisto que la emisión térmica de sus jets noaporta información sobre el campo mag-nético, de modo que este es el gran desco-nocido. Resulta irónico que sea, precisa-mente en estos jets, donde tenemos unamayor información del resto de paráme-tros físicos que intervienen, como la den-sidad, velocidad o temperatura del fluido.

Sin embargo, algunos estudios teóricosapuntan hacia una posibilidad de medir elcampo magnético. En algunos casos, aun-que el fluido en el jet no se mueva a velo-cidades relativistas, si la velocidad es delorden de unos mil kilómetros por segun-do, al chocar el fluido con regiones den-sas del medio interestelar, es posible pro-ducir la aceleración de un pequeño núme-ro de partículas hasta velocidades relati-vistas. Y, si un campo magnético está pre-sente en estos jets estelares, entoncesestas partículas relativistas emitirán radia-ción sincrotrón polarizada y podríamosaplicar las mismas técnicas de polarime-tría que en el caso de los jets relativistas

para medir el campo magnético.Analizando el espectro en radio de algu-nos de los jets en estrellas en formaciónmás potentes se han encontrado eviden-cias que sugieren que este mecanismopuede estar ocurriendo. La detección deluz polarizada en estos jets supondría nosolo la confirmación de que este fenóme-no de aceleración está teniendo lugar sinoque, además, permitiría estudiar el campomagnético en los jets estelares. Sinembargo, esta luz polarizada es tremenda-mente débil y requiere de observacionesmuy sensitivas para poder ser detectada.Con esta motivación, recientemente reali-zamos observaciones en radio de la estre-lla en formación IRAS 18162-2048. Estaestrella, ubicada dentro de nuestra gala-xia, a unos 5.500 años luz de la Tierra, esunas diez veces más masiva que el Sol eimpulsa un jet con una longitud de unosveinte años luz de extensión. Este jet,denominado HH 80-81, se trata de uno delos jets en estrellas en formación máspotentes y colimados que conocemos.Para observar este jet usamos el VeryLarge Array (VLA), uno de los interferó-metros de radio más potentes del mundo,formado por veintisiete antenas de radiode veinticinco metros de diámetro cadauna y distribuidas a lo largo de treintakilómetros en el desierto de NuevoMéxico (EEUU). La señal recibida portodas estas antenas se combina de formaque juntas actúan como un solo radioteles-copio de treinta kilómetros de diámetro.De esta manera se obtienen imágenes demuy alta sensibilidad y resolución angu-lar. Usando esta técnica, realizamos unade las observaciones más sensitivas que sehabían hecho hasta ahora de un jet estelar.Y conseguimos detectar emisión polariza-da, lo que confirma la existencia de uncampo magnético en este jet. Además,estudiando las características de esta emi-sión polarizada encontramos que la mor-fología del campo magnético es helicoidaly envuelve el fluido del jet, similar a loque ocurre en el caso de los jets de gala-xias activas.La importancia de este descubrimiento esdoble. En primer lugar, parece confirmarque, a pesar de las diferencias en suscaracterísticas, el funcionamiento de losjets estelares y los jets relativistas pareceser el mismo. Pero este descubrimiento,además, abre la puerta a estudios delcampo magnético en otros jets estelaresque, combinados con las otras técnicas deobservación que ya se venían aplicando,proporcionarán una visión más completadel fenómeno de los jets.

Imagen en radio del jet HH 80-81, impulsado por la estrella en formación IRAS 18162-2048. En la imagen se puedenapreciar los dos chorros que emergen de la estrella central. Las medidas de polarización en estos chorros han per-mitido medir la intensidad y morfología del campo magnético (líneas blancas) en el jet. A ambos lados del jet se pue-den observar emisión en radio de otros objetos diferentes, probablemente otras estrellas en formación.

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Aunque aún no tenemos unadescripción detallada de cómose forman y se coliman los jets,sí que sabemos cuáles sonalgunos de los ingredientesprincipales. Tanto si es impulsa-do por un agujero negro como silo es por una estrella, el objetocentral siempre se encuentrarodeado de un disco de acre-ción. El origen y composición deeste disco es diferente en cadacaso. En las estrellas en forma-ción, por ejemplo, este materialse compone de polvo intereste-lar de las nubes en las que seforman las estrellas. A través deeste disco, la estrella va incor-porando material, creciendo asídesde una masa inicial muypequeña hasta llegar a su masafinal. Cuando la estrella ya estáformada, el disco evolucionapara formar un sistema planeta-

rio, similar al Sistema Solar. Enel caso de los microcuásares, eldisco está compuesto de mate-rial que el agujero negro haarrancado de la atmósfera deuna estrella cercana. A pesar de las diferencias envelocidad, tamaño y densidaddel jet, o en la masa del objetocentral que lo impulsa en cadacaso, todos los jets son morfoló-gicamente idénticos. Siempreobservamos un objeto centralrodeado de un disco de acre-ción y los chorros colimadosque emergen perpendicularesal disco, en direcciones opues-tas a lo largo del eje de rotacióndel sistema. Esta similitud mor-fológica sugiere que el mecanis-mo por el cual se forman, ace-leran y coliman los jets debeser esencialmente el mismo,independientemente de si es

una estrella o un agujero negroel que lo impulsa. En estecaso, las diferencias en veloci-dad o tamaño que aparecen enlos distintos tipos de jets seríanconsecuencia de que en cadacaso el “motor” que lo impulsatiene características diferentes. Los modelos teóricos y simula-ciones numéricas de jets hanpuesto de manifiesto que unode los ingredientes fundamen-tales para la formación y coli-mación de los jets parece serel campo magnético. El esce-nario más aceptado actual-mente se basa en un acopla-miento del campo magnéticocon el disco de acreción.Debido a la rotación del discode acreción, el campo magné-tico anclado en el mismo se“enrolla” formando una hélice alo largo del eje de rotación, es

decir, en la dirección de losjets. Las partículas cargadasdel disco siguen las líneas decampo magnético, y son portanto extraídas del disco einyectadas en el jet. La colima-ción de las partículas se pro-duce a través de la componen-te toroidal del campo magnéti-co, es decir, los “anillos” decampo magnético que envuel-ven el jet. Estos anillos confi-nan el fluido, como si se trata-se de las paredes de un tubo:las partículas cargadas necesi-tan de mucha energía parapoder atravesarlo, mientrasque sí se pueden mover libre-mente siguiendo la líneas decampo a lo largo del jet. Estemecanismo es muy similar alque usamos en los acelerado-res de partículas para acelerary confinar las partículas.

CÓMO SE FORMAN Y COLIMAN LOS JETS

Concepción artística del jet y el disco enuna estrella en formación. Las líneas que

envuelven el jet representan el campo mag-nético helicoidal, responsable del confina-

miento de las partículas del jet.Fuente: Wolfgang Steffen.

LAS ESTRELLAS SON EL PRINCI-PAL OBJETO DE ESTUDIO DE LAASTROFÍSICA. Prácticamente no hayprocesos en el cosmos que no estén relacio-nados con ellas y, por ello, entender su ori-gen tiene una importancia capital. Sinembargo, la formación de las estrellas toda-vía se considera un problema abierto, prin-cipalmente porque aún no se entienden porcompleto las llamadas condiciones inicialesdel fenómeno. Estas condiciones iniciales opuntos de arranque deben conocerse endetalle antes de poder elaborar una teoríapredictiva de la formación estelar, en la quepodamos modelar exitosamente el naci-miento de las estrellas mediante la conjun-ción de observaciones, teorías y simulacio-nes numéricas. Hablando de un modo general, se piensaque todas las estrellas tienen un origensimilar. Las estrellas se forman a partir decondensaciones de gas en el interior denubes gigantescas de hidrógeno molecular.Estas condensaciones, llamadas núcleosdensos, se hallan fuertemente oscurecidaspor polvo de carbón y silicio -que actúacomo aislante- y son por ello las regiones

más frías (con temperaturas inferiores a260 grados bajo cero) de las galaxias. Elpolvo, esencial para el proceso, es produc-to de explosiones de estrellas de generacio-nes previas y se distribuye de forma unifor-me en las nubes moleculares, aunque con-tribuye usualmente con menos del dos porciento de la masa total de la nube. Tras for-marse, los núcleos densos continúan con-trayéndose hasta alcanzar densidades críti-cas que provocan el colapso irreversible delnúcleo y finalmente dan origen a las llama-das protoestellas (una suerte de “embrio-nes” estelares) que evolucionan hasta que laestrella nace. La conversión de un núcleodenso en estrella constituye un proceso enel que intervienen muchos procesos físicoscomplejos, y por ello algunas piezas delrompecabezas no se entienden por comple-to. Por ejemplo, ¿qué ocurre para que lanube pase de ser una entidad difusa en unestado mayoritariamente turbulento (y, portanto, caótico) a una fase mucho más orde-nada en los núcleos densos? O, ¿cómointerfieren en el proceso los campos mag-néticos que se observan en las nubes?Tampoco entendemos completamente cómola nube “sabe” cómo fraccionarse en gru-mos de tamaños exactos que terminan for-mando grupos de estrellas con una distribu-ción de masas (la llamada función inicial demasa) que es prácticamente idéntica encualquier nube de la galaxia. Algo de nuestra ignorancia proviene de larelativa novedad del estudio de la forma-ción estelar en la astrofísica moderna.Debido a que la formación de las estrellasocurre en zonas tan oscuras y frías, fue unproceso relativamente invisible a las obser-vaciones telescópicas hasta la década de losaños setenta del siglo pasado, cuando sedesarrollaron las tecnologías para hacerobservaciones en el infrarrojo y el radiocon las que se penetró finalmente en lastinieblas de las nubes moleculares.Tampoco se tuvo, hasta mediados del siglopasado, un modelo teórico adecuado paraexplicar la formación de una estrella a par-tir de una nube de gas, y tampoco se logrósimular en un ordenador la formación de

una estrella hasta hace relativamente pocotiempo. Por otra parte, debe considerarse el hechode que el proceso de nacimiento de lasestrellas es muy dinámico, y que las nubesevolucionan rápidamente cuando formanestrellas -ya que estas generan vientos ychorros que dispersan el gas-, cambiandosus propiedades de manera drástica. En casitodas las nubes moleculares cercanas, elproceso de formación de las estrellas ya seha iniciado y, por tanto, las estrellas jóve-nes ya han alterado significativamente su

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EPORTAJESRLa Nebulosa de la Pipa

LLAA PPIIPPAA EESS UUNNAANNEEBBUULLOOSSAA JJOOVVEENN -AAÚÚNNNNOO HHAA FFOORRMMAADDOOEESSTTRREELLLLAASS-,, YYCCEERRCCAANNAA:: EELL OOBBJJEETTOOIIDDÓÓNNEEOO PPAARRAAEESSTTUUDDIIAARR LLOOSSPPRRIIMMEERROOSS PPAASSOOSS DDEE LLAAFFOORRMMAACCIIÓÓNN EESSTTEELLAARRPor Carlos Román (Instituto deAstronomía UNAM, México)

OObbsseerrvvaannddoo llaass ccoonnddiicciioonneess iinniicciiaalleess ddeellaa ffoorrmmaacciióónn ddee llaass eessttrreellllaass

La Nebulosa de la Pipa, proyectada contra el bulbo galác-tico en la region de Sagitario. Fuente: Jaime Fernández.

entorno. Por ello es muy difícil deducircuáles fueron las condiciones primordialesque derivaron en la etapa actual. A esto sesuma la dificultad de observar las nubes consuficientemente detalle, debido a las enor-mes distancias a las que se encuentran.

La nube idóneaSe requiere, por tanto, observar una nubelo bastante joven como para que no hayaformado estrellas aún y que se encuentre auna distancia relativamente corta parapoder estudiarla en detalle.Sorprendentemente, esa nube estuvo ahísiempre, a disposición de los astrónomos,tan obvia en el cielo como muchas conste-laciones, y sin embargo no se le dio muchaimportancia hasta hace unos pocos años.Esta nube se conoce como Nebulosa de laPipa, y su silueta característica se puededistinguir incluso a simple vista en unanoche oscura, preferentemente en el cielodel Hemisferio Sur. La Pipa se encuentraen la constelación de Sagitario, proyectadacontra el bulbo galáctico -cuajado de estre-llas gigantes- y se encuentra a una distanciade ciento treinta pársecs, un poco más cer-cana que las nubes de Tauro y Ofiuco(mucho más conocidas y, curiosamente,similares a la Pipa en muchos aspectos). Su

morfología es relativamente simple, y real-mente similar a una pipa de fumar (ver ima-gen superior): presenta un largo filamentode unos once pársecs de largo, que confor-ma la cánula de la imaginaria pipa, que ter-mina en una condensación amorfa relativa-mente más grande (la cazoleta de la pipa) yalgunos filamentos más delgados hacia elnoreste (como el humo que sale de la cazo-leta). Incluso con imágenes ópticas sepuede deducir que la nube contiene unagran cantidad de núcleos densos, la mayo-ría de los cuales no ha formado ningunaestrella aún (imagen página contigua). Soloen su extremo oeste (la boquilla de la pipa),se haya un núcleo muy denso, catalogadocomo Barnard 59, que ya ha formado unpequeño cúmulo de estrellas poco masivas.Condiciones como esta hacen de la Pipa unlaboratorio cósmico ideal para estudiar laselusivas condiciones iniciales de la forma-ción estelar. Uno de los núcleos densos que se localizaen el “humo” de la Pipa, catalogado comoBarnard 68 (B68), ha sido estudiado endetalle por considerarse el ejemplo mástípico de un glóbulo de Bok. Se trata de untipo especial de núcleo denso aislado,embebido en un medio ionizado. El perfilde densidad de B68 resultó ajustarse casi a

la perfección con un modelo teórico de unaesfera de gas de temperatura constante enequilibrio de presión con el medio local.Esto se considera como una fuerte eviden-cia de que las condensaciones de baja masacomo B68 evolucionan de forma cuasiestá-tica (es decir, cada cambio que experimen-tan las condensaciones se da en un estadode equilibrio), al menos en las etapas ante-riores al colapso protoestelar. También sehan estudiado la química y el movimientodel gas en el interior de B68, y se han obte-nido interesantes resultados: debido al cho-que de gas de alta velocidad proveniente dealguna explosión estelar cercana, pareceque el glóbulo gaseoso vibra como unacampana, lo que apunta a un equilibrio muydébil en B68 que puede que no tarde enromperse.

Un mapa de colorPara comenzar un estudio de otros núcleoscomo B68 se procedió a hacer mapas de lanube completa. Un mapa de radio era lasolución más obvia, y un grupo de astróno-mos japoneses lo completó en 1999. Sinembargo, la calidad y resolución de losdatos era muy pobre como para resolver losnúcleos densos individuales. Aún así, elmapa de radio de la Pipa permitió deducir

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HUMO

CAZOLETA

CÁNULA

BOQUILLA

Acercamiento de la Nebulosa de la Pipa, indicando las partes de una pipa imaginaria, de acuerdo a la morfología de la nube. Fuente: ESO.

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que el gas de la cazoleta tiene una velocidadradial un poco más alta que el de la cánula,formando una especie de anillo denso degas. Este anillo muy posiblemente será lasiguiente región de la nube en formar estre-llas, después de B59.Debido a que un mapa de radio con la cali-dad adecuada resultaba demasiado costosopara cualquiera de los radiotelescopios dis-ponibles actualmente, se procedió a hacerun mapa de densidad del gas en la Pipamediante una técnica llamada exceso decolor, que hace uso del enrojecimiento porel polvo de la luz de las estrellas que sehallan detrás de la nube. El enrojecimientode una estrella de fondo es proporcional ala cantidad de gas que hay entre el observa-dor y la estrella. Se utilizaron datos delcenso infrarrojo 2MASS, que permitieronmedir el enrojecimiento que producen elgas y polvo de la Pipa en más de cuatromillones de estrellas gigantes del bulbogaláctico. Promediando los enrojecimientosindividuales en regiones individuales de unminuto de arco de ancho, se elaboró al finun mapa detallado de la nube, similar a unmapa de radio (salvo por la informaciónsobre la velocidad del gas), que permitióresolver cerca de ciento cuarenta núcleosdensos adicionales. El mapa 2MASS de laPipa permitió determinar los radios y masasde todos esos núcleos y, más tarde, usandoun radiotelescopio, se obtuvieron medicio-nes individuales de la velocidad radial delgas hacia cada uno de ellos (una opción máseconómica que el mapa completo). Con todo ello, se logró deducir que losnúcleos de la Pipa, con excepción del acti-vo B59, son muy jóvenes, tal vez inclusomás que B68, y que se encuentran en equi-

librio local con el medio gracias a la pre-sión que ejerce sobre ellos la propia nube.También se descubrió que los núcleos de laPipa no parecen seguir el comportamientoque se espera para un gas dominado pormovimientos turbulentos y que, por el con-trario, el gas dentro de los núcleos pareceestar dominado por movimientos ordenadosy coherentes. Así, en la escala de los núcle-os densos, la turbulencia parece perdermucha de la importancia que tiene duranteetapas más tempranas de la evolución de lasnubes. Sin embargo, uno de los resultadosmás interesantes obtenidos del análisis delmapa 2MASS de la Pipa se refiere a la dis-tribución de masas de los núcleos. Esta dis-tribución, que indica cuántos núcleos decada intervalo de masa hay en una nube es,estadísticamente hablando, idéntica a la dis-tribución de masas de estrellas en cúmulosde estrellas jóvenes, como el Trapecio deOrión. Esto podría significar que la funcióninicial de masa de las estrellas que mencio-namos anteriormente podría estar determi-nada en una etapa primordial de la nube.En pocas palabras, aquella distribuciónpodría ser una de esas condiciones inicialesque estamos buscando.Recientemente se incrementó la calidad delmapa 2MASS de la Pipa mediante un con-junto adicional de datos infrarrojos obteni-

dos con telescopios de 3,5 y ocho metrosdel Observatorio Europeo del Sur, enChile, y con el telescopio de 3,5 metros delObservatorio de Calar Alto en Andalucía.Los datos de estos telescopios, aunque solocubren las áreas más densas de la nube,superan en varios órdenes de magnitud laprofundidad y la resolución del censo de2MASS, y han permitido desarrollar variosestudios detallados. Por un lado se estudióla relación entre extinción y longitud deonda, lo que reveló que, aún cuando seincrementa considerablemente la densidaddel gas en núcleos como B59, los granos depolvo absorben la luz de manera similar acomo lo hacen en regiones menos densas.Combinando las medidas con datos deltelescopio espacial Spitzer, se logró resol-ver por fin la estructura del núcleo centralen B59 que, a pesar de su gran masa, noformará más de una o dos estrellas nuevas.

Nuevos resultadosOtro trabajo de gran utilidad realizado conlos nuevos datos infrarrojos de la Pipa es lacreación de un nuevo conjunto de mapascon una resolución tres veces mejor en lasregiones que contienen núcleos densos. Losnuevos mapas confirmaron que muchos delos núcleos detectados en el mapa de2MASS contenían subestructura, es decir,que un porcentaje de ellos parece tenervarios picos de densidad, en contraste conotros núcleos que tienen un solo pico dedensidad. Se decidió entonces analizar lasseparaciones entre picos de densidad indivi-duales y se descubrió algo muy interesante:a menor escala espacial, es decir, conformehacemos un acercamiento a la nube, seobserva que la cantidad de picos de densi-

Debido al choque de gasprocedente de una explosión

cercana, parece que el glóbuloB68 vibra como una campana,lo que apunta a un equilibriodébil que puede que no tarde

en romperse

LA NEBULOSA DE LA PIPA

Núcleos densos a lo largo de la cánula de la Pipa. Nótese el océano de estrellas al fondo de la región, en su mayoría estrellas gigantes del bulbo de la galaxia.

dad aumenta de manera lineal. Este patrónparece ser regular en un intervalo que abar-ca desde escalas de pársecs (comparablescon el tamaño de la nube) hasta escalas unpoco más pequeñas que un décimo de pár-sec. Por debajo de este límite la proporcio-nalidad se pierde y el número de picos dedensidad ya no asciende, lo que pareceindicar que hay una escala límite por deba-jo de la cual la nube ya no se fracciona. Lasmasas de los picos de densidad más peque-ños podrían ser menores que uno o dosdécimos de una masa solar.La proporcionalidad en la distribución deseparaciones entre núcleos densos es muyparecida a la que se había observado en lasestrellas de baja masa que se formaron enlos filamentos de la nube activa de Tauro.Más aún, las estrellas en la nube de Tauroforman pequeños grupos a lo largo y anchode la nube y, cuando se hizo un mapa de la

cantidad de núcleos densos de la Pipa porunidad de área en el mapa, se descubrió quelos núcleos también formaban pequeñosgrupos, como lo hacen las estrellas enTauro. Este resultado, junto con el de ladistribución de separaciones, sugiere que ladistribución espacial de los núcleos densos

de la Pipa (el modo en el que se distribuyenen el área de la nube), es una versión tem-prana de la distribución espacial que ten-drán las estrellas después de formarse. La existencia de subestructura en los núcle-os densos podría tener también consecuen-cias importantes a la hora de deducir cuál esel tamaño final que puede tener un núcleoque termine formando una estrella. Lospicos de densidad más pequeños que seobservan en los mapas de alta resoluciónpodrían ser precursores de estrellas de muybaja masa, aunque, por otro lado, unreciente estudio numérico sobre B68 sugie-re que un núcleo pequeño cercano a B68podría unírsele y formar un núcleo másgrande. ¿Es acaso posible que muchos delos picos pequeños de densidad que formansubestructuras en núcleos grandes terminenuniéndose? Responder a esta y otras pre-guntas requiere observaciones en alta reso-lución de más nubes como la Pipa. Otro resultado reciente del estudio de laNebulosa de la Pipa es la posible presenciade un campo magnético. Usando una lente

polarizadora, se observaron estrellas en dis-tintas regiones de la nube y se descubrióque las orientaciones de los vectores depolarización de las estrellas eran, en pro-medio, casi siempre perpendiculares al ejeprincipal o cánula de la Pipa. Esto es loque se esperaría de una nube en la que uncampo magnético ayudó a dirigir el flujodel gas para formar las estructuras filamen-tosas de la nube. Este resultado sugierefuertemente que la nube posee un campomagnético que abarca toda su extensión. Elcampo magnético, además, sería másintenso en la región de la cazoleta y tendríasu menor intensidad en B59. El campomagnético incluso parecería estar relacio-nado con el estado evolutivo de los núcle-os. Esto último se deduce de estudios de laquímica de varios núcleos densos, hechoscon la antena de radio de IRAM, en SierraNevada. La Nebulosa de la Pipa ha resultado seruna verdadera mina de diamantes para elestudio de las condiciones iniciales de laformación estelar. Los resultados obteni-dos de su estudio en los últimos años yahan dado excelentes frutos científicos, yhan abierto el apetito de muchos investiga-dores para estudios más complejos. Unejemplo de ello es la prioridad que se dio ala observación de la Nebulosa de la Pipa enel infrarrojo lejano con el telescopio espa-cial Herschel, que comenzó a operar haceapenas algunos meses.

¿Es acaso posible que muchosde los picos pequeños de

densidad que formansubestructuras en núcleos

grandes terminen uniéndose?

REFERENCIASAlves, J. et al. 2007, A&A, 462, pp. L17 Alves, F. et al. 2008, A&A, 486, pp. L13 Lombardi, M. et al. 2006, A&A, 454, pp. 781 Onishi, T. et al. 1999, PASP, 51, pp.871Román Zúñiga, C. et al. 2010, ApJ, 725, pp. 2232

Comparación del área central del glóbulo B68.Arriba vemos una composición de datos del visibley del infrarrojo cercano; en la imagen inferior sehan añadido datos en el infrarrojo que permitenobservar las estrellas que se hallan detrás de lanube. Fuente: ESO.

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AÑO 2009. UNOS OBJETOS COM-PACTOS, REDONDOS Y VERDES.No es de extrañar que los astrónomos afi-cionados del programa GalaxyZoo, quecuenta con un banco de imágenes online,los llamaran “guisantes verdes” (greenpeas, en inglés). Buscando en las placasobtenidas por el cartografiado SloanDigital Sky Survey (SDSS), encontraron250 entre más de un millón, algo que nin-gún astrónomo profesional podría haberhecho del mismo modo en una investiga-ción. Solo el trabajo en equipo de cientosde aficionados hizo posible la clasificaciónde los guisantes verdes como un tipo degalaxia diferenciada de las demás.

El objetivo de los participantes en el GalaxyZoo era encontrar objetos que tuvieran algoextraordinario en su morfología. Al princi-pio no se sabía exactamente qué eran estos“guisantes verdes”. Al estudiar las imáge-nes se vio que sus tamaños físicos eran,realmente, muy pequeños. Muchas de estasgalaxias se habían clasificado, de hecho,como estrellas, por lo compactas que eran.Empezó entonces una carrera por saber cuálera la naturaleza de estos objetos. Los greenpeas llamaron la atención de un grupo de laUniversidad de Yale, que adelantó algunasconclusiones en un primer artículo. En él,con los datos que tenían en aquel momento,se deducía que eran galaxias muy evolucio-

nadas porque parecían tener muchos meta-les pero, al mismo tiempo, eran muy com-pactas, propiedad que caracteriza a las gala-xias menos evolucionadas.El color también era algo extraño: las gala-xias evolucionadas tienden al rojo debido aque sus estrellas ya son viejas y se estánenfriando (las estrellas jóvenes y activas seven azules) y estas eran de un verde inten-so. Este color se debe a que estas galaxiastienen, en la zona de su espectro correspon-diente al verde (en torno a los 500 nanóme-tros), unas fuertes líneas de emisión debidasal oxígeno ionizado dos veces, lo queaumenta la luminosidad de este color en lascomposiciones de las placas del cartografia-do SDSS.Por otro lado, el equipo de Yale destacó quela propiedad más notable de estas galaxiasera su tasa de formación estelar por unidadde masa que, al parecer, era inmensa. Estoresulta común en el universo muy lejano,pero se trata de una zona que no está tan ale-jada: el Universo tiene unos 13.700 millo-nes de años, el Sistema Solar se formó haceunos 5.500 millones de años y se cree quelas galaxias guisante verde se activaron haceaproximadamente tres mil millones de años. Por último, el grupo afirmaba que estosobjetos ya habían alcanzado casi el conteni-do de metales que tiene el Sol, lo que resul-taba un dato bastante contradictorio.Evolucionadas y con mucha metalicidadpero, al mismo tiempo, compactas, con pro-piedades de galaxias mucho más primitivas:había cosas que no encajaban.

Observaciones con GTCGracias a la información recopilada paratres de estos objetos a partir de observacio-nes realizadas previamente con elTelescopio Espacial Hubble por otros pro-yectos, y a la aplicación de modelos des-arrollados por el grupo, el equipo lideradopor José Vílchez, investigador del IAA,junto con Enrique Pérez-Montero y RicardoAmorín (del mismo centro de investiga-ción), reveló nuevos datos sobre estas pecu-liares galaxias verdosas. “Nos dimos cuen-ta de que la morfología, al irnos a muy altaresolución espacial, no era tan redondacomo se creía en un principio y las galaxias

EPORTAJESGALAXIAS GUISANTE VERDE RLLaa ggaallaaxxiiaa qquuee ssee ccoonnffuunnddiióóccoonn uunn gguuiissaanntteeINVESTIGADORES DEL IAA MIEMBROS DELGRUPO CONSOLIDER-GGTC ESTALLIDOSREVELAN NUEVOS DATOS SOBRE LASGALAXIAS “GUISANTE VERDE”Por Natalia R. Zelmanovitch (Consolider-GTC)

Galaxias “guisante verde”. Fuente: SDSS.

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parecían estar divididas en pequeñas partes,lo que podía indicarnos un choque de gala-xias muy compacto y fuerte”, afirmaVílchez. Sin embargo, era fundamental conocercómo era la población estelar de estas gala-xias y obtener mayor sensibilidad y resolu-ción espacial: para ello era necesario obser-var con el Gran Telescopio Canarias(GTC). “Pedimos tiempo para realizarimagen muy profunda con el fin de verhasta dónde podíamos delimitar la exten-sión del posible disco de estrellas que están‘debajo’ del brote de formación estelar; asu vez, queríamos realizar espectroscopíapara obtener no solo mejor informaciónsobre metalicidades y propiedades físicas,sino también para intentar ver la poblaciónmás joven de estrellas”.En un primer análisis, a partir de la espec-troscopía del cartografiado SDSS, se obser-vó que la naturaleza de estas galaxias eradistinta de lo que se creyó en un principioy se llegó a unas conclusiones, en ciertomodo, más razonables. Los objetos, peque-ños y compactos, parecían ser realmentejóvenes químicamente hablando, por lo queno se trataría de objetos evolucionados.Pero, al mismo tiempo, cuando se observa-ban en relación con otras galaxias conoci-das que presentaban formación estelar seveía que su masa estelar, frente al conteni-do de metales, ofrecía una información quelas diferenciaba de las demás: “Estas gala-xias están produciendo estrellas muy rápi-do, pero aún están por debajo de la tasa deproducción de otras galaxias locales, y tie-nen menos metales”, explica Pérez-Montero.

El oxígeno frente al nitrógenoLa cantidad de metales nos dice cuán efi-ciente ha sido una galaxia en su historia ala hora de transformar el hidrógeno enelementos más pesados. Es como unafábrica, un enorme horno en el que elhidrógeno se ha ido convirtiendo en meta-les liberados al medio a través de vientosy eyecciones estelares tras la explosión delas estrellas en forma de supernova.Comparando la abundancia de nitrógenocon la de oxígeno se pueden obtener datosreveladores. Se sabe que el oxígeno loproducen las estrellas más masivas quetienen una vida corta; y el nitrógeno loproducen, sobre todo, estrellas que duranmucho más, las que tardan más tiempo enmorir. Esto nos da una idea de la evolu-ción de la galaxia. La mayoría de las galaxias sigue una rela-ción entre la cantidad de nitrógeno y la de

oxígeno que viene marcada por su conteni-do metálico, siendo esta relación constantecuando tienen muy poco oxígeno. Sinembargo, las green peas parecen alterar estanorma. Los anteriores investigadores quemidieron la abundancia de oxígeno de estasgalaxias utilizaron solo sus líneas de nitró-geno: de ahí se extrajeron resultados contra-dictorios y por eso llegaban a la conclusiónde que la metalicidad era alta.“Para encontrar la proporción real entre elnitrógeno y el oxígeno en estas galaxiashabía que ir un paso más allá y calcular laabundancia de oxígeno midiéndola directa-mente. Para ello, se utilizaron las líneas deemisión del oxígeno”, explica Vílchez.“Cuando hicimos el análisis del espectroutilizando estas líneas más débiles deduji-mos, por un lado, que el contenido de oxí-geno no era tan alto como se había sugeri-

do y, por otro, que el de nitrógeno sí lo era.Al analizar el problema en más profundidadvimos que el oxígeno de estas galaxias esmuy bajo”.Esto podría darse en galaxias en las queestá cayendo una enorme cantidad de gasnuevo, poco procesado, produciendo grancantidad de nuevas estrellas y llegando a“diluir” parte del oxígeno disponible en esemomento en la galaxia. Por tanto, la teoríadel equipo del IAA sugiere que, probable-mente, estas galaxias están acumulandocantidades inmensas de gas que se está pro-cesando con una gran actividad de forma-ción estelar. Esto explica que la tasa de for-mación estelar observada sea tan alta, quesean muy compactas y que químicamenteestén prácticamente empezando a enrique-cerse.“Ahora vemos que estas galaxias, en ununiverso relativamente cercano, son objetosextraordinarios. Para nosotros pueden serunos trazadores locales, pistas más cerca-nas de lo que podría haber sucedido hacemuchos miles de millones de años. No obs-tante, parece que no se trata de un fenóme-no frecuente, en parte porque son objetospoco brillantes y se necesitan telescopioscomo el GTC o incluso mayores paraobservarlos”.La masa de estas galaxias es del orden deentre mil y diez mil millones de masas sola-res. Nuestra Vía Láctea tiene del orden decien mil millones; las galaxias guisanteverde son dos órdenes de magnitud menosmasivas que una galaxia espiral como lanuestra. Son más pequeñas en tamaño ymás compactas.“En la imagen profunda que hemos obteni-do con GTC, algunas de estas galaxias yase ven algo elongadas, de modo que empie-za a revelarse su auténtica morfología; porejemplo, en algunas se adivinan misteriososobjetos satélites o compañeros del cuerpoprincipal, aunque aún no se llega a ver sison objetos extendidos. Aún no sabemos,sin embargo, cuántas de ellas no son com-pletamente compactas. Con los nuevosdatos de GTC buscábamos ver el contenidoestelar de esas galaxias, la fracción deestrellas muy jóvenes frente al total, despe-jando el peso real de una posible poblaciónsubyacente más vieja. El GTC ha propor-cionado además nuevos espectros muy pro-fundos en los que se puede ver con claridadla población de estrellas más masivas: yaestamos obteniendo datos sobre las estrellasjóvenes, su edad, su contenido metálico…la investigación está en marcha”. Nuevosdatos que nos irán aclarando el misterio delos guisantes verdes.

Las galaxias guisante verde sorprendieron por sureducido tamaño y su color verdoso, que las dis-tinguen de las galaxias que acostumbraban a verlos usuarios del GalaxyZoo. Fuente: CarolinCardamone y SDSS.

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Hotel New Yorker, Manhattan. 7 deenero de 1943En la habitación 3327 agoniza el que ha sidosu único ocupante durante los últimos diezaños. Tumbado en la cama, rodeado de palo-mas enfermas o heridas que sistemáticamenteha ido recogiendo de la calle, un viejo ydemacrado inventor de ochenta y seis añosrevive su vida. Imágenes de su infancia enCroacia o del día en que consiguió la naciona-lidad norteamericana se presentan ante susojos con tanta intensidad que parecen reales.Recuerda los días gloriosos, las reuniones enel Waldorf-Astoria con influyentes magnatescomo J.P. Morgan o los Vanderbilt, las cenasde la alta sociedad, los grandes titulares consu nombre o su larga amistad con MarkTwain. Pero también los instantes sombríoscomo la extenuante búsqueda de financiación,las decisiones que le llevaron a la ruina, elcierre de sus laboratorios, el robo de suspatentes o el Nobel que nunca llegó. Y nítida-mente rememora todos sus inventos y experi-mentos, a los que dedicó una vida entera: latorre Wardenclyffe ideada para iluminar ycomunicar el mundo sin necesidad de cables,los experimentos con millones de voltios en sulaboratorio de Colorado Springs, la aeronavede despegue vertical, el sistema para la comu-nicación interplanetaria, el rayo pacificadorque habría acabado con la amenaza de guerra,la turbina capaz de aprovechar la inagotableenergía geotérmica, las corrientes eléctricaspara fisioterapia, el dispositivo para crearterremotos, el submarino teledirigido y,claro,…la radio. Pero, entre todas estas visio-nes, una de ellas se abre paso con más fuerzaque ninguna: la tarde que visitó las cataratasdel Niágara con George Westinghouse.

Cataratas del Niágara. Abril de 1895Toneladas de agua caen desde cincuenta ydos metros de altura. La electricidad flota enel ambiente. Dos figuras observan el magní-fico espectáculo. Una es un hombre de cin-cuenta años, de ojos vivos y un aspecto querecuerda al de una morsa. Se llama GeorgeWestinghouse, un empresario que ha hechofortuna gracias al invento del freno neumáti-co para el ferrocarril. Está celebrando la cul-minación de un nuevo negocio sin preceden-tes: la puesta en marcha de la central hidro-eléctrica que, aprovechando la fuerza delNiágara, suministrará energía eléctrica alresto del país. La otra figura corresponde al

hombre al que debe todo esto. Diez años másjoven, espigado, elegantemente vestido y deorigen serbio es el genial inventor del siste-ma polifásico de corriente alterna que permi-te la transmisión de electricidad a larga dis-tancia. Gracias a este invento y a su renunciaa cobrar por los derechos de patente,Westinghouse ha podido afrontar económica-mente su magna obra y celebrar la derrota desu enemigo personal, Thomas Alva Edison,en lo que los periódicos han bautizado como“la guerra de las corrientes”.

- Entonces, finalmente, ¿Edison ha perdido? -pregunta el serbio. -No del todo -responde el empresario- loscables de transmisión son suyos. Pero aúnsigue electrocutando animales obstinado enconvencer a la sociedad de los peligros de lacorriente alterna. Lo llama westinghousiza-ción.Y su risa resuena por todo el valle.

Luna Park, Coney Island. Enero de1903Se llama Topsy. Pesa más de seis toneladas yha matado a tres hombres, entre ellos sudomador, quien le hizo comer cigarrillosencendidos. Será la primera elefanta que va a

morir en una electrocución pública ante másde mil quinientas personas. Tras aplicarle6600 voltios de corriente alterna, el animal setambalea y muere en escasos segundos.Detrás de esta mortal exhibición se encuentraEdison. El conocido “mago de Menlo Park”es también uno de los empresarios más durosy avispados de la recién estrenada era tecno-lógica. Presidente de la multinacional GeneralElectrics, lleva más de una década intentandodesacreditar el sistema de corriente alterna(AC) de la Westinghouse Electric en favor dela corriente continua (DC) como única mane-ra de llevar la incipiente energía eléctrica a loshogares e industrias americanas. A pesar detodo, por muchos animales que electrocutecon corriente alterna, Edison es consciente deque ha perdido la batalla. Y no la perdió cuan-do la comisión dio los derechos de explota-ción hidroeléctrica del Niágara aWestinghouse, ni cuando unos años antes laWestinghouse asombró al mundo con lamajestuosa iluminación de la ExposiciónUniversal de Chicago. No, la perdió muchosaños antes, cuando despidió a aquel ingenieroserbio que por entonces trabajaba para él.Aún recuerda el día en que lo contrató.

Quinta Avenida. Un día de verano de1884Es una mala tarde para Edison. Con la ayudade un inversor como J.P Morgan ha puesto enmarcha la primera central eléctrica que llevaluz en forma de corriente continua a algunascasa adineradas de Nueva York, así como ateatros y fábricas de la ciudad. También hacomenzado a instalar iluminación a bordo debarcos. Sin embargo, todavía es una tecnolo-gía en ciernes y esa misma tarde ha tenido queenviar a todos sus ingenieros a la mansión delos Vanderbilt, donde se ha declarado unincendio por un cortocircuito. Además, acabade recibir una llamada telefónica de uno desus clientes: no le funciona el generador eléc-trico de su barco y exige su reparación inme-diata. Edison está desesperado. En ese instan-te, un joven elegante y con un ligero acentoextranjero se presenta ante él con una carta derecomendación de un colaborador de Edisonen Europa. Edison lee la carta en voz alta:- Conozco a dos grandes hombres, usted esuno de ellos, el otro, es el joven portador deesta carta. ¡Vaya!, a esto lo llamo yo unacarta de recomendación. Y, ¿cómo ha dichousted que se llama joven?- Nikola Tesla.- Muy bien, señor Tesla, ¿sabe usted arreglarel alumbrado de un barco?

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POR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

Palomas y elefantes

ENERGÍA ACÚSTICA

Uno de los resultados aporta luz sobre un antiguo problema, elcalentamiento de la cromosfera, la capa inmediatamente superior ala fotosfera (esta podría considerarse la “piel” o superficie del Sol, yaque es la capa que vemos cuando lo miramos). Se desconocía porqué, si la temperatura de la fotosfera se estima en 6.000 grados, enla cromosfera se miden temperaturas de hasta 20.000 grados.IMaX/Sunrise ha hallado que en las regiones por debajo de la fotos-fera se produce el doble de energía acústica de lo que se pensaba,lo que se acerca a los valores necesarios para explicar el calenta-

miento cuando dicha energía se transporta hacia arriba. Esta energía se pro-duce por los movimientos convectivos en el Sol, es decir, por material calien-te que asciende hacia la superficie, se enfría y vuelve a descender. Esta con-vección genera cambios de presión que se propagan en forma de ondas que,al transportarse, liberan energía térmica y aumentan la temperatura.

VÓRTICES SOLARES

La convección en la superficie del Sol tiene lugar a travésde determinados puntos, donde se localizan unas corrien-tes descendentes que recogen el material frío y lo devuel-ven al interior solar. El plasma, según se aproxima al sumi-dero, gira y produce vórtices (o remolinos), un fenómenoque se había predicho teóricamente en los años noventadel siglo pasado pero que no se había observado hastahace apenas dos años. IMaX/Sunrise ha permitido carac-terizar estos vórtices, que han resultado ser dos veces

más abundantes de lo que se creía y presentan una ten-dencia a rotar en el sentido contrario a las agujas del reloj,lo que constituye una sorpresa y que los autores atribuyena la rotación diferencial del Sol (las regiones ecuatorialesgiran más rápido que las polares). Aunque la duraciónmedia de estos remolinos no suele superar los diez minu-tos, algunos se desarrollan durante más de veinte.

SUNRISE, UN TELESCOPIO QUE OBSERVÓ EL SOL DESDE UN GLOBOESTRATOSFÉRICO EN EL ÁRTICO, HA REVELADO UNA ESPECTACULAR ACTIVIDADEN REGIONES DE LA SUPERFICIE SOLAR QUE TRADICIONALMENTE SECONSIDERABAN EN CALMA. LA MAYORÍA DE LOS RESULTADOS PROCEDE DELINSTRUMENTO IMAX, EL MAGNETÓGRAFO DISEÑADO Y CONSTRUIDO EN ESPAÑABAJO LA DIRECCIÓN DEL INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS Y EN EL QUECOLABORA EL IAA. DECONSTRUIMOS AQUÍ ALGUNOS DE LOS RESULTADOS.

CHORROS MAGNÉTICOS SUPERSÓNICOS

A diferencia de las regiones activas o con manchas, y debido a sus reducidas escalas espa-ciales y temporales, la evolución del campo magnético en la granulación solar resulta difícilde estudiar. La granulación se produce por la existencia de gas caliente subiendo hacia lasuperficie (similar al burbujeo del agua al hervir) y se manifiesta en forma de gránulos, quepresentan un tamaño medio de unos mil kilómetros y una duración de unos cinco minutos -como comparación, una mancha solar puede medir cuarenta mil kilómetros y durar meses.IMaX/Sunrise ha hallado chorros magnéticos supersónicos en las celdas granulares quemuestran cómo el flujo magnético emerge a través de la superficie del Sol en calma. Se tratade un fenómeno originado por la interacción de las líneas de campo magnético: como nopueden cruzarse, cuando las líneas emergentes encuentran otras preexistentes tiene lugaruna “reorganización” o reconexión magnética que libera gran cantidad de energía.

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ESTRUCTURAS MAGNÉTICASHORIZONTALESHace apenas tres años, observaciones de gran resoluciónespacial desvelaron que en las regiones en calma de lafotosfera existen estructuras con un campo magnéticodébil y muy horizontal. Empleando un sistema de detecciónautomática, IMaX/Sunrise ha estudiado estas estructuras yha revelado que el ritmo de aparición de estos camposhorizontales es de entre diez y cien veces mayor que loque se estimaba. De carácter muy dinámico, estas estruc-turas aparecen y desaparecen preferentemente en los bor-des de los gránulos y no muestran un tamaño o una dura-ción determinados.

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TUBOS DE FLUJO MAGNÉTICOUn antiguo problema, que data de los años 70 del siglopasado, se refiere a la existencia de tubos de flujo mag-nético a pequeña escala, que se consideran los ladrillosdel magnetismo solar pero cuya existencia se habíademostrado solo de forma indirecta debido a su reducidotamaño. La inigualable resolución IMaX/Sunrise ha per-mitido obtener pruebas directas de numerosos de estostubos magnéticos, que ayudan a completar el complejopuzzle que constituye el campo magnético solar.

Sunrise observó la superficie del Sol con un deta-lle de unos cien kilómetros, una resolución sin pre-cedentes que le permitió estudiar la conexiónmagnética entre la fotosfera, la cromosfera y lacorona a través del análisis de bucles magnéticosen las regiones del Sol en calma. Los investigado-

res hallaron una estructura asimétrica, ya quela mayoría de los bucles que alcanzan la cro-mosfera o las capas superiores mantienen unpie en regiones de la fotosfera con un campomagnético intenso mientras que el otro pre-senta un campo más débil.

4oottrrooss yensayos

deconstrucción

por Silbia López de Lacalle (IAA-CSIC)

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Los datos de IMaX/Sunrise hanpermitido identificar por prime-ra vez la estrecha línea quesepara el flujo de materialascendente -en los gránulos- yel flujo descendente -en loscarriles intergranurales-.

CAMBIO DE DIRECCIÓNDE LOS FLUJOSCONVECTIVOS 5

BUCLES EN EL SOL EN CALMA

Para más información, consultar el especial sobre el Sol de esta publicación (número 21) o losreportajes sobre Sunrise y sobre el campo magnético solar publicados en el número 29 (pags 2-6).

Fecha: once de enero de 1999. Lugar:algún punto del Atlántico Norte, abordo de un vuelo de la KLM en ruta

desde Amsterdam a Chicago. Releía unartículo científico, pero lo que decía nohacía más que llenar mi cabeza de negrosaugurios. Había aceptado un contrato pos-tdoctoral en la Universidad de Illinois enUrbana-Champaign (EEUU), y la respon-sable de mi investigación, la profesora You-Hua Chu, me había convencido para iniciartrabajos sobre la emisión difusa en rayos Xen nebulosas planetarias. Las nebulosasplanetarias me resultaban muy próximas,habían sido el tema central de mi tesis doc-toral y acababa de publicar un catálogo deimágenes. Sin embargo, la emisión difusaen rayos X en el interior de estos objetos,que se esperaba estuviera asociada al cho-que entre el viento estelar y la propia nebu-losa, me era completamente desconocida. Y lo que estaba leyendo no acababa de con-vencerme. Había por aquel entoncespoquísimas nebulosas planetarias con emi-sión en rayos X, en una buena parte de loscasos debido únicamente a la estrella cen-tral y, en otros, procedente de… ¡un objetoen el campo de visión que no había sidoresuelto debido a la mala calidad de lasobservaciones disponibles! ¿Qué hacía yoen ese vuelo, justo el día de mi cumpleaños,con destino a un campo de investigaciónque parecía carente de futuro? Era cierto que había habido muchos erroresy problemas con las observaciones previasen rayos X de nebulosas planetarias, perohabía alguna esperanza. Justo por aquelentonces NASA y ESA se disponían a lan-zar Chandra y XMM-Newton, dos nuevosobservatorios en rayos X, mucho máspotentes y con mejor resolución espacialque los existentes previamente. A la esperade la puesta en funcionamiento de esossatélites, nos dispusimos a revisar todas lasobservaciones previas de ROSAT de nebu-losas planetarias. Y así, mi tarea durante elprimer año allí fue la rutinaria revisión delarchivo de ROSAT. Entre las nebulosasplanetarias observadas, solo trece se detec-taban en rayos X y, en la mayor parte deellas, la emisión era la que se esperaba desus calientes estrellas centrales. Había unanebulosa planetaria, no obstante, que nosllamó la atención: NGC 6543, la Nebulosa

del Ojo de Gato, la que se habría de conver-tir en mi Moby Dick particular.

Un candidato idóneoLa Nebulosa del Ojo de Gato se encuentramuy cerca del Polo Norte Galáctico y, pre-cisamente en esa dirección, ROSAT llevabaa cabo observaciones rutinarias para su cali-bración. Por mera casualidad, pues, laobservación de ROSAT de la Nebulosa delOjo de Gato tenía un tiempo total de inte-gración superior a los cien mil segundos,mientras que para muchas otras nebulosasplanetarias no llegaba a cinco mil. Esa

observación tan profunda nos permitió des-cubrir emisión aparentemente extensa ycon la firma espectral esperada para el vien-to estelar calentado por el choque con lanebulosa. Por este motivo y por su apropia-do tamaño angular, la Nebulosa del Ojo deGato era el candidato ideal para observa-ción con el satélite Chandra. Así que elabo-ramos una propuesta que convenció alcomité de asignación de tiempos para queChandra nos observara este objeto. Eracuestión de unos meses, mientras nuestrasobservaciones eran programadas y ejecuta-das. Una mañana de mayo de 2001 me dirigía al

Departamento de Astronomía en mi viejabicicleta. Al llegar allí, You-Hua me espera-ba con una amplia sonrisa. Había recibidoimágenes preliminares de las observacio-nes Chandra de la Nebulosa del Ojo deGato y se mostraba muy optimista porquela imagen mostraba emisión difusa enrayos X, además de una fuente puntual.Rápidamente, registramos la imagen enrayos X con una óptica y el resultado nospareció espectacular. La emisión en rayosX quedaba perfectamente confinada den-tro de la burbuja más interna que se apre-cia en el óptico (ver imagen). En pocaspalabras, por primera vez se había detec-tado viento estelar calentado por cho-ques confinado dentro de la nebulosaplanetaria tal y como predecía el modelocanónico de formación de nebulosas pla-netarias desde 1978. Maravillados estábamos cuando nos perca-tamos de una peculiaridad adicional. Lafuente puntual de rayos X coincidía con laestrella central de la Nebulosa del Ojo deGato, pero …, espera, esa estrella es dema-siado fría para presentar emisión fotosféri-ca en rayos X. Además, el espectro de rayosX descartaba categóricamente que fueseemisión fotosférica de la estrella central.No solo habíamos confirmado la predic-ción del modelo canónico de vientos eninteracción, sino que habíamos descubier-to un tipo de emisión inesperada en laestrella central de una nebulosa planetaria.Después se ha descubierto este tipo deemisión en unas pocas estrellas centralesmás, pero su origen, como en el caso de laNebulosa del Ojo de Gato, sigue siendo,cuento menos, enigmático. ¿Está relacio-nado con la acreción de material sobre laestrella central? ¿Tal vez desde un disco?¿O tal vez se deba a la emisión coronal deuna compañera de baja masa? Ambos, dis-cos y compañera podrían guardar relacióncon los flujos bipolares en precesión que seobservan en esta nebulosa. O, como ocurreen estrellas masivas de tipo OB, ¿podríanser choques en el viento estelar? En fin, preguntas sin resolver de una viejaballena que aún defiende sus más recóndi-tos secretos.

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el “Moby Dick” de...

“No solo confirmamos lapredicción del modelo, sinoque descubrimos un tipo deemisión inesperada”

Ojo de gato

...Martín Guerrero Roncel(IAA-CSIC)Nacido en Marchena (Sevilla) en 1968.Licenciado en Ciencias Físicas por laUniversidad Complutense de Madrid, realizó latesis doctoral en el Instituto de Astrofísica deCanarias y en la Universidad de La Laguna,Tenerife (1995). En la actualidad es InvestigadorCientífico del CSIC en el IAA.

Imagen en falso color de la Nebulosa del Ojo deGato en el óptico (rojo y verde) y en rayos X (azul).

La Nebulosa del

El pasado 4 de noviembre, lasonda Deep Impact, en su misiónextendida EPOXI, tomó imágenes yespectros del cometa 103P/Hartley oHartley 2 desde una distancia aproxi-mada de 700 kilómetros. Las imáge-nes revelaron un núcleo muy alarga-do, con forma de cacahuete, quemide aproximadamente 2,2 kilóme-tros de largo y 400 metros de ancho.Lo más espectacular, según el equi-po científico de la misión, reside enque las imágenes mostraban chorrosde gas y partículas que podían sertrazados, por primera vez, hasta laregión de origen en el núcleo. Enexpresión navideña, las imágenesmostraban que el núcleo sufría unatormenta de nieve, rodeado de “bolasde nieve” con tamaños que oscilabandesde el de una pelota de golf hastael de una de baloncesto.Este resultado de la alta resolución ynitidez de las imágenes supongo queha sido celebrado con satisfacciónpor la más pura ortodoxia de la fecometaria pues, desde hace muchotiempo, ha sido discutido, buscado,sobre todo, creído y, por fin, encon-trado. Ese resultado, quizá difícil deentender (porque lo es de explicar)para el que no haya vivido las idas yvenidas en la búsqueda de partículasde hielo alrededor de los núcleoscometarios o las discusiones sobre laactividad cometaria y el origen de loschorros, casi empaña lo, en mi opi-nión, realmente importante: que esoschorros en concreto están constitui-dos por dióxido de carbono. En pala-bras de la Doctora Sunshine, coin-vestigadora principal de EPOXI, estedescubrimiento ha sido posible gra-cias a que hemos ido hasta el come-ta, ya que el CO2 no se puede detec-tar desde Tierra. El hecho de que loschorros detectados estén formadospor CO2 es muy importante porqueafianza la idea de que los cometas, almenos algunos, deben contenertodavía material prístino, práctica-mente inalterado desde su forma-ción. El CO2 es muy volátil y su pre-sencia, formando los chorros, nos

indica que el núcleo ha sufrido esca-so procesado térmico ya que, de otramanera, ese compuesto habría, prác-ticamente, desaparecido hace tiem-po.Otro hecho singular es que las pro-ducciones de agua y de CO2 parecenseparadas. La del CO2 está restringi-da principalmente, según se puedever en las imágenes, a uno de losextremos, de apariencia altamenterugosa. A su vez, el agua detectadaparece proceder de la “cintura” delnúcleo, de una zona suave sin rugo-sidad apreciable con la resoluciónalcanzada. Y esa descripción permiteplantear algunas preguntas intere-santes, especialmente para aquellosque se ocupan de la evolución termo-física y destinadas a relacionar lo quepodemos observar desde Tierra conel origen y formación de los cometas:¿por qué la región de la que procedeel CO2 está tan fría -ya que no seobserva sublimación de agua- si estáexpuesta al sol?, ¿es la rugosidad tanimportante en el balance energético?,¿está el CO2 en forma de hielo puro ocontenido en amorfo de agua?, ¿pro-cede el agua realmente de la “cintura”

o lo que se “ve” se debe a efectos tér-micos y dinámicos en la coma? Y siprocede de la cintura, ¿cuál es la jus-tificación para esa composición hete-rogénea en un cuerpo tan pequeño?Estoy seguro de que los artículos quese publicarán al respecto responde-rán a esas preguntas.Hartley 2 es el quinto cometa visitadopor una sonda espacial y, hasta lafecha, todos se definen por sus singu-laridades, de modo que resulta difícilencontrar los elementos comunes.Así, en mi opinión, uno podría decirque los accidentes cometarios nos

escamotean su esencia y, si uno esvíctima de Platón, aún queda muchotrabajo, eso sí, con los permisos de laescolástica y de la imperiosa necesi-dad de publicar artículos. Estoy con-vencido de que con los cometas esta-mos como cuando se descubrió elornitorrinco sesenta años antes de lapublicación de El origen de las espe-cies: era un pato raro.

Sobre la misiónEn mi opinión, esta misión de laNASA-Universidad de Maryland (yconstruida por Ball Aerospace) consti-

Hartley 2: ¿el paradigma cometario?Análisis de los datos sobre el Hartley 2obtenidos por la sonda EPOXi

Actualidad

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Imagen del núcleo del cometa Hartley 2 tomada desde el punto de máximoacercamiento. NASA/JPL-Caltech/UMD.

Mapas de la coma del cometa Hartley 2 mostrando la distribución de CO2, vapor de agua, hielo y polvo. Las imágenes parecenindicar que todos lo elementos tienen un origen común excepto el vapor de agua, que parece proceder de la “cintura” del cometa.NASA/JPL-Caltech/UMD.

A veces nos preguntan por quétenemos tanto interés en buscar obje-tos cada vez más lejanos. Una expli-cación obvia es que, a causa de lavelocidad finita de la luz, los objetosmás lejanos son también los más anti-guos que podemos ver. De modoparadójico, son al mismo tiempo losmás jóvenes. Pero... ¿por qué sujuventud los hace interesantes? ¿Quéhabía en el primer 5% de vida delUniverso que lo hacía diferente?Pensemos, para comparar, en la evo-lución de un humano, desde elembrión hasta el final de sus días.Desde el punto de vista de la apariciónde nuevas estructuras o de la forma-ción de órganos y miembros, “nadainteresante” ocurre en el período queva desde los tres meses después dela fecundación hasta el final de la vida.Pueden pasar más de ochenta añossin que aparezca otro brazo, crezcaun hígado o surjan nuevas cavidadesen el corazón. Sin embargo, durantelos primeros tres meses presencia-mos un festival evolutivo, en el que se

pasa de una pequeña masa de célu-las indiferenciadas a una versión dimi-nuta de una persona. Parece ser que en el Universo tempra-no ocurrió algo parecido. Si tomamoslos últimos diez gigaaños* (aproxima-damente entre z=0 y z=2), para losque tenemos medidas razonablemen-te detalladas, observamos galaxiasbastante similares. Es cierto que eneste tiempo hay evolución en la tasade formación estelar (más fuerte en elpasado), posiblemente causada por elprogresivo agotamiento del gas neutroen las galaxias, y también ha decreci-do en nuestra época la densidad degalaxias activas y su intensidad. Peroestas pueden considerarse, como enel crecimiento del cuerpo humano,cuestiones de escala, y no cambiosradicales. Sin embargo, más allá deesta época (z>2) prácticamente des-aparecen las galaxias con grandesestructuras elípticas y espirales, y lasgalaxias dominantes en términos deluminosidad suelen ser irregulares yestar sometidas a encuentros o fusio-nes. Es lo que se espera en un marcode formación jerárquico, en el que lasprimeras galaxias que se forman sonpequeñas, y por fusiones sucesivasvan formando estructuras mayores. Desde los años 90 y gracias a las téc-

nicas de selección por color, se hanido construyendo catálogos cada vezmás completos en el rango z=2-5,hasta alcanzar muestras con más deveinte mil galaxias. Esta época corres-ponde a una edad aproximada delUniverso entre uno y 3,5 gigaaños.¿Son estas galaxias, en cierto modo,primordiales o muy diferentes a lasactuales? Bien, en realidad, tampocodemasiado... como hemos dicho en elpárrafo anterior, hay diferencias mor-fológicas, pero sus poblaciones este-lares no parecen ser muy diferentesde las que se observan en las galaxiascon formación estelar más fuerte denuestro entorno. Y hay una observa-ción que es aun más importante paralos cosmólogos: su composición quí-mica presenta abundancias de meta-les relativamente altas y similares alas actuales, lo que indica que hansido ya fuertemente enriquecidas porla presencia de varias generacionesde supernovas. No aparecen en ellasla esperada primera generación de

estrellas (Población III), formadas porhidrógeno y helio puros tal como sur-gieron de la Gran Explosión, que serí-an la señal de las galaxias primige-nias.

Las más lejanas¿Y qué sabemos entonces de los pri-meros mil millones de años? Solo unpuñado de galaxias han sido observa-das en este periodo, incluida nuestraprotagonista. Además, se han obser-vado explosiones de rayos gammahasta redshift z=8.2, y cuásares hastaz=6.4. Cada uno de estos objetosrepresenta una información preciosa,y en su estudio se han utilizado losmás potentes telescopios. No obstan-te, dos problemas observacionaleslimitan nuestras posibilidades. En pri-mer lugar, estos objetos tan lejanosson necesariamente poco brillantes, eincluso con telescopios de ocho o diezmetros es difícil recoger poco más quela evidencia de su presencia. Peroocurre algo más: el corrimiento al rojo

tuye todo un ejemplo de eficiencia.Las fases de planificación y diseño sedesarrollaron entre noviembre de

1999 y mayo del 2001. Construida ysometida a las correspondientespruebas, la misión fue lanzada en

enero del 2005, con el objetivo, comomuchos recordarán, de alcanzar elcometa Tempel 1 y lanzarle unimpactador de 370 kilos de peso. Elimpacto se produjo, según lo planea-do, el 4 de julio del mismo año dellanzamiento y se obtuvo informaciónúnica en la exploración cometaria.Después, la misión fue extendida yrebautizada como EPOXI, en refe-rencia a los dos componentes de suextensión: Extrasolar PlanetObservations and Characterization,EPOCh, y Deep Impact Extended

Investigation, DIXI). Durante la faseEPOCh, los instrumentos de DeepImpact han proporcionado informa-ción sobre posibles planetas extraso-lares e, incluso, realizaron observa-ciones que permitieron la deteccióninequívoca de agua (o hidroxilo) en laLuna. Ahora nos encontramos en elanálisis de los datos tomados duran-te la fase DIXI, la visita al cometaHartley 2, y ya se ha empezando ahablar de una segunda extensión.

Pedro J. Gutiérrez (IAA)

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UDFy-38135539, conun valor de redshiftz=8,6, constituye lagalaxia más lejanajamás observada. Semuestra como eracuando el Universotenía solo 600millones de años,menos del 5% de suedad actual

La galaxia más lejana, otra vez...

UDFy-38135539

* Un gigaaño equivale a mil millones de años -y es mucho más rápido de decir.

es tan alto que su principal indicador,la línea de absorción Lyman alfa pro-ducida por el hidrógeno neutro y queen reposo se observa en el ultraviole-ta (1216 Angstroms), se desplaza alinfrarrojo, cerca de 10000 Angstroms.Por tanto, es necesario utilizar instru-mentación infrarroja, menos sensibley más perjudicada por los efectos dela atmósfera terrestre. En el caso concreto de UDFy-38135539, la galaxia fue detectadapor primera vez en imágenes delHubble Ultra Deep Field, y selecciona-da como un candidato a muy altoredshift en virtud de sus colores.Después, gracias a la cámara espec-trógrafo Sinfoni en el VLT, se confirmóel redshift al detectar una única líneade emisión a 11615 Angstroms.Identificando esta línea con emisiónLyman alfa se obtiene el redshiftz=8.555, compatible con las expectati-vas basadas en la fotometría. En prin-cipio, la detección de una única líneapermitiría otras interpretaciones, comoemisión de OII a 3727 Angstroms conun redshift z=2.12, o emisión de OIII a5007 Angstroms con z=1.32. No obs-tante, existen diversas razones quejustifican la elección de la opción a altoredshift: en el caso del OII, por ejem-plo, debería observarse la línea comoun doblete que no existe. Además, laabundancia de datos fotométricossobre este objeto pone límites muyseveros a los posibles valores delredshift.La intensidad de la línea es típica deotros emisores Lyman alfa en el inter-valo z=3-7, así que no es un objetoespecial en ese sentido. Su luminosi-dad en banda ancha sería tambiéntípica de una galaxia promedio, si senos permite extrapolar las funcionesde luminosidad medidas a z~6. Alberto Fernández-Soto (IFCA, CSIC/UC)

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¡Última hora!

En una muestra de cuán excitantes son estos tiempos para laCosmología, el día 26 de enero, mientras esta revista estaba a punto deentrar en imprenta, NASA anunció el descubrimiento de una nueva gala-xia que posiblemente se halle a z=10.3, ¡en las mismas imágenes delHubble Ultra Deep Field! La galaxia que ha destronado a UDFy-38135539, protagonista de estaspáginas, se encontraría a 13.200 millones de años luz de distancia y emi-tió su luz cuando el Universo contaba con 480 millones de años.

EN BREVE

Arriba vemos una línea temporal,que relaciona la edad delUniverso con el redshift (o corri-miento al rojo) correspondiente.El redshift, denotado z, se empleapara medir cúanto se ha despla-zado hacia el rojo del espectro laluz de una galaxia lejana debido ala expansión del Universo (a laderecha vemos un ejemplo convarios objetos: a mayor redshift,más se desplazan las líneashacia el rojo). Un aspecto interesante de estosobjetos a muy alto redshift resideen que la radiación que emitenatraviesa el medio intergaláctico(IGM) que, en esa época, podríaestar en plena reionización.Llamamos así al proceso en elque las primeras fuentes de

radiación ultravioleta (estrellasmasivas, núcleos galácticosactivos, o una mezcla de ambos)ionizaron el hidrógeno formadoen el momento de emisión delFondo Cósmico de Microondas,dejando el IGM casi totalmenteionizado que observamos a todoslos redshifts z<6. Las propiedades de la emisión deUDFy-38135539, la galaxia hastaahora más distante, y el hecho deque observemos radiación ultra-violeta que escapa de ella indicanque, posiblemente, esta galaxiaforma parte de un grupo másnumeroso en el que otras gala-xias estén ionizando el IGM, for-mando una especie de gigantes-ca burbuja de Strömgren a sualrededor -la zona, aproximada-

mente esférica, que rodea a unaestrella joven masiva, dentro de lacual su radiación ultravioleta ioni-za el medio interestelar, que esneutro fuera de ella. Los cosmólo-gos tomamos prestado este nom-bre para hablar de la zona ioniza-da alrededor de una galaxia al ini-cio de la reionización.Muchas más observacionescomo esta serán necesarias pararesolver las incógnitas sobre laépoca de la reionización.

Alto redshift y reionización

El proceso de aprobación de la Ley de laCiencia ha suscitado un debate sobre el estadode la ciencia e investigación en nuestro país. Elpasado 30 de noviembre expiró el plazo para lapresentación de enmiendas al Anteproyecto deLey, provocando un máximo de “popularidad”y un brote de protestas en pro de modificacio-nes y mejoras sobre el texto por parte de varioscolectivos. Tanto los diversos grupos políticoscomo la Federación de Jóvenes Investigadores

han expuesto sus exigencias y disconformida-des con diferentes puntos de la Ley.

Desde el ámbito Astrofísico, el esfuerzocoordinado del colectivo postdoc de varios cen-tros se ha plasmado en la redacción de un docu-mento base expresando sus reivindicacionesparticulares, apoyado con una recogida de fir-mas en cada centro. Tal iniciativa viene motiva-da fundamentalmente por los recortes en condi-ciones laborales y presupuestarias asociadas a

la carrera científica, por la falta de compromisode inversión en investigación que conllevaríauna apuesta firme por un cambio de nuestromodelo productivo, y por la fragilidad delAnteproyecto ante las inclemencias electorales,véase la ausencia de una política científica alargo plazo o un pacto de estado por la cienciaen este país. Con la crisis económica comotelón de fondo, se han escuchado frases como“caminar hacia una sociedad basada en el cono-cimiento y la investigación”, que no queda cla-ro cómo interpretar con la nueva Ley de la

La noticia ha salido recientemen-te a bombo y platillo. Científicos de laNASA (y de otras instituciones) descu-bren una bacteria que emplea arséni-co en lugar de fósforo. En algunosmedios de comunicación se habla deldescubrimiento de “un nuevo modo devida”. Esto último es un pelín exagera-do, ya que la bacteria en cuestión per-tenece a una familia bien conocida(Halomonadáceas).Tras echarle un vistazo al artículopublicado en Sciencexpress, y reco-nociendo que se trata de una bombaperiodística, creo que todavía es pron-to para echar las campanas al vuelo.No porque el descubrimiento no seainteresante, sino porque los autorestendrán que presentar bastante másevidencia experimental para conven-cer a la comunidad científica de querealmente las cosas son como ellosdicen. Pero vamos por partes:Todos los seres vivos dependemos deseis elementos básicos: carbono,

hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, azufrey fósforo. Algunos elementos adicio-nales son también necesarios perosolo en pequeñas cantidades (oligoe-lementos), como el calcio, hierro,zinc, cobre, magnesio o manganeso(básicamente, lo que contienen loscomplementos nutritivos minerales).En algunos casos se ha visto que esposible sustituir un oligoelemento porotro, pero el intercambio de algunosde los “seis grandes” se considerabaimposible.El arsénico es un elemento químicorelativamente parecido al fósforo yambos ocupan posiciones contiguasen la tabla periódica. Ambos tienen unradio atómico y una electronegatividadsimilar, por lo que su comportamientoquímico también es parecido. En par-ticular, la forma más abundante delfósforo en los seres vivos, el fosfato,se comporta de manera muy parecidaal arseniato. Precisamente en estasimilitud química se basa la toxicidaddel arseniato, que puede incorporarse

en muchos procesos biológicos dadoque no es distinguible del fosfato, perolas pequeñas diferencias químicasentre uno y otro hacen que muchosprocesos biológicos acaben siendoinhibidos, dado que los compuestosde arseniato son mucho menos esta-bles que los correspondientes com-puestos de fosfato.En el trabajo publicado por FelisaWolfe-Simon y colaboradores se des-cribe una bacteria procedente del lagoMono de California, cuyas aguas con-tienen altos niveles de arsénico. Losinvestigadores muestran que esta bac-teria, denominada cepa GFAJ1, con-tiene, asimismo, cantidades elevadasde este elemento. Más importante, labacteria no crece en un medio carentede fósforo y arsénico y crece biencuando el medio contiene fósforo. Lonovedoso es que, si al medio carentede los dos elementos se le suministrasolo arsénico, la bacteria es capaz decrecer, aunque diez veces menos queen presencia de fósforo.

Utilizando otras técnicas, estos inves-tigadores demuestran también que elarsénico está presente y es abundan-te en las principales moléculas orgá-nicas de las bacterias: DNA, proteí-nas y lípidos. A partir de estos datos,los autores concluyen que la cepaGFAJ1 está utilizando arsénico entodas aquellas moléculas en las quenormalmente se emplea fosfato,como el ATP o el NADPH.Bien. Es posible que sea así y en talcaso se trata de un descubrimientorealmente importante. Sin embargo,hay muchas preguntas que debenser abordadas antes de aceptar estaconclusión. Por ejemplo, habrá quever si realmente las células empleantri arseniato de adenosina en vez desu equivalente (tri fosfato de adenosi-na) y si este compuesto es realmentecapaz de cumplir su papel esencialen el metabolismo energético. Análogamente, habrá que excluir laposibilidad de que los compuestos seencuentren unidos a arsénico peroque la célula esté empleando el fós-foro para sus reacciones bioquími-cas. También habrá que excluir laposibilidad de que la alta concentra-ción de arsénico active un transporta-dor de fosfato que permita a la bacte-ria asimilar de forma muy eficientepequeñas cantidades de este ele-mento. La lista de posibilidades eslarga.Me gustaría aclarar que no estoy encontra de los “descubrimientosextraordinarios” y que estoy razona-blemente dispuesto a cambiar de chipcuando lo exigen los datos. La “cargade la prueba” es de los autores.Pablo R. Palenzuela (UPM)

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ENTRE BASTIDORES COLECTIVO POSTDOC DEL IAACOJO MI CEREBRO Y ME VOY

El pasado diciembre, laNASA anunciaba undescubrimiento “queimpactaría en labúsqueda de vidaextraterrestre”. Elhallazgo, que halevantado críticas entrela comunidadcientífica, era más bien“terrestre”

Bacterias que utilizanarsénico: algunasprecauciones

Del blog La lógica del titiriterohttp://pablorpalenzuela.wordpress.com/

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Ciencia en la mano. La inversión en i+d hasufrido un recorte en torno al 30%, mientrasque el número de plazas ofrecidas por el CSICse resiente en un 90%. Si nos creemos que seapuesta por la investigación, parece que los doso tres que se queden van a tener que levantar elpaís ellos solos.

Como se resalta en el documento base, en lanueva Ley de la Ciencia todavía se mantiene laposibilidad de ser becario predoctoral en el sec-tor privado; además, en esta etapa, los sueldospueden ser hasta un 44% inferiores a los esta-

blecidos por Ley para trabajadores que realicencometidos similares. La etapa postdoctoral ini-cial no aparece contemplada, así que programascomo los Juan de la Cierva o JAE-Doc sontotalmente ignorados; y el joven investigadorque haya padecido lo anterior y haya sobrevivi-do comprobará que el programa Ramón y Cajalha sido sustituido por un contrato de acceso alSistema Español de Ciencia y Tecnología yque el compromiso de estabilidad asociado alRyC se ha borrado del mapa. Si esta es la for-ma de apostar por la investigación y definir y

dignificar la carrera investigadora, permítan-nos ustedes que cojamos nuestros cerebros ynos fuguemos. Para no volver. Quizás poda-mos montar una casa de turismo rural entretodos, proyecto cada vez más popular entre losjóvenes investigadores.

Más información: www.investigaciondigna.esPara unirte a la causa en:http://widgets.causes.com/causes/552128-unidos-por-una-carrera-investigadora-dig-na

La investigación sobre púlsareses probablemente el único tema deinvestigación astronómica que hamerecido dos Nobel: Hewish lo obtuvoen 1973 (en su trabajo contribuyó demanera fundamental su estudiante dedoctorado Jocelyn Bell), y Taylor yHulse lo obtuvieron en 1993 por el des-cubrimiento de los púlsares binarios,sistemas que despiertan gran interésastronómico por ser potenciales emi-sores de ondas gravitatorias.Los púlsares son actualmente un temade plena actualidad en la investigaciónastronómica, entre otras razones porlas implicaciones inmediatas de losresultados observacionales en la físicafundamental. En los últimos meseshan aparecido artículos de investiga-ción innovadores e impactantes quehan puesto en solfa teorías que se cre-ían ya asentadas sobre la física de lospúlsares y magnetares1. En el primero de los resultados,Demorest y colaboradores (2010) han

determinado que la masa de la estrellade neutrones PSR J1614-2230 es deunas dos masas solares. En una estre-lla de neutrones toda la masa estáagrupada en un radio de unas dece-nas de kilómetros, de forma que losprotones y electrones reaccionan entresí formando neutrones; así, la estructu-ra de la estrella consta de una cortezadensa y sólida y un interior fluido,constituido fundamentalmente porneutrones. Según los autores, que elpúlsar pueda ser tan masivo descarta-ría los modelos de los condensados debosones para estas estrellas, favore-ciendo los modelos de quarks en fuer-te interacción.¿Cómo han podido determinar lamasa con tanta precisión? Para elloobservaron el sistema binario formadopor un púlsar (PSR J1624-2230) y unaenana blanca. El púlsar tiene un perio-do de 3,15 milisegundos y su compa-ñera enana necesita nueve días paracompletar una órbita en torno a él.

Ambas estrellas distan entre sí 3.000años luz y tienen una órbita situadaprácticamente de canto con respectoal observador, lo que favorece el traba-jo experimental. Cuando la enanablanca se sitúa prácticamente frente alpúlsar, las ondas de radio emitidas porel propio púlsar pasan muy cerca deella de manera que la radiación (elperiodo del pulso) se retarda comoconsecuencia de la distorsión delespacio tiempo (ver imagen) -es lo quese conoce como el “retardo deShapiro”2 . En este sistema binarioeste efecto es muy fuerte y fácil demedir, tanto por la ubicación relativa deambas estrellas como por la masa dela enana blanca. Gracias a esta medi-da, se ha podido determinar la masade la estrella de neutrones, que haresultado mucho mayor que la previstapor los modelos.

Magnetar con déficit de GaussEn el segundo de los trabajos observa-cionales, Rea y colaboradores hanestudiado el magnetar SGR0418+5729 y han medido su campomagnético superficial. Y, para su sor-presa, ha resultado ser del orden de7.5 x 1012 Gauss, casi un factor cienmás débil de lo que cabría esperarpara un magnetar (del orden de 1014 -

1015 Gauss). Los autores han determi-nado con gran precisión la intensidaddel campo magnético gracias a medi-das reiteradas de su periodo con cam-pañas intensivas en rayos X (conChandra y con XMM). Este resultadosugiere que hay magnetares con uncampo magnético superficial similar alde un púlsar normal. Pero, ¿de dóndeemana entonces la energía para des-plegar los enormes estallidos de emi-sión que presentan estos objetos? Losautores proponen que esta energíadebe de proceder de la energía mag-nética almacenada en el campo mag-nético toroidal interno a la estrellas(sería del orden de 5 x 1014 Gauss):este intenso campo podría tensionar lacorteza de la estrella, deformar e inclu-so romper las capas más externas, demodo que la enorme energía magnéti-ca interna se transfiriere al exterior pro-vocando los estallidos intensos en laemisión. Así, aun cuando el campomagnético superficial de SGR0418+5729 fuera relativamente débil,el objeto podría comportarse como unmagnetar por la enorme energía aso-ciada al campo magnético interno.¡Sería el primer ejemplo de un magne-tar “viejo”, mostrando los últimos vesti-gios de su actividad magnética interna!Antxon Alberdi (IAA)

El enorme interésastronómico delos púlsares

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1. Véase el artículo sobre magnetares del número 26 de esta revista.2. El “retardo de Shapiro” es uno de los cuatro tests que permite medir los efectos de la Relatividad General en nuestro Sistema Solar: una señal de radar pasandocerca de un objeto masivo tarda más tiempo en llegar a su objetivo y regresar que si lo hiciera si ningún objeto estuviera presente (Shapiro lo demostró enviando unaseñal de radar a Venus, mostrando que la señal se retrasaba cuando la Tierra, el Sol y Venus se encontraban alineados más favorablemente).

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La relatividad general es una teoríafísica comprobada experimentalmen-te en múltiples ocasiones que des-cribe la interacción gravitatoria entérminos geométricos. Esta teoríacontiene agujeros negros como posi-bles soluciones de sus ecuacionesde campo. Además, en conjuncióncon las teorías actuales sobre laestructura de la materia, la relativi-dad general determina que el estadofinal e inevitable del colapso gravita-torio de una estrella suficientementegrande es un agujero negro. Vistosdesde el exterior, las únicas cantida-des que los caracterizan, indepen-dientemente de cómo se hayan for-mado o de cuál haya sido su histo-

ria, son su masa y su momentoangular. Existe evidencia observacional de laexistencia de agujeros negros, obtenidamediante el estudio de los perfiles deemisión de radiación de la materia quecae en ellos y de las curvas de rotaciónde los objetos cercanos. Los agujerosnegros pueden ser de tamaño estelar otener masas de proporciones galácti-cas. De hecho, los núcleos galácticostípicos son agujeros negros de cientosde miles o millones de masas solares. Los agujeros negros contienen, engeneral, singularidades en su interior.Sin embargo, están separadas del exte-rior por un horizonte de sucesos que secomporta como una membrana unidi-reccional (una vez en el interior ya noes posible salir) que impide que las sin-gularidades afecten a los fenómenos

físicos que tienen lugar fuera del agu-jero negro. En particular, el campo gra-vitatorio que genera un agujero negro,a una cierta distancia del mismo, esidéntico al que generaría una estrellanormal. Debido a los efectos cuánticos, losagujeros negros pueden emitir radia-ción a una temperatura muy baja (enel caso de agujeros negros astrofísi-cos). Esta emisión cuántica recibe elnombre de radiación de Hawking y segenera a partir de la sopa de partículasy antipartículas en continua creación yaniquilación que constituye el vacíocuántico.

Las singularidades representan loslímites de validez de la relatividadgeneral. En estas situaciones, lasdensidades de energía son tan altasque el tejido espacio temporal serompe. Sin embargo, se espera quelos efectos cuánticos sean tambiénextremos en ellas y sean capaces desuavizarlas. Aunque hoy en día exis-ten varias teorías candidatas paradescribir la gravedad cuántica (lasteorías de cuerdas y la gravedadcuántica de lazos son, quizá, las másdesarrolladas), ninguna de ellas sehalla todavía libre de dificultades. Los mecanismos físicos que tienenlugar en las proximidades de los hori-zontes de sucesos y que dan lugar ala radiación de Hawking tienenaspectos todavía pendientes de dilu-cidar, si bien en los últimos años seestán consiguiendo avances signifi-cativos gracias al análisis, tanto teó-rico como experimental, de otros sis-

temas (principalmente de materiacondensada y ópticos), en los que sepueden generar configuraciones aná-logas a los agujeros negros. La emisión de radiación Hawkinghace que el agujero pierda energía yque se haga, por tanto, cada vezmás pequeño: que se evapore. Elproceso de evaporación en sus eta-pas finales entra en un régimen en elque los efectos cuánticos y los gra-vitatorios son de magnitud compara-ble, por lo que vuelve a hacersenecesaria una teoría cuántica de la

gravedad para poder comprenderdicho proceso. La detección de ondas gravitatorias,que se espera que sea posible en losaños venideros, puede proporcionarinformación muy valiosa sobre ladinámica de los agujeros negros, yen particular de cómo interaccionancon otros objetos estelares y tam-bién con otros agujeros negros,puesto que la emisión de ondas gra-vitatorias es muy intensa en estassituaciones, de acuerdo con las pre-dicciones de la relatividad general.

LOS AGUJEROS NEGROS

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR LUIS J. GARAY (UCM, IEM-CSIC)

EL MARCO TEÓRICO Y LAS EVIDENCIAS

OBSERVACIONALES

LOS AGUJEROS NEGROS SON, QUIZÁ, LAÚNICA PUERTA QUE NOS CONECTA CON ELMUNDO DE LA GRAVEDAD CUÁNTICA

TEORÍA CUÁNTICA DE LA GRAVEDAD

Pilares científicos

Incertidumbres

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divulgación

En 2010 celebramos la cuarta edición del ciclo deconferencias Noches de Ciencia. Y, en pleno debatesobre los recortes presupuestarios a la ciencia, pen-samos que lo idóneo sería debatir, precisamente,sobre la importancia de la ciencia para la sociedado, en otras palabras, sobre cómo el conocimientomejora nuestra vida.Son incontables los ejemplos a los que podemosrecurrir para ilustrar esta estrecha relación entre

ciencia y tecnología, una relación que pone demanifiesto el carácter creador y emprendedor delser humano. Pero acotamos el programa a cuatrograndes temas: salud, Tierra, materia y luz. Así,durante estas Noches de Ciencia vimos cómo elconocimiento se ha ido abriendo paso, a veces atrompicones, en estas cuatro disciplinas, y analiza-mos también los avances que ese conocimiento hagenerado.

MEGARAEl pasado año, el comité responsable del Gran

Telescopio Canarias (GTC), el telescopio ópticoinfrarrojo más grande del mundo, anunció la eleccióndel espectrógrafo MEGARA para la siguiente fase dediseño y futura construcción del próximo instrumentoóptico para el GTC. MEGARA será construido, bajo ladirección de la Universidad Complutense de Madrid,por un consorcio de instituciones entre las que seencuentra el IAA-CSIC.El espectrógrafo MEGARA poseerá unas capacidadesúnicas en su categoría para estudiar el espectro de losobjetos celestes, que permitirán determinar con preci-sión las propiedades de las estrellas y el gas que for-man las galaxias, incorporando tanto la observaciónbidimensional (un campo de un minuto de arco por un

minuto de arco) como la de múltiples objetos simultá-neamente. La construcción de este instrumento supone por tantoun gran reto cuya consecución contribuirá, además, asituar en una posición inmejorable nuestra capacidadtecnológica frente a los desafíos del futuro cercano, porejemplo de cara a la construcción del telescopio euro-peo E-ELT. Cuando entre en funcionamiento, MEGARA represen-tará más de tonelada y media de última tecnología enun aparato del tamaño de un coche pequeño. Segúnlos planes, el instrumento debería ser instalado en eltelescopio en el año 2015, listo para ser usado por lacomunidad española a partir de esa fecha. José M. Vílchez (IAA)

Consorcio MEGARA: Universidad Complutense deMadrid, Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC),Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica deMéxico y la Universidad Politécnica de Madrid.

http://guaix.fis.ucm.es/megara

IAActividadesA

DESARROLLO TECNOLÓGICO

Recreación 3D de MEGARA en uno de los fotos del GTC.

> SEMANA DE LA CIENCIA 2010 // wwwwww..iiaaaa..eess//ssccyytt22001100

NOCHES DE CIENCIA IV. INVENCIÓN>>>>>>Conferencias disponibles en http://nochesdeciencia.com/index.php/hemeroteca/ano-2010

V V V GALERÍA DE INVENTORES V V V

<<<<<< ¡CONTACTO PELÍCANO!Web http://www.iaa.es/guinoleta/portada.html

¡Contacto Pelícano! es una obra de teatro de mario-netas realizada por el Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC) y la compañía teatral LaGuiñoleta, gracias a la Fundación Española deCiencia y Tecnología (FECYT). Su principal objetivo,entre otros, es el de transmitir conceptos de

Astronomía de una manera divertida y original. Untotal de unos dos mil niños disfrutaron de este espec-táculo, que realizó una gira por la provincia deGranada. También se celebró una función parapúblico general que entusiasmó a grandes y peque-ños.

El ciclo se complementó con una exposición, laGalería de Inventores, que recoge algunos de lospersonajes que, con su talento e iniciativa, han pro-tagonizado importantes avances o cambiado elmodo de pensar de su época. Genios como Galileo,

personajes casi sobrehumanos como Da Vinci o poé-ticos como Ibn-Firnas -el primer hombre que inten-tó volar-, compartieron cartel con otros comoEdison, Nikola Tesla, Antonio Meucci, Niepce oAlexander Fleming.

H O M E N A J EMurió el Hermano Merlo. Los astrofísicos másjóvenes del IAA probablemente no han llegado a

conocerle. Y, sin embargo, el asentamiento y eldesarrollo de la astrofísica en Granada han pasadopor sus manos callosas. Si hoy la investigaciónastrofísica puede llevarse a cabo con las posibilidadesexistentes es, en una gran medida, gracias a él. Noresulta fácil apreciar las raíces cuando se recogen losfrutos. Los astrofísicos más veteranos lloramos supérdida como la de un hombre sencillo, inteligente,eficiente, tozudo, modesto, desinteresado, generoso,humano y servicial, que puso su vida en laastronomía, no haciéndola él mismo, sino procurandoque los demás pudiéramos hacerla.Le recordamos como un modesto trabajador,siempre con un destornillador en la mano, siempre con fe y paz enla mirada. Le conocimos en el observatorio de Cartuja, en su fasejesuita, ejerciendo de relojero, mecánico, electricista, fontanero y unlargo etcétera -baste como ejemplo la puesta en marcha de unantiguo sismógrafo de péndulo-.Le conocimos en su fase universitaria, ayudándonos en elobservatorio del Mohón del Trigo, sin olvidar sus subidas semanales

al Pico Veleta para cambiar los rollos del registradorcon los datos del fotómetro de airglow instalado allíy las dificultades para descender hasta el AlbergueUniversitario, en pleno invierno, cuando nofuncionaba el antiguo telecabina del Veleta. Le conocimos en los balbuceos difíciles delcomienzo del IAA, primero en La Madraza y mástarde en la Estación Experimental del Zaidín. Fue unafigura muy importante en la finalización de lasinstalaciones del OSN.La base de datos meteorológicos del Observatorio deCartuja, una de las más antiguas y completas deEuropa, son fruto, en muy buena parte, de sulaboriosidad incansable. Y una larguísima serie detrabajos que no pueden prosperar sin el empeño de

personas como él. Es hoy un gran placer y una gran alegríacontemplar que su tesón no cayó en saco roto, que hay una nuevageneración de astrofísicos que trabajan, sin sospechar lo mucho quele deben. Querido hermano Merlo, tu sudor fue savia.

Eduardo Battaner (Dpto. de Física Teórica y del Cosmos, Universidadde Granada) y Ángel Rolland (IAA-CCSIC)

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

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

A G E N D A http://www.iaa.es/conferencias

24 feb.

31 mar.

Fernando Belizón (ROA)

Francisco González Galindo (IAA)

Las Ciencias de la Tierra en la Antártida:9 campañas científicas del ROA

El exótico clima marciano

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Existen numerosos libros de divulgación sobre cos-mología -algunos auténticos clásicos-, pero sonpocos los dedicados al fenómeno de las lentes gravi-tacionales y a su utilización como técnica aplicada endiferentes disciplinas astronómicas. Quizá sea por lacomplejidad conceptual que conlleva su explicación,pero en este caso la autora sale bien del envite. Noduda en dedicar los primeros capítulos a establecerlas bases del fenómeno y, aunque el libro está enfo-cado al empleo de las lentes gravitacionales para car-tografiar el contenido de materia oscura en elUniverso y a dilucidar el efecto de la energía oscura,

también presenta otras aplicaciones de dicha técnica,como su uso en la detección de planetas extrasola-res o de agujeros negros solitarios. La autora empleaun lenguaje muy cercano y ameno, pero preciso y conbuenas analogías en conceptos tan difíciles de divul-gar como el de lente gravitacional débil (aunque, enocasiones, se echan de menos más ilustraciones ygráficos). Además hace una revisión muy al día de lainvestigación cosmológica actual. En resumen, unbuen texto dirigido a un lector interesado en cienciay con cierto bagaje como lector de libros de cosmo-logía. Emilio J. García (IAA)

EINSTEIN´S TELESCOPE, Evalyn Gates (Kavli Institute for Cosmological Physics, Univ. Chicago)

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA. CICLO LUCAS LARA

Adiós a un amigo

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