M81 y SN1993JBaade y Zwicky: la extraña parejaRayos cósmicosEl cometa ISON

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

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

FEBRERO DE 2014, NÚMERO 42

Una colaboración astrofísica muy fructífera

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

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

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

REPORTAJESSN 1993J y M81*: la historia de una colaboración astrofísicamuy fructífera ...3Llovizna cósmica ...7Walter Baade y Fritz Zwicky: la extraña pareja ...8CIENCIA EN HISTORIAS... El lobotomóvil... 11DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. El cometa ISON ...12EL “MOBY DICK” DE... Alberto Fernández Soto (IFCA-CSIC)...14ACTUALIDAD ...15SALA LIMPIA ...21 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Cometas ...22

La galaxia M81. Fuente: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

LOS EXPERIMENTOS EN ASTRO-FÍSICA SIEMPRE OFRECEN MÁSDE LO QUE UNO SE PROPONE, lle-gando en algunos casos excepcionales aproporcionar descubrimientos inespera-dos u otros hallazgos fortuitos que com-plementan los objetivos científicos pre-vistos. Sin embargo, esto no debe llevar-nos a engaño: como bien indicaba AndyFabian en un artículo del año 2009, lacarambola en ciencia, en general, y enastrofísica, en particular, no existe.Realizar nuevos descubrimientos enastrofísica requiere la realización deobservaciones bien diseñadas y un buenconocimiento del cielo, del universo, delos fenómenos cósmicos o de la física, demanera que un resultado pueda identifi-carse inequívocamente como novedoso.Fabian recurría a Pasteur para resaltarque chance favours the prepared minds(la suerte favorece a las mentes prepara-das), insistiendo en el hecho de que losresultados novedosos pueden surgir de lasuerte, ¡pero fundamentalmente de unconocimiento profundo de la ciencia quesubyace a una investigación! En cualquiercaso, los resultados inesperados siguenestando presentes en la astrofísica. Sirecurrimos a la base de datos del ADS(Astrophysics Data System*), durante elaño 2013 se publicaron hasta dieciochoartículos incluyendo en su título la pala-bra serendipity (traducible como “caram-bola” o “hallazgo fortuito”) o algunas desus palabras derivadas, cubriendo temastan diferentes como el descubrimiento denuevos objetos en el cinturón de Kuiper oel estudio de la región de eyección de unchorro relativista en una galaxia activa através de observaciones contemporáneasde ALMA y FERMI. Sí que resulta des-

tacable que estos hallazgos van unidoscomo norma general a la utilización deinstrumentación de vanguardia o a laexplotación “al límite” de las capacidadesde la instrumentación disponible.Sirva esta pequeña reflexión para intro-ducir el tema de este artículo. La detec-ción de una supernova tiene de por síalgo de casual. El hecho de que ademássea intensa en ondas de radio y esté losuficientemente cerca para estudiarla congran resolución angular, la hace todavíamás particular. Es el caso de SN 1993J,una radio supernova muy intensa, muypróxima y que estalló a una distancia de2.8 minutos de arco del núcleo de M81.Se trata de un objeto perfecto para estu-diar con gran detalle su evolución tempo-ral, tanto en su morfología y tamañoangular como en su emisión de energía (odensidad de flujo). Por ello, iniciamos untrabajo de investigación dedicado al estu-dio pormenorizado de la expansión angu-lar de la supernova SN 1993J utilizandola técnica de VLBI y realizando observa-ciones de referencia de fase con respectoal agujero negro supermasivo situado enel corazón de M81 (de ahora en adelante,M81*). Y hemos obtenido resultadosmuy interesantes, tal y como detallamosen este artículo. Pero además, tras cercade veinte años de seguimiento, ese traba-jo ha generado un producto adicional: unestudio astrométrico de alta precisión delchorro relativista que emana de M81*utilizando en este caso SN 1993J comofuente de referencia. Y ha proporcionadoevidencias sólidas de la existencia de pre-cesión -o de movimiento asociado con elcambio de dirección del eje- en el chorrorelativista. ¡Es la historia de una colabo-ración astrofísica muy fructífera!

EPORTAJESREL SEGUIMIENTO DE LASUPERNOVA SN 1993J

NOS HA PERMITIDOOBTENER VALIOSA

INFORMACIÓN SOBREM81, LA GALAXIA QUE

LA ALBERGAPor Antxon Alberdi (IAA-CSIC)

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La historia de unacolaboraciónastrofísica muyfructífera

SN 1993Jy M81*

* http://www.adsabs.harvard.edu/

Una explosión de supernova se producedebido al agotamiento del combustiblenuclear en una estrella masiva (de más deocho masas solares), lo que causa que lascapas externas de la estrella se derrumbensobre el núcleo y que posteriormente“reboten”. Así se produce una situaciónen la que dos medios viajan a distintasvelocidades (el material expulsado en laexplosión y el viento de la estrella anteriora esta) y chocan entre sí, acelerando las

partículas hasta velocidades próximas a lade la luz y aumentando el campo magné-tico. Como producto de estos dos últimosfactores se genera radiación sincrotrón,que observamos en ondas de radio. Durante los últimos veinte años, nuestrogrupo de investigación ha monitorizadocon gran resolución angular la estructurade la radio supernova SN 1993J utilizandola técnica de interferometría de muy largabase. Como primer resultado de las obser-

vaciones comprobamos que, desde tansolo doscientos treinta y nueve días des-pués de su explosión, presentaba unaestructura de tipo “shell” o “cáscara esfé-rica”, resultado de la interacción o choquedel material eyectado en la explosión conel medio circumestelar proveniente delviento pre-supernova. Este tipo de estruc-tura había sido ya prevista teóricamentepor diversos autores, pero no se habíamostrado observacionalmente para unaradiosupernova joven. A lo largo de casiveinte años de vida, SN 1993J ha mante-nido una expansión esférica casi perfecta,y las imágenes muestran desviaciones dela circularidad mínimas, del orden del 2%del radio externo de la supernova. Se hapodido medir también con gran precisiónla anchura de la región de emisión, que esdel orden del 30% del radio externo, másancha de lo que predecían los modelosteóricos.

Distintas velocidades de expansión¿Qué podemos decir de la velocidad deexpansión? Con datos tomados a lo largodel primer año de vida pudimos mostrarque la supernova se encontraba en expan-sión cuasi-libre, y posteriormente demos-tramos que, a partir de una cierta edad, laexpansión fue decelerándose. El cascarónde material que rodea lo que fue el núcleode la estrella presenta temperaturas cadavez más bajas conforme va expandiéndosey, por tanto, las capas de material emitenla mayor parte de su energía en longitudesde onda cada vez mayores según nos ale-jamos del núcleo (ver gráfica superior).Así, la radiación que detectamos en radioa dieciocho centímetros procede de unaregión del cascarón más externa que laque observamos a 3,6 o seis centímetros.Las regiones internas al cascarón, forma-das por material eyectado no-chocadoincluyendo el que debe albergar el rema-nente estelar (posiblemente un púlsar) per-manecieron al principio totalmente oscu-recidas debido a la alta densidad de mate-rial y, al expandirse el cascarón con eltiempo, fueron ganando transparencia.Así, al principio solo fuimos capaces deobservar la región del cascarón de gasmás próxima al observador, y esto puedeproducir sesgos en las medidas. Por ejem-plo, mientras que el ritmo de deceleracióndel material más externo (observado a die-ciocho centímetros) permaneció constan-te, el ritmo de deceleración del materialinmediatamente interior (a seis centíme-tros) mostró una deceleración más marca-da. Este incremento en la deceleración lohemos interpretado como una combina-ción de efectos físicos, fundamentalmente

RHitos de la expansión angular de SN 1993J

sep. 19933,6 cm

nov. 19933,6 cm

feb. 19943,6 cm

mayo 19943,6 cm

sep. 19946 cm

De fondo, expansión de SN 1993J a lo largo de un año de vida. Bajo estas líneas, el esque-ma muestra la emisión en las distintas regiones del cascarón de la supernova y la gráficala diferencia en el tamaño medido a distintas longitudes de onda. La gráfica inferior mues-tra la curvas de luz multifrecuencia.

Una de las grandes aportaciones de la inter-ferometría en radio es la gran precisiónastrométrica que proporciona. Redes comoel European VLBI Network (EVN) o el VeryLong Baseline Array (VLBA) alcanzan unaprecisión astrométrica del orden de los diezmicrosegundos de arco. Gracias a la astro-metría en radio de alta precisiónhan podido determinarse medi-das geométricas de la distancia aregiones de formación estelar enla Vía Láctea, a galaxias cerca-nas y a galaxias a distancias cos-mológicas con enorme preci-sión. Hemos utilizado las capacidadesastrométricas de las técnicasinterferométricas para estudiarM81*. Es un núcleo activo degalaxia de baja luminosidad,con una masa estimada para elagujero negro de setenta millo-nes de masas solares. A la dis-tancia a la que se encuentra, untamaño angular de un milise-

gundo de arco (resolución angular que ofre-cen las redes interferométricas de muy largabase) corresponde a diecinueve días luz, quese corresponde con tres mil veces el tamañode la última órbita estable de material cayen-do hacia el motor central de M81. A lo largode los últimos veinte años hemos observado

M81* como fuente de referencia para SN1993J, lo que nos ha permitido hacer unseguimiento de su estructura a diversas fre-cuencias. Desde longitudes de onda de 3,6hasta los dieciocho centímetros, presentauna estructura típica núcleo-chorro, tal ycomo puede verse en la imagen de la página

siguiente.Al igual que ocurre con el casca-rón de la supernova, en el quevemos una región u otra depen-diendo de la longitud de onda a laque observemos, es bien conocidoque la posición del núcleo delchorro relativista de una galaxiaactiva depende de la frecuencia,de modo que se encuentra máscerca del origen del chorro a lasfrecuencias más altas. Este fenó-meno se conoce con el nombre decore shift (desplazamiento delnúcleo -imagen izda.-). Este des-plazamiento depende del campomagnético, de la densidad de par-tículas y de la forma en que evo-

Ilustración de cómo varía la posición del núcleo de un chorro relativista enfunción de la longitud de onda.

la disminución de la opacidad del materialeyectado a las longitudes de onda más cor-tas, que hace que sea parcialmente trans-parente a estas frecuencias. A estefenómeno lo hemos bautizadocomo opacity lifting (alzamientode la opacidad), y nos explica quela región del cascarón más alejadadel observador vaya contribuyen-do progresivamente a la emisión.Otros datos observacionales delos que disponemos son las curvasde luz multifrecuencia. Sería muyinteresante desde el punto de vistafísico ser capaz de modelar simul-táneamente las curvas de expan-sión y las curvas de luz. Y así lohemos hecho. Para ello, hemosdesarrollado un código numéricoque es capaz de reproducir todoslos datos observacionales. Elmodelo no solo escala todas lasvariables hidrodinámicas en cuanto a lainteracción entre la materia eyectada en laexplosión y el medio circumestelar, sinoque también tiene en cuenta que la pobla-ción de electrones, responsable de la emi-sión sincrotrón, evoluciona con el tiempoy depende tanto de la inyección continuade partículas en el frente de choque de laradiosupernova como de las pérdidas porexpansión y radiación. Igualmente, elmodelo considera el efecto que hemosdenominado opacity lifting. Este código

numérico ha permitido determinar losparámetros que caracterizan la física dela radiosupernova: un campo magnético

de 65.1± 1.6 gauss y una densidad departículas de 6±0.9 x 108 partículas porcm3 tan solo cinco días después de laexplosión; una temperatura máxima paralos electrones del medio circumestelarde 2.0±0.1 x 106 grados kelvin; o lafracción de electrones acelerados a velo-cidades relativistas, que es del orden de5±0.5 x 10-5, ente otras propiedades.Como pueden verse en las figuras queacompañan este artículo, tanto las curvasde luz como la curva de expansión se

reproducen de forma muy adecuada.También debemos resaltar la caídabrusca de las curvas de luz a partir de

una edad de unos tres mil ciendías. Indican claramente unavariación en las condiciones físi-cas del medio que está interac-tuando con la eyecta de la super-nova. Podría interpretarse física-mente considerando que el fren-te de choque de la supernova hasobrepasado el borde exteriordel medio circumestelar y se estáenfrentando con el medio inte-restelar. Estaríamos, en dichocaso, siendo testigos de la transi-ción de una radio supernova a unremanente de supernova, convir-tiéndose progresivamente en unafuente radio muy silenciosa.Finalmente, es importante men-cionar que -al contrario de lo

que sucede con otras radio supernovas,como SN 1986J- no se ha detectadohasta el momento ninguna fuente en elcentro de SN 1993J. Un fortalecimientode la emisión en la región central mar-caría la aparición de un viento nebularasociado con un remanente estelar, pro-bablemente un púlsar, como sucede enotros remanentes de supernova. Dichafuente se haría visible una vez que dis-minuyera sustancialmente la opacidadde las regiones centrales.

SN 1993J Y M81*

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Descubrimiento de precesión en el chorro relativista de M81*

lucionan a lo largo del chorro relativista, demodo que determinando de forma precisaeste valor obtenemos información sobre lafísica de los chorros relativistas. Pero hayque determinar este factor con gran preci-sión. En los típicos experimentos de inter-ferometría utilizamos la técnica de referen-cia de fase, que consiste en emplear unafuente intensa, compacta y próxima parafijar los observables que aplicaremos a lafuente que queremos conocer; pero resultamuy difícil desacoplar el efecto de despla-zamiento del núcleo entre el calibrador y elobjeto de estudio porque está presente enambos objetos. Sin embargo, la situación esmucho más favorable para M81*. Si ledamos la vuelta a nuestro experimento ypasamos a utilizar SN 1993J como fuentede referencia de fase para M81*, disfruta-mos de la gran ventaja de que la radio emi-sión de una supernova a partir de una cier-ta edad no sufre este efecto. De este modo,el centro de SN 1993J se convierte en lareferencia astrométrica perfecta y propor-ciona la oportunidad única de estudiar lacinemática absoluta del chorro de M81* yel efecto de desplazamiento del núcleo engran detalle. Mediante nuestras observaciones hemospodido determinar este efecto, que equivalea 0,1 años luz por gigahercio: es decir, laposición del núcleo se desplaza un año luzhacia el interior del chorro relativista con-forme aumentamos la frecuencia de obser-vación en diez gigahercios. A partir de estamedida obtenemos valores para la magnituddel campo magnético del chorro relativista(del orden de las decenas de miliGauss enlas regiones observadas) e incluso una cotapara la masa del agujero negro central, queha resultado ser de 2 x 107 masas solares,en buen acuerdo con los valores obtenidosa partir de la cinemática del gas en lasregiones nucleares y de la dispersión develocidades de las estrellas del bulbo.Gracias a la gran precisión astrométricahemos podido determinar tanto la posiciónabsoluta del pico de brillo como el ángulode posición del núcleo compacto de M81*a diversas frecuencias (gráfica superior),y puede observarse que siguen variacionessistemáticas y relacionadas entre sí.Simultáneamente, hemos determinado lavariabilidad en la emisión de energía (oflujo) de la región nuclear. Los resultadospueden verse en la gráfica inferior: la den-sidad de flujo del núcleo de M81* experi-menta una subida brusca, que dura unoscuatro años, para volver posteriormente alos valores iniciales. Pero lo más intere-sante reside en que ambos fenómenosestán interrelacionados entre sí: conforme

el flujo del núcleo aumenta, el ángulo deposición del núcleo va incrementándose atodas las frecuencias, lo que sugiere quela variabilidad de flujo está asociada concambios en la geometría del chorro relati-vista. Hemos interpretado este resultadocomo una evidencia de precesión en elchorro relativista, o movimiento del ejedel chorro. Es un resultado muy intere-sante, que necesitará confirmarse.La existencia de oscilaciones en el ángulode posición de los núcleos de los chorros

relativistas ya ha sido previamente repor-tada también para otras galaxias activas.Y la explicación que se ha dado en la lite-ratura especializada es que corresponden aun chorro cónico, en el que las diversascomponentes no ocupan toda la seccióndel chorro sino que son estructuras simila-res a cintas o hélices de plasma que seenroscan en el flujo cónico. Serían la con-secuencia natural de la presencia de ines-tabilidades hidrodinámicas en el plasmarelativista.

R

De fondo, la fuente compacta M81*. En la gráfica superior se muestra la posición del núcleoa diferentes frecuencias y en la inferior la variabilidad de la emisión de energía de la regiónnuclear.

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EPORTAJESRAYOS CÓSMICOS R

PARA CONOCER UN POCO MEJORA ESTOS INOFENSIVOS ATACAN-TES, DENOMINADOS RAYOS CÓS-MICOS, tenemos que remontarnos a prin-cipios del siglo pasado: el físico neozelandésErnest Rutherford se hallaba inmerso en susinvestigaciones sobre el fenómeno de laionización, o proceso por el que un átomo,al perder un electrón, adquiere carga positi-va. Rutherford descubrió que, incluso den-tro de una caja de cinco toneladas de plomo,se producían unos seis iones por segundopor cada centímetro cúbico: algo tremenda-mente penetrante tenía que llegar desdefuera y arrancar los electrones de los áto-mos. Al principio se pensó que esa “radiaciónionizante” provenía del propio planetaTierra, hipótesis que se creyó cierta al tomarmedidas desde lugares muy altos, como latorre Eiffel, donde se comprobó que elnúmero de iones disminuía. Sin embargo, elfísico Víctor Hess y sus experimentos desdeun globo aerostático desvelaron una realidadmás compleja: tras la disminución inicialanteriormente medida, se registraba unaumento espectacular en el número deiones, hasta superar los ochenta por centí-metro cúbico. Se descartó el origen terrestrede estas partículas y, ya que venían delcielo, comenzaron las investigaciones paraaveriguar con exactitud de dónde. Esto pro-vocó una nueva conmoción, ya que losrayos cósmicos no provenían de ningunadirección particular, sino que llegaban detodas las partes del cielo. Si estaban tanesparcidos, el origen debía hallarse a enor-mes distancias, mucho más allá de los con-fines del Sistema Solar -de hecho, seencuentran esparcidos por toda la Galaxia-. Quedaba, sin embargo, una última sorpresa,que incluso pondría en entredicho el bonitonombre asignado. Los rayos cósmicos noson, en realidad, un tipo de radiación (comolos rayos X, la luz visible o el infrarrojo),sino pedacitos de materia ordinaria queexperimentan una aceleración tan grandeque los convierte en las partículas más velo-

ces del universo: se trata de núcleos de áto-mos, sobre todo de hidrógeno, y algunoselectrones que, al estar eléctricamente car-gados, son desviados por los diversos cam-pos magnéticos existentes en nuestraGalaxia. Imaginemos que los rayos cósmi-cos son virutas de metal pululando en unespacio salpicado de imanes: el recorrido delas virutas variará tanto que resultará impo-

sible reconstruir su trayectoria. De ahí queparezca que provienen de todas partes y quesu origen sea tan difícil de determinar.

Tipos de rayos y orígenesTras su descubrimiento, y ante la carenciade aceleradores de partículas potentes, losrayos cósmicos fueron estudiados como unafuente de partículas. Gracias a ellos se des-cubrieron partículas subatómicas como lospositrones o muones y, aunque estas aplica-ciones continúan, hoy día la investigación secentra en averiguar su origen, el motivo desu aceleración y sus efectos en la Galaxia.

Los rayos cósmicos más comunes, que pro-ceden del Sol y se conocen globalmentecomo viento solar, se producen durante losfenómenos propios de la actividad solar(erupciones o eyecciones de masa coronal) yse caracterizan por su baja energía. Ensegundo lugar encontramos los rayos cósmi-cos de energía media, también bastantecomunes aunque con un origen mucho másdistante: este tipo de partículas se asocia conlas explosiones de supernova, en las que lasestrellas expulsan al medio gran parte de sumasa; así, los núcleos atómicos podrían seracelerados bien por la propia explosión opor las ondas de choque generadas por lamisma. La clasificación termina con los rayos cós-micos ultra energéticos, muy escasos (a unamedia de uno por kilómetro cuadrado porsiglo) pero capaces de avergonzar a losmejores aceleradores de partículas construi-dos por el hombre. La energía de los rayoscósmicos se mide en electronvoltios y, sibien los de baja energía apenas llegan almillón y los de media pueden alcanzar losmil billones -un uno seguido de quinceceros-, los ultraenergéticos han llegado aprecisar de veintidós ceros. Los rayos cós-micos de esta magnitud, denominados pri-marios, chocan con las partículas de laatmósfera terrestre y producen varias partí-culas secundarias, que a su vez generan unacascada de colisiones de partículas secunda-rias y lluvias de millones de fragmentos quepueden abarcar varios kilómetros cuadradosy penetrar hasta un kilómetro de profundi-dad bajo la superficie terrestre. La velocidad de los rayos cósmicos ultrae-nergéticos, que puede superar el 99% de lavelocidad de la luz, resta efectividad a loscampos magnéticos y las trayectorias apenasexperimentan cambios. No obstante, llegancon tan poca frecuencia a la Tierra que suorigen aún levanta controversia. Para revelar el origen de estas partículas,el observatorio Pierre Auger, que abarcatres mil kilómetros cuadrados sobre laprovincia de Mendoza (Argentina), llevaregistrando rayos cósmicos desde 2004.Aunque en 2007 los datos de Auger pro-dujeron un resultado que parecía enlazar ladistribución de los rayos cósmicos ultrae-nergéticos con los núcleos activos de gala-xias (AGN) cercanos, al recabar más datoslos investigadores concluyeron que lasobservaciones son compatibles con unadistribución isótropa de estas partículas -nuevamente, pueden proceder de todaspartes-, de modo que el enigma de su ori-gen sigue abierto.

PEDAZOS MINÚSCULOS DE MATERIA QUE VIAJANCASI A LA VELOCIDAD DE LA LUZ CHOCAN CONLA ATMÓSFERA, SE DESCOMPONEN Y,LITERALMENTE, NOS ATRAVIESANPor Silbia López de Lacalle (IAA-CSIC)

Llovizna cósmica

Víctor Heiss.

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Si el director de cine Gene Saks hubieradecidido hacer una versión protagonizadapor científicos de la excelente comedia Laextraña pareja (1968), sin duda habríaescogido a Walter Baade en el papel deFélix (Jack Lemmon) y a Fritz Zwickypara el de Óscar (Walter Matthau). FritzZwicky (Bulgaria 1898 - EE.UU. 1974),físico especialista en materia condensada,llegó al Instituto de Tecnología deCalifornia (el famoso CalTech), en losaños veinte del siglo pasado, procedente deSuiza, donde se crió y cursó estudios uni-versitarios. Era brillante y polifacético,pero su corrosiva y neurótica personalidad,así como su arrogancia sin límites, lo con-virtieron en poco más que un bufón paramuchos de sus colegas de CalTech. En unaocasión, en el colmo de la arrogancia,Zwicky llegó a afirmar que él y Galileoeran las dos únicas personas que sabían uti-lizar correctamente un telescopio. Unejemplo de su bufonería neurótica se rela-cionaba con su fanatismo por el deporte.No era raro encontrarlo en el suelo delrecibidor del comedor de CalTechhaciendo flexiones con un solo brazo,demostrando así su virilidad ante cual-quiera que, en opinión de Zwicky, la

hubiera puesto en duda. Asimismo, era tanagresivo, y sus modales tan intimidatorios,que incluso su colaborador más cercano,Walter Baade (Alemania 1893-1960), elotro protagonista de este artículo, y quetenía una personalidad tranquila, llegó anegarse a que lo dejaran solo con Zwickyentre las cuatro paredes de un despacho.En un más que probable acceso de para-noia, Zwicky llegó a acusar a Baade de sernazi, lo cual era completamente falso. Y, almenos en una ocasión, Zwicky amenazócon matar a Baade, que trabajaba en elobservatorio de Mount Wilson, colinaarriba de Caltech, si alguna vez lo veía enel campus de CalTech. En fin, Zwicky era un científico que lamayoría no querría tener como compañero

de despacho, pero cuya brillantez y colabo-ración con Baade iban a resultar fundamen-tales para explicar la aparición de unasnovas extremadamente brillantes, y quehabían traído de cabeza a los astrónomosdurante décadas.

El origen del término “supernova”En marzo de 1934, hace ahora ochentaaños, Baade y Zwicky enviaron dos comu-nicaciones a la Academia de Ciencias delos Estados Unidos que marcarían un antesy un después en Astrofísica. En la primerade esas comunicaciones, titulada On Super-novae (1), los autores proponían la existen-cia de un nuevo tipo de estrellas “nova”,las “super-novas”. Las novas, estrellas queaumentan su brillo enormemente durante

EN ASTROFÍSICA, SONMUY POCOS LOSTRABAJOS QUEPRESENTAN AL MISMOTIEMPO TANTOSCONCEPTOS NUEVOS -O INCLUSOREVOLUCIONARIOS-QUE DAN CON LASOLUCIÓN APROBLEMAS LARGOTIEMPO PLANTEADOSPor Miguel Ángel Pérez-Torres (IAA-CSIC)

Walter Baade y Fritz Zwicky:la extraña pareja

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Walter Baade.

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periodos típicos de días o semanas, eranconocidas al menos desde el siglo anterior,y quizá por ello habían dejado de llamar laatención de los astrónomos. La apariciónde una nova excepcionalmente brillante enla nebulosa de Andrómeda, en 1885,renovó el interés de los científicos por lasnovas. Sin embargo, nadie había propuestouna explicación satisfactoria a fenómenoscomo el de la nova del año 1885. En su tra-

bajo, Baade y Zwicky sugerían que lassuper-novas constituían un fenómeno gene-ral en las nebulosas (en aquella época eltérmino galaxias no estaba todavía asen-tado, y se continuaba hablando de nebulo-sas o universos-isla). Además, estas super-novas ocurrirían con mucha menor fre-cuencia que las novas, de ahí que se hubie-ran descubierto tan pocas. Baade y Zwickyutilizaron como patrón el objeto descu-bierto en 1885 en la galaxia deAndrómeda, y calcularon que su luminosi-dad máxima debió ser unas setenta millo-nes de veces la del Sol, compitiendo asícon la luminosidad total de una galaxia.Posiblemente, esta colosal luminosidad fuedecisiva para que Baade y Zwicky propu-sieran el nombre de super-novas. Baade y

Zwicky también estimaron que la estrellatuvo que perder una fracción significativade su masa inicial, incluso varias veces lamasa del Sol. La conclusión principal deltrabajo era que las supernovas representa-ban la transición de una estrella ordinaria aun objeto con una masa mucho menor.Aunque expresada con ciertas reservas, yaque la presencia de objetos como la super-nova de 1885 en Andrómeda era todavía

muy escasa, la hipótesis de Baade yZwicky se vio plenamente confirmada porobservaciones y estudios posteriores.

Rayos cósmicosEn la segunda comunicación, tituladaexplícitamente Cosmic Rays From Super-Novae, Baade y Zwicky sugerían que losrayos cósmicos se producían en las super-novas (¡cuya existencia habían propuestoen la página anterior!) y explicaban satis-factoriamente las observaciones de rayoscósmicos existentes en la época. La hipóte-sis de Baade y Zwicky chocaba de planocon las hipótesis todavía en boga en laépoca, y propuestas por alguna de las vacassagradas de la astrofísica de la primeraparte del siglo XX. Por ejemplo, el cura

astrofísico Lemaître, padre del modelo cos-mológico que lleva su nombre, sosteníaque los rayos cósmicos bien se originabanen el espacio intergaláctico o bien eranreminiscencias de una época del universoen la que las condiciones físicas fueroncompletamente distintas a las actuales. Enambos casos había que suponer la existen-cia de extraños, si no fantásticos, procesosde creación de los rayos cósmicos.

Además, estas hipótesis no podían explicarpor qué en todo el espacio extragaláctico laintensidad de los rayos cósmicos eramucho mayor que la de la luz visible,mientras que en nuestra galaxia ocurríajusto lo contrario.La rompedora propuesta de Baade yZwicky resolvía de golpe todos los proble-mas y carencias de las hipótesis anteriores.La intensidad de los rayos cósmicos sepodía explicar por la enorme cantidad deradiación y energía generada durante elfenómeno “super-nova”. Como las super-novas ocurrían en (todas) las galaxias, estoexplicaba la diferencia en las razones de lasintensidades de rayos cósmicos frente a laluz visible observadas para nuestra galaxiay fuera de ella. Además, al ser un fenó-

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WALTER BAADE Y FRITZ ZWICKY: LA EXTRAÑA PAREJA

En una ocasión, en el colmo de la arrogancia,Zwicky llegó a afirmar que él y Galileo eran las

dos únicas personas que sabían utilizarcorrectamente un telescopio

Walter Baade, el otro protagonista de esteartículo, y que tenía una personalidad tranquila,llegó a negarse a que lo dejaran solo con Zwicky

entre las cuatro paredes de un despacho

Fritz Zwicky.

meno que habría ocurrido desde la forma-ción de las galaxias, no era necesario pre-suponer que las condiciones físicas del uni-verso temprano hubieran sido distintas delas actuales. Estos resultados habrían bastado, por sísolos, para ganarse una reputación de porvida, como así fue por otra parte. PeroBaade y Zwicky fueron más allá en susegundo trabajo y, “con todas las reser-vas”, avanzaron -y justificaron somera-mente- la hipótesis de que las supernovasrepresentaban la transición de una estrellaordinaria a una “estrella de neutrones”.Hay que tener en cuenta que JamesChadwick había descubierto el neutrónapenas año y medio antes, en 1932. Baadey Zwicky entendieron que ese nuevo“estado de la materia” en las estrellas lasharía estables, pero quisieron ser especial-mente cautos. Solo así también se entiendeque separaran sus resultados sobre lassupernovas en dos comunicaciones, enlugar de publicarlas como un único artí-culo.

En un tercer trabajo (3), a menudo citadoerróneamente como el trabajo relevante,Baade y Zwicky presentaron esencialmentelos mismos resultados de las comunicacio-nes anteriores, algo que habría tenido sen-tido hacer desde un principio. En cualquiercaso, son muy pocos los trabajos en astro-física que, como estos de Baade y Zwicky,presentan al mismo tiempo tantos concep-tos nuevos -o incluso revolucionarios- quedan con la solución a problemas que habíanpermanecido largo tiempo sin respuestasatisfactoria. La presentación de estosresultados en dos breves, concisos y muyclaros artículos, propició su rápida difu-sión, no solo entre los astrofísicos, sinotambién entre el público en general. El nuevo término, super-nova (que añosmás tarde se escribiría ya definitivamentesin el guión), ganó rápidamente aceptaciónentre la comunidad científica, aunque algu-nos colegas, incluyendo Edwin Hubble,ignoraron por completo estos hitos científi-cos obtenidos por colegas que trabajabanprácticamente bajo el mismo techo. Sinduda, la personalidad de Zwicky no ayudó.

Quizá tampoco ayudó que la visión deHubble sobre la expansión del universo nofuera compartida en los años treinta delsiglo XX por todos los astrónomos, Baadey Zwicky incluidos. En efecto, en los tra-bajos arriba mencionados, Baade y Zwickyproponían que las estrellas progenitoras deestas super-novas podrían haber vivido almenos durante mil millones de años, yposiblemente mucho más. Sin embargo,algunas de las cosmologías propuestas en laépoca predecían una edad del universo demil millones de años como mucho. En suartículo (2), Baade y Zwicky afirman quesus resultados no están en contradiccióncon un universo tan joven, y que ellos mis-mos no están “para nada convencidos deque el universo esté en expansión”. Es deimaginar que este comentario no debió gus-tar a Hubble.Hoy día, todos los estudiantes de astrofí-sica aprenden en los libros de texto que lamuerte de una estrella masiva da comoresultado una supernova, que a su vez dejacomo remanente una estrella de neutrones(o quizá un agujero negro, como hoy sabe-mos). También aprenden que las superno-vas representan la principal fuente de rayoscósmicos en el universo. Todo esto se lodebemos a los estudios pioneros realizadospor Baade y Zwicky en los años 1930.Insisto: a “Baade y Zwicky”, ya que esmuy habitual citar solamente a Zwickycomo la persona que realizó estas gestascientíficas, algo que posiblemente se deba

a su peculiar personalidad, que contrastabacon la del tranquilo y caballeroso Baade. Es cierto que Zwicky realizó, individual-mente, contribuciones muy importantes eneste y otros campos de la astrofísica. Porejemplo, fue el primer impulsor de unabúsqueda sistemática de supernovas engalaxias. En 1974, a la muerte de Zwicky,se habían descubierto trescientas ochentasupernovas gracias a búsquedas sistemáti-cas, de las que Zwicky, solo, había descu-bierto ciento veintidós (entre febrero de1937 y enero de 1974, poco antes demorir). Asimismo, sus estudios sobre lamateria oscura, cuyo término él mismoacuñó, son merecedores de los mayoreshalagos. Pero tampoco Baade se quedóatrás en alcanzar logros científicos demodo individual, como trataremos en otroartículo más adelante. Sería por tanto muyinjusto no dar el debido crédito a Baade,primer autor de los tres artículos, en lostrabajos que asentaron las bases de unarama de la astrofísica que, aún hoy, siguesiendo muy relevante.

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(1) Baade, W. y Zwicky, F. (1934), On Super-Novae, Proceedings of the National Academy ofSciences 20 (5): 254–259(2) Baade, W. y Zwicky, F. (1934), Cosmic Raysfrom Super-novae, Proceedings of the NationalAcademy of Sciences 20 (5): 259–263(3) Baade, W. Y Zwicky, F. (1934), Phys. Rev.45, 138

En su artículo (2), Baade yZwicky afirman que susresultados no están en

contradicción con un universotan joven, y que ellos mismos

no están “para nadaconvencidos de que el universo

esté en expansión”

Imagen compuesta del remanente de la supernova SN1604 (o supernova de Kepler), con datos en rayos X, ópticoe infrarrojo. Fuente:NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair

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Año 1967. Una destartalada furgoneta llega ala ciudad. Sus ocupantes, un hombre demediana edad y aspecto distinguido y su ayu-dante, un fornido joven de pocas palabras,comienzan su rutina. Recorren todos los hospi-tales, centros psiquiátricos e instituciones men-tales de la ciudad ofreciendo sus servicios. Quélejos han quedado aquellos tiempos en los queeran recibidos efusivamente por los directoresa la puerta de cada institución. Tiempos en losque camas repletas de pacientes les aguardabanen fila, la mayoría de las veces rodeados deperiodistas, fotógrafos, familiares y curiososdeseosos de conocer de primera mano la téc-nica que había convertido al hombre de aspectodistinguido en uno de los neurólogos másfamosos de América, incluso más aún que supropio abuelo, el gran William Williams Keen,el primer neurocirujano que extrajo con éxitoun tumor cerebral de un paciente vivo.Ahora, en cambio, las puertas se cierran unatras otra. Tan solo un pequeño asilo de enfer-mos mentales en un grado muy avanzadorequiere de sus habilidades para con una de suspacientes: una octogenaria que, como una niñade cuatro años en plena rabieta, patalea sin sen-tido sobre la camilla. Una paciente en toda laciudad. Y pensar que incluso el influyenteJoseph Kennedy solicitó de sus servicios paraque tratara a su hija Rosemary, hermana menordel que fuera presidente de los Estados Unidos.Pero la profesionalidad ante todo. El hombredistinguido inicia un conjunto de pasos que harepetido miles de veces durante las últimas tresdécadas. Mientras dos enfermeras intentancontrolar los movimientos espasmódicos de lapobre anciana atada a la camilla mediantecorreas, su ayudante adormece a la anciana conuno o dos electroshocks para posteriormenteinmovilizar con fuerza su cabeza. Nuestro pro-tagonista abre su maletín y extrae un picahielosy un martillo de carpintero. Aún recuerda elescándalo de sus compañeros de profesióncuando demostró que no hay mejor instrumen-tal para esta técnica por poco quirúrgico queparezca. Sitúa el instrumento punzante en lacavidad orbital, justo entre el párpado y el ojo.Le llevó muchos meses de pruebas encontraraquel camino directo hacia el cerebro que evi-tase la dura y costosa trepanación del cráneo.Posteriormente ejecuta unos golpes secos demartillo sobre el picahielos que, abriéndosepaso a través del lagrimal, perfora el tabiquesuperior y penetra unos siete centímetros en el

cerebro del paciente. A continuación, con unmovimiento similar al del limpiaparabrisas deun coche rebana parte del cerebro, seccionandolas conexiones entre los lóbulos prefrontales yel tálamo, la clave de toda la operación. Lavieja desprende un grito ahogado. Finalmente,el doctor extrae el picahielos y repite la mismaoperación en el otro párpado. En total, cuatrominutos que sería capaz de repetir con los ojoscerrados. Sin anestesia, sin las mínimas opera-ciones previas de higiene y, por supuesto, sinfirmas de consentimiento. Dos moratones per-manentes bajos los ojos y un comportamientovegetativo quedan como únicos rastros recono-cibles de la visita. En total, veinticinco dólares.

Lobotomías a gran escala Se estima que, entre 1936 y 1967, el neurólogoWalter Freeman (1895-1972) practicó más decuarenta mil lobotomías por todo el país alvolante de lo que bautizó como el lobotomóvil.Especialmente los años posteriores a lasegunda guerra mundial, cuyas secuelas habíangenerado un aumento significativo de personascon fuertes trastornos mentales. Miles de fami-liares y cuidadores veían en la lobotomía unavía de escape al sufrimiento de sus enfermos, ya Freeman como lo más parecido a un salva-dor. Durante esos años no se libraron de supunzón ni mujeres, ni niños, ni tan siquieramiembros de las clases sociales altas. Varios años antes, este por entonces jovendirector de un hospital psiquiátrico deWashington, convencido de estar llamado ahacer historia de la neurología, había quedadofascinado por los trabajos del portugués EgasMoniz (1874-1955), el primer neurólogo enpracticar una lobotomía prefrontal en 1933, enla que literalmente taladraban sendos orificiosen el cráneo de una enferma paranoide pordonde inyectaban alcohol para destruir la partedelantera de su cerebro. Una técnica por la que

terminó recibiendo el Nobel en 1949 por sudescubrimiento del valor terapéutico de lalobotomía en determinadas psicosis. Freeman -que carecía de licencia para operar-y su colega cirujano James Watts, convencidosde las bondades de la destrucción de parte delcerebro para solucionar los problemas menta-les, comenzaron a aplicar las técnicas de Monzen su clínica privada y lograron hacerlas evo-lucionar con el fin de evitar la perforación delcráneo mediante el abordaje transorbital. A susojos, los resultados eran espectaculares ya que,efectivamente, lograban reducir drásticamentela agitación y sufrimientos de estos pobres dia-blos y, de paso, la de sus familiares, pero tam-bién cualquier atisbo de autonomía y capacidadpersonal por parte de los enfermos, que enmuchas ocasiones morían. Durante lossiguientes años presentaron sus nuevas técni-cas en numerosos congresos profesionalesdonde recibían rechazo y escepticismo a par-tes iguales. Pero la nueva “cirugía mental”se hizo con las portadas de muchas revistas yperiódicos de la época que veían a joven,carismático y mediático doctor Freemancomo la nueva esperanza blanca contra lasenfermedades mentales.

Lobotomía químicaPero en la nueva década de los sesenta aque-lla revolución es solo un eco lejano. Yanadie quiere hablar de lobotomía, reducida aun salvaje ejercicio propio de épocas medie-vales. “Los tiempos del lobotomóvil hanpasado”, piensa un envejecido Freemanmientras arranca. Y no ha sido por la presióncientífica o médica, sino por la aparición deuna píldora capaz de tranquilizar y reducir laansiedad en esquizoides y enfermos mentalessin necesidad de trepanarles el cerebro. Unanueva lobotomía química: con la misma efi-cacia, pero sin picahielos.

POR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

El LobotomóvilEl lobotomizador ha llegado a su ciudad HHISTORIASCIENCIA EN

El cometa ISON ha tenido una vida mediática con altibajos: descubiertoel 21 de septiembre de 2012 cuando todavía se hallaba a mayor distan-cia del Sol que Júpiter, las primeras estimaciones apuntaban a quepodría alcanzar un brillo superior al de la luna llena cuando se acercaraa su perihelio, o región de la órbita más cercana al Sol (los cometas,pequeños cuerpos sólidos helados, sufren modificaciones dramáticassegún se aproximan al Sol y aumenta la temperatura). El entusiasmocorrió por los medios de comunicación y las redes sociales, que se lle-naron de titulares sobre "el cometa del siglo". No obstante, esas estimaciones se revelaron demasiado optimistas y sesustituyen por otras más realistas: su brillo sería, como mucho, similaral de Venus (magnitud menos cuatro) y, como mínimo, suficiente paraque pudiéramos verlo a simple vista (magnitud seis).

C/2012 S1 (ISON) FUE DESCUBIERTO EL 21 DE SEPTIEMBRE DE 2012 POR ASTRÓNOMOS RUSOS, EMPLEANDO UN TELESCOPIO DE LA REDINTERNACIONAL CIENTÍFICA ÓPTICA CUYO ACRÓNIMO EN INGLÉS DIO NOMBRE AL COMETA. ENSEGUIDA SE GRANJEÓ EL SOBRENOMBREDE “COMETA DEL SIGLO” Y, AUNQUE AL FINAL NO CONSIGUIÓ SOBREVIVIR AL PERIHELIO, SÍ QUE OFRECIÓ UN EMOCIONANTEESPECTÁCULO FINAL

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¿POR QUÉ “DEL SIGLO”?

¿POR QUÉ SEGUIMOS OBSERVÁNDOLO?

Sabíamos que no sería el espectáculo que en un principio se anunció,PERO...De hecho, había varios “peros”. Para empezar, la evolución de uncometa depende de tantos factores (tamaño del núcleo, composi-ción, órbita, densidad, rotación, número de veces que ha pasadocerca del Sol, etc...), que resulta prácticamente imposible predecircuánto brillará; el astrónomo David H. Levy lo ilustraba con la frase"los cometas son como los gatos: tienen cola y siempre hacen loque quieren". ISON podía sorprendernos, de modo que debíamospermanecer atentos. Además, ISON presentaba peculiaridades que lo convertían en uninteresante ejemplar: según las estimaciones de su órbita, se tratabade un cometa procedente de la nube de Oort, una burbuja que rodeatodo el Sistema Solar y que, se cree, está formada por los restos dela nebulosa que dio lugar al Sol y los planetas hace cuatro mil seis-cientos millones de años. La nube de Oort alberga los núcleos come-tarios que dan lugar a los cometas de largo periodo y, en este sentido,ISON ofrecía la oportunidad de estudiar un cometa nuevo, recién lle-gado de los confines del Sistema Solar y, posiblemente, con algunasde las claves físicas y químicas para entender la formación del mismo. ISON presentaba además otro interesante aliciente: prácticamenterozó el Sol el pasado 28 de noviembre. Durante su perihelio, o puntode la órbita más próximo a nuestra estrella, el cometa se halló a solo2,7 radios solares (1,8 millones de kilómetros) del Sol y alcanzó tem-peraturas de unos cinco mil grados, lo que presentaba excitantes posi-bilidades: podía ocurrir que ISON sufriera, debido al calor, un intensoperiodo de actividad derivado no solo de la sublimación del hielo sinotambién de los silicatos o incluso los metales, lo que liberaría grancantidad de polvo y aumentaría considerablemente el brillo. Pero tam-bién podía ocurrir que, debido a las fuerzas de marea o el calor pro-ducido por el Sol, el núcleo de ISON terminara fragmentándose ovaporizándose, como ha ocurrido con más de dos mil cometas inclui-dos en la categoría de sungrazer comets (cometas que rozan el Sol).Con un núcleo de tamaño de entre uno y cuatro kilómetros, algunassimulaciones sugerían que si ISON mostraba la densidad típica de loscometas sobreviviría el perihelio y brillaría en el cielo con intensidaddurante el mes de diciembre. Pero, como buen gato, ISON fue verda-deramente impredecible.

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Arriba: trayectoria de ISON en torno al Sol (NASA). Debajo: Imagen de ISON con el telescopio de 1,5 metros del Observatorio de SierraNevada (Fernando Moreno y Francisco Pozuelos, IAA-CSIC).

El cometa C/2012 S1 ISON el 15 de noviembre de 2013. Imagen tomada porNicolás Morales (IAA-CSIC) desde el Observatorio de La Hita, operado conjunta-mente por el IAA y la Fundación AstroHita.

Aunque en noviembre la popularidad de ISON había caído, el 14 denoviembre se anunciaba desde el IAA un estallido de actividad y un impor-tante aumento del brillo del cometa, ya visible sin instrumentos ópticos.ISON ofreció un bellísimo espectáculo celeste hasta el 28 de noviembre,fecha en la que se enfrentó a una distancia de menos de dos millones dekilómetros de la superficie del Sol lo que, a escala astronómica, suponeprácticamente rozar nuestra estrella. Ya antes de su máximo acercamiento algunas fuentes afirmaban que elnúcleo se había fragmentado (precisamente, durante los días siguientes alprimer estallido de actividad, que tuvieron su réplica el 19 de noviembre).La información de una posible ruptura se basaba en la presencia, en unaimagen de ISON del Instituto Max Planck para la Investigación del SistemaSolar, de lo que se conoce como "alas del cometa", dos estructuras simé-tricas en forma de arco que emergen de la coma y que en algunos casosse producen por la fragmentación del núcleo. Sin embargo, desde la páginade la Campaña de Observación del Cometa ISON de la NASA (CIOC) seadvertía de que la propia simetría de las "alas" hacía poco probable que sedebieran a una fractura del núcleo, ya que estos eventos suelen ser asimé-tricos. Además, apuntaban que antes del estallido se habían detectadochorros de gas procedentes del núcleo que podían haber dado lugar a lasalas o que estas podrían deberse también a la interacción del cometa conel viento solar. Observatorios de todo el mundo siguieron la trayectoria de ISON esos crí-ticos días, y las últimas noticias antes del perihelio resultaban desalentado-ras, ya que el 25 de noviembre informaban desde Caltech y desde laradioantena IRAM (Granada) de un descenso considerable en la produc-ción de ácido cianhídrico, lo que podía significar que la actividad del núcleose había detenido o que el núcleo ya no existía. Sin embargo, era prontopara sacar conclusiones y la proximidad del cometa al Sol hacía muy difí-cil obtener buenas observaciones desde tierra, de modo que astrónomosprofesionales y aficionados esperaron a que el cometa entrara en el campode visión de SOHO, un satélite de observación solar de la NASA. El 27 de noviembre el coronógrafo LASCO, a bordo de SOHO, enviabadatos que apuntaban a un aumento de brillo de ISON en un factor cuatro(imagen 1), de modo que la emoción resurgió... durante apenas veinticua-tro horas. El constante seguimiento de la evolución del cometa por parte deSOHO mostró el 28 de noviembre un significativo descenso de brillo a lolargo de la mañana, y a lo largo de la tarde las imágenes de la misión STE-REO (NASA) supusieron un verdadero jarro de agua fría: ISON se habíavaporizado por completo (imagen 2). Sin embargo, el viernes 29 nos despertábamos con una nueva sorpresadel que desde la NASA denominaron "el cometa de Schrödinger", porqueISON ha demostrado una capacidad ilimitada para sorprendernos e inclusopara estar vivo y muerto al mismo tiempo. Tras el perihelio, una débil nube-cilla (imagen 3) aparecía en las imágenes de LASCO, algo que al pareceres bastante habitual en los sungrazer comets, de modo que nos sentamosa esperar a que se desvaneciera. Pero no lo hizo. Las imágenes de SOHOmostraron un innegable aumento de brillo, y se lanzaron hipótesis sobreuna posible supervivencia de parte del núcleo aunque la coma y la cola sehubieran evaporado por completo. Y, nuevamente, llegó la decepción:según se alejaba del Sol, la pequeña nube brillante fue perdiendo intensi-dad y las hipótesis viraron hacia una pequeña nube de polvo como respon-sable del brillo y no a un fragmento del núcleo del cometa. El telescopioespacial Hubble confirmó mediados de diciembre que ISON no sobrevivióal perihelio, pero sin duda ofreció un espectáculo emocionante.

otros yensayosdeconstrucción

por Silbia López de Lacalle (IAA-CSIC)

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3EL “COMETA DE SCHRÖDINGER”

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Debajo: Ilustración que muestra la evolución real de ISON a partir de imágenes deSOHO (izda) y la que hubiera presentado en caso de sobrevivir al perihelio (dcha) -estailustración se basa en la evolución del cometa C/2011 W3 (Lovejoy)-. Fuente: Jam123(Wikipedia).

ISONEl cometa

crónica de unamuerte anunciada

En 1995 estaba en la Universidad deCantabria haciendo mi tesis conXavier Barcons sobre espectros

Lyman alfa de cuásares a “alto” corri-miento al rojo (este efecto, también cono-cido como redshift y denotado z, es el des-plazamiento hacia el rojo de la luz debidoal distanciamiento progresivo que producela expansión del universo). Por entonces“alto redshift” quería decir z~2.5: las gala-xias normales más lejanas conocidas esta-ban a z~1-2, los cuásares más lejanos a z~4,y había noticias de algún objeto mons-truoso incluso a z~5. Aquel verano visité laUniversidad Estatal de Nueva York(SUNY Stony Brook), para trabajar conKen Lanzetta y su grupo estudiando elagrupamiento de absorbentes Lymanalfa con datos (¡de segunda mano!) deltelescopio Keck, en aquel momento unaauténtica revolución observacional.En septiembre volví a Santander, con unartículo bajo el brazo y sin tener ni ideade que retornaría a SUNY muy pronto,porque el director del Space TelescopeScience Institute había decidido observaruna pequeñísima zona del cielo durantediez días consecutivos con el TelescopioEspacial Hubble. Las observaciones serealizaron en diciembre y la imagen(conocida como Hubble Deep Field oHDF) se hizo pública en enero de 1996.Inmediatamente recibí una llamada deteléfono de Ken, excitado incluso másallá de lo que en él era el estado normal...“¡Alberto, ¿has visto la imagen del HDF?!Veo galaxias a redshift seis... están ahí...tenemos que analizarlas... todas las técni-cas que tenemos para el análisis del bosqueLyman alfa se pueden aplicar... ¿puedesvolar a Nueva York esta misma semana?!”.Tras rápidas consultas con Xavier ("¡hom-bre, si te lo crees y te pagan el viaje, pues ade-lante!") y la compra del chaquetón deinvierno más gordo que nunca habíausado, salí para allá, reconozco que conciertas dudas. Dudas que se desvanecieron tras pasarcinco minutos con Ken delante de unordenador y ver que, en efecto, en las imá-genes del HDF se veían galaxias que teníanque estar a z~6. Las imágenes habían sidotomadas a través de cuatro filtros de longi-tudes de onda de 3000, 4500, 6060 y 8140angstroms (Å), y algunos objetos se veían

solo en la última y más roja de ellas.Trabajos recientes habían mostrado que laabsorción por parte del hidrógeno neutrointergaláctico de la radiación por debajo deLyman alfa (1216 Å) era muy eficiente, yque esas “marcas” podían emplearse paraseleccionar galaxias en rangos de redshiftdefinidos.Además, en la zona conocida como “bos-que Lyman alfa” (entre 912 y 1216 Å) elefecto de la absorción crece con el redshift(debido a la mayor densidad de absorben-

tes en el universo temprano), hasta serprácticamente completa para valores deredshift cercanos a cinco o mayores. Comoel filtro más rojo de los cuatro observadospor HST detectaba luz por encima de 7000Å, (la longitud de Lyman alfa corrida hastaz~5), las galaxias que solo se veían en éldebían estar a un redshift aún más alto.Igualmente, las galaxias que se veían en losdos últimos filtros debían estar a más dez~4... era un rango de observación comple-tamente nuevo para todos, estábamos deverdad asomándonos al otro extremo deluniverso. Recuerdo con cierta envidia que nos costósolo un día poner a punto las herramientasnecesarias para formalizar estas ideas.

Inmediatamente confirmamos que, enefecto, solo se podían reproducir los colo-res observados si las galaxias se encontra-ban al redshift que Ken había medido “aojo”. El resto del trabajo, durante variassemanas, consistió en refinar la fotometríay los modelos, y comprobar una y otra vezlos resultados.El trabajo fue publicado en junio1. Al pocotiempo llegaron las primeras confirmacio-nes espectroscópicas para algunos objetos.Recuerdo que en una charla Ray Weymannpresentó el espectro de una galaxia a

z=5.60 tomado con Keck y comentó: “laverdad es que la calidad del espectro espésima, y solo se adivina una línea de emi-sión... decir que este espectro confirma losdatos fotométricos es un poco engañoso,más bien es la fotometría la que en realidadconfirma el espectro”.Poco después publicamos el catálogocompleto incluyendo datos del infrarrojocercano y un análisis fotométrico muchomás detallado2. Desde entonces estas téc-nicas han sido globalmente aceptadas yperfeccionadas3 y hoy forman parte deprácticamente cualquier gran proyectocosmológico.Durante los siguientes años he seguidointentando alejarme de la Tierra... en2005, en colaboración con Mistici, ungran grupo de expertos en explosiones derayos gamma, o GRBs, detectamos y ana-lizamos GRB050904, “la explosión cós-mica más antigua después del Big Bang”,que tuvo lugar a z=6.3, y solo fue obser-vado a través de métodos fotométricos4.

Más recientemente, en 2009, detectamosGRB090423, una explosión para la queincluso conseguimos un espectro infra-rrojo con el Telescopio Galileo, que con-firmó el resultado fotométrico: redshiftz~8.25. No será fácil llegar aún más lejos,pero no pierdo la esperanza.Aunque recuerdo que, en el origen, todoempezó con la llamada telefónica de uncolega que, en ocasiones, veía galaxias aredshift seis...

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el “Moby Dick” de...

El otro extremodel universo

...Alberto Fernández Soto(IFCA-CSIC)Astrónomo asturiano, licenciado y doctorado en laUniversidad de Cantabria. Tras trabajar en EstadosUnidos, Italia, Australia y Valencia, ahora es CientíficoTitular del CSIC en el IFCA (CSIC-UC).

1. Lanzetta et al. 1996, Nature 381, 7592. Fernández-Soto et al. 1999, ApJ 513, 343. Benítez 2000, ApJ 536, 571; o Molino et al. 2013,http://arxiv.org/abs/1306.49684. Tagliaferri et al. 2005, A&A 443, L15. Salvaterra et al. 2009, Nature 461, 1258; Stefanon et al. 2011, A&A525, A75

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Actualidad

u La mayoría de las galaxiasalberga un agujero negro supermasi-vo en su centro (con masas de hastamiles de millones de soles) que, alatraer el gas circundante, puededesatar lo que se conoce como acti-vidad nuclear y que involucra unagran liberación de energía. Pero,¿cómo se transporta el gas hacia lasregiones centrales de las galaxiaspara alimentar el agujero negrosupermasivo? ¿afecta el crecimien-to del agujero negro a la evoluciónde la galaxia que lo alberga?Un grupo internacional de astróno-mos ha respondido a ambas pre-guntas gracias a la resolución deltelescopio ALMA. Han observadoen detalle NGC 1433, una galaxiaespiral con una configuración com-pleja. Además de dos anillos exter-nos y una barra primaria -unaestructura en forma de barra quealberga estrellas y transporta gas-,muestra en la región central unaversión en miniatura de lo anterior

formada por un anillo y una barranuclear. “Los datos de ALMA muestran que elgas en la zona central de NGC1433sigue una estructura espiral dentrodel anillo nuclear que explicaríacómo el gas es conducido hacia elnúcleo y alimenta la actividad nucle-ar”, ilustra Isabel Márquez, investiga-dora del Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC) que participaen el estudio. La presencia de dos barras parecefundamental, como ya apuntaba elprograma NUGA (NUclei ofGAlaxies) desarrollado por el mismogrupo de investigadores para estu-diar la distribución del gas en gala-xias activas y el abastecimiento delagujero negro central. Hallaron queel mecanismo de alimentación máscomún en las galaxias de la muestrareside en la existencia de una barraprimaria con rotación lenta y de unabarra nuclear que rota más rápida-mente, de modo que se producenresonancias dinámicas que hacenque el gas fluya hacia el centro. Ladinámica del gas en NGC 1433 pare-ce confirmar este escenario.

Retroalimentación delagujero negroSin embargo, también han observa-do que parte del gas molecular, algomenos de un 10%, es expulsado através de un chorro que emana de

una región cercana al núcleo y queeyecta la masa equivalente a sietesoles por año. “Puesto que los pro-cesos de formación estelar, en algu-nas galaxias responsables de estetipo de fenómenos, no son muyintensos en NGC 1433, pensamosque el responsable de este flujo es elpropio núcleo activo”, señala IsabelMárquez (IAA-CSIC). “Este descubrimiento confirma la

idea actual de que la actividad nucle-ar puede extraer gas del centro y fre-nar la formación estelar. El agujeronegro supermasivo podría así regu-lar el crecimiento de los bulbos enlos centros de las galaxias, lo queexplicaría la relación observadaentre la masa de los bulbos y de losagujeros negros centrales”, concluyela investigadora.Silbia López de Lacalle (IAA)

El telescopio ALMA hapermitido observar endetalle NGC 1433, quepresenta un complejosistema de anillos,barras y espirales queguían el gas hacia elagujero negrosupermasivo central

¿Afecta la dieta de un agujero negrosupermasivo a su galaxia anfitriona?

La galaxia NGC 1344, en imágenes del telescopio espacial Hubble y de ALMA. Fuente: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/NASA/ESA/F. Combes

El observatorio espacial Herschel (ESA) descubre vapor deagua en el planeta enano Ceresu Ceres, con un diámetro de novecientos cincuenta kilómetros, es el mayor objeto del cinturón deasteroides, que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter. A diferencia de la mayoría de los aste-roides, Ceres es prácticamente esférico y pertenece a la categoría de los planetas enanos, en la quetambién se encuentra Plutón. Se piensa que Ceres está formado por varias capas, con un núcleorocoso rodeado por un manto de hielo. La confirmación de la presencia de agua congelada en el cintu-rón de asteroides tiene importantes repercusiones para comprender la evolución de nuestro SistemaSolar.Aunque Herschel no haya sido capaz de tomar una imagen nítida de Ceres, se ha podido determinar ladistribución de las fuentes de vapor de agua en su superficie al estudiar cómo variaba la señal del aguadurante las nueve horas que tarda este planeta enano en girar sobre sí mismo. Prácticamente todo elvapor procede de sólo dos puntos de su superficie. http://www.esa.int

EN BREVE:

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A

u El pasado 19 de diciembre tuvolugar con éxito el lanzamiento deGaia, un satélite de la AgenciaEspacial Europea (ESA) que, duran-te cinco años, recogerá datos de milmillones de estrellas para construirel mapa en tres dimensiones de laVía Láctea más completo jamásconstruido. El lanzamiento se realizódesde la base espacial de Kourou(Guayana Francesa). La misióncuenta con una importante contribu-ción de científicos e ingenierosespañoles. “Gaia es una misión de astronomía

clásica, pero con tecnología de cien-cia ficción para el desarrollo de cien-cia de frontera”, destaca Emilio J.Alfaro, investigador del Instituto deAstrofísica de Andalucía que partici-pa en la misión. “Gaia medirá laparalaje astronómica (distancia) dedecenas de millones de estrellas dela Galaxia con un método ya diseña-do por los griegos, pero con una tec-nología que permite alcanzar unaprecisión diez millones de vecesmejor”, continúa el investigador. Noen vano Gaia constituye el máximoexponente de una tecnología que hacolocado a Europa a la cabeza dela astrometría desde el espacio. El principal objetivo científico deGaia reside en desvelar la historiade la Vía Láctea, desde sus oríge-nes hasta el estado actual. Paraconseguirlo, Gaia medirá las posi-ciones, distancias y movimientosde mil millones de estrellas (un 1%del total de la Galaxia) y estudiarásus propiedades físicas, como la

edad y la composición química. No solo la cantidad de estrellasresulta relevante, sino que tambiénes necesario que los datos obteni-dos sean de una precisión extrema,y Gaia mejorará en cien veces laprecisión de las misiones preceden-tes. Actualmente, el catálogo astro-métrico más preciso contiene cientoveinte mil estrellas y fue elaboradopor Hipparcos, un satélite tambiénde la ESA. Su precisión, de un mili-segundo de arco, equivale a medir laaltura de una persona en la Lunavista desde la Tierra. Con Gaia, laprecisión será del orden de diezmicrosegundos de arco, precisiónque equivale a medir la anchura deuna moneda de euro situada en laLuna vista desde la Tierra, o a verlelos ojos a la persona en cuestión.

Contribución española“La contribución española, tanto anivel científico como tecnológico, hasido destacada. El Instituto de

Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)participa activamente en la RedEspañola de Gaia (REG), organiza-da para preparar una rápida y efi-ciente explotación de los datos de lamisión”, señala Emilio J. Alfaro, res-ponsable del Grupo de Trabajo deCúmulos Estelares dentro de la RedEspañola de Gaia. Esta red, creada en 2010, subven-cionada por el MINECO y con másde ciento cuarenta miembros detreinta instituciones españolas, estáelaborando herramientas para laexplotación científica y obteniendodatos espectroscópicos desde tierrapara complementar los datos de lamisión. Alfaro, junto con otros componentesdel Grupo de Sistemas Estelaresdel IAA, participa en el proyectoESO-Gaia Survey (GES), que estárealizando un cartografiado espec-troscópico de cien mil estrellas decampo y cien cúmulos estelares delhemisferio Sur.

Despega la misión Gaia, queproporcionará el primer mapa en tresdimensiones de la Vía Láctea

Gaia medirá laposición, distancia,movimientos ypropiedades físicasde mil millones deestrellas, lo queequivale al 1% de lapoblación total de laGalaxia

•Catalogará mil millones de estrellas, un 1% del total de la Galaxia. •Con un plano focal con mil millones de píxeles, Gaia constituye lacámara más grande que se ha construido jamás para trabajar en elespacio. •Trabajará a 1,5 millones de kilómetros desde la Tierra.•Observará todo el cielo durante cinco años con unas setentarepeticiones. •Contiene dos telescopios de treinta y cinco metros de distanciafocal y un total de diez espejos, y tres instrumentos: astrométrico,fotométrico y espectroscópico. •Observará todos los objetos celestes hasta un brillocuatrocientas mil veces menor que aquello que puede apreciar elojo humano a simple vista. •En un día de misión se generan cincuenta gigabytes de datos quese envían a tierra y son procesados. Al final de la misión se habránenviado cien terabytes de datos. •El catálogo final se publicará en 2022 y tendrá un volumen de unpetabyte, es decir, un millón de gigabytes, equivalente adoscientos mil DVDs.•Los datos obtenidos tendrán una precisión cien veces mejor quelas misiones precedentes.

GAIA EN NÚMEROS

u El cinturón principal de asteroi-des, situado entre Marte y Júpiter,alberga una nutrida población deobjetos que giran en torno al Sol enórbitas casi circulares, de modoque no sufren los cambios de tem-peratura que, en el caso de loscometas, producen las característi-cas colas. Sin embargo, desde1996 se conoce una familia deasteroides, a día de hoy con ape-nas una docena de miembros, quedesarrollan colas cometarias y quese conocen como cometas del cin-turón principal. Uno de ellos,P/2013 R3 (CATALINA/PANS-TARRS), se ha roto recientemente.

El hallazgo, observado con el GranTelescopio Canarias (GTC), suponeuna oportunidad única para estu-diar la estructura interna de uncometa del cinturón principal (oMBC, de sus siglas en inglés) ydescubrir el mecanismo que lo con-vierte en un asteroide con cola, unasuerte de híbrido entre un asteroidey un cometa. El trabajo, encabeza-do por Javier Licandro, del Institutode Astrofísica de Canarias (IAC),cuenta con la participación deinvestigadores del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC). Los cometas, formados por hielo y

rocas, proceden del las regionesexternas del Sistema Solar (el cin-turón transneptuniano y la nube deOort) y, al acercarse al Sol, sus hie-los subliman y arrastran el polvoformando las colas cometarias. “Laórbita de los MBC no es la propiade un cometa sino la típica de unasteroide del cinturón principal, yse sabe que dinámicamente es casiimposible que un cometa adquierauna órbita así”, explica Licandro(IAC).“Una de las dudas en torno a losMBC es el mecanismo por el queexpulsan polvo y forman, como loscometas, una coma (la atmósferaque rodea el núcleo) y una cola -continúa el investigador del IAC-.Hasta hace muy poco se considera-ba que los asteroides se componende roca y metales, de modo que nopodrían dar pie a la formación deuna cola como la de los cometas, oal menos no por los mismos meca-nismos que estos lo hacen”.El hallazgo del equipo español pue-

de resultar de gran utilidad pararesolver este enigma. El MBCP/2013 R3 (CATALINA-PANS-TARRS) se ha roto en al menoscuatro fragmentos, en un procesode fragmentación quizá similar alque sufren los cometas. “La rupturapodría deberse a una colisión, auna ruptura rotacional o a un esta-llido de actividad, y estamos pro-gramando nuevas observacionespara determinar la causa”, destacaFernando Moreno, del Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC). “Se trata de un objeto muyinteresante porque es bastante bri-llante y quizá permita detectargases, algo que nunca hemos con-seguido en un cometa del cinturónprincipal”, adelanta Moreno (IAA-CSIC). El grupo de investigadores trata dedeterminar los elementos que com-ponen los fragmentos y, con ello,averiguar por fin cuál es la naturale-za del núcleo de un MBC. En susobservaciones, los investigadoreshan empleado el instrumento OSI-RIS del GTC, ubicado en el obser-vatorio del Roque de LosMuchachos (La Palma), así como elobservatorio de Sierra Nevada, enGranada.

Silbia López de Lacalle (IAA)

Se observa por primera vez lafragmentación de un cometadel cinturón principalObservaciones con el Gran TelescopioCanarias desvelan que P/2013 R3(CATALINA/PANSTARRS) se ha roto encuatro fragmentosEste objeto está clasificado como "cometadel cinturón principal", un inusual tipo deasteroide que muestra rasgos similares alos de los cometas

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u Investigadores de varias institucio-nes, liderados por Jorge Lillo-Box yDavid Barrado, del Centro deAstrobiología (CSIC-INTA), han estu-diado el sistema formado por unaestrella gigante roja y su planeta(Kepler-91 b), cuya órbita es extraordi-nariamente próxima a la estrella. Laestrella, una gigante denominada KOI-2133 y que ahora se encuentra en unproceso de expansión de sus capasexternas, acabará devorando al plane-ta. El estudio ha empleado instrumen-tación del Observatorio de Calar Alto,operado conjuntamente por el InstitutoMax Planck de Astronomía(Heidelberg) y el Instituto de Astrofísicade Andalucía (IAA-CSIC).Durante cuatro años, el telescopio

espacial Kepler ha obtenido datos demultitud de estrellas candidatas aalbergar planetas. Una de estas candi-datas era KOI-2133, una estrellagigante roja de la cual este trabajo haderivado propiedades físicas como lamasa, el radio o la edad de maneraprecisa mediante el uso de la astrosis-mología, técnica análoga al estudio delos terremotos en nuestro planeta, yque incluye un detallado estudio teóri-co. Este análisis ha requerido observacio-nes complementarias llevadas a cabocon el espectrógrafo CAFÉ (Calar AltoFiber-fed Echelle spectrograph) y lacámara AstraLux, ambos instalados enel telescopio de 2,2 metros delObservatorio de Calar Alto. Para confirmar la existencia del plane-ta Kepler-91 b se ha empleado elmétodo de variaciones elipsoidalesque consiste, básicamente, en ladetección de la deformación de lasuperficie de la estrella por las fuerzasde marea ejercidas por el paso del pla-

neta. Hasta la fecha solo se han detec-tado con este método unos quince pla-netas, ya que se necesitan unas condi-ciones muy específicas que pocasveces se dan para poder aplicarlo. Encualquier caso, estos planetas orbitanalrededor de estrellas en una fase tran-quila de su vida, con tamaños simila-res al del Sol, y sus planetas tienenasegurada una larga vida en ambien-tes estables. El entorno de Kepler-91 bes totalmente distinto.La atmósfera planetaria de Kepler-91 bparece inflada, probablemente debidoa la intensa radiación estelar, ya que elplaneta está tan sumamente cerca desu estrella que tarda tan solo 6,24 díasen dar una vuelta a su alrededor. Es,por tanto, el planeta más cercano auna estrella gigante roja conocido, loque lo convierte en el primer candida-to a ser engullido por su estrella. Estosucederá en un plazo inferior a cin-cuenta y cinco millones de años, unperiodo de tiempo muy reducido aescalas astronómicas.

Un enorme sol ocupando elhorizonteLa cercanía del planeta y el grantamaño de la estrella implican que unocho por ciento de la bóveda celestedel planeta estaría ocupado por lavisión de su estrella. Si tenemos encuenta que, en el caso de la Tierra, elSol o la Luna ocupan en la bóvedaceleste un 0.0005%, podemos hacer-nos una idea del panorama quepodría verse en el cielo diurno deKepler-91 b: una inmensa bola rojaocupando una fracción muy significa-tiva del cielo y una intensidad lumino-sa extraordinaria. Además, dada la arquitectura del sis-tema, una fracción de la parte de lacara nocturna del planeta está ilumi-nada. Un fenómeno análogo al sol demedianoche en los polos de la Tierra,pero que ocurriría en cualquier regióndel planeta. De hecho, en el ecuadordel planeta el día dura casi el dobleque la noche, y en cualquier otraregión aún más.

Colaboración hispano-alemanaEste trabajo está basado parcialmen-te en observaciones llevadas a cabopor el Centro Astronómico Hispano-Alemán, en Calar Alto (Almería,España). Ha sido posible gracias aluso intensivo del espectrógrafoCAFÉ, el primer instrumento desarro-llado y construido por el observatoriode Calar Alto, demostrando una vezmás la necesidad de disponer detelescopios de tamaño medio e instru-mentación de última generación enproyectos dedicados, que requierenun gran número de noches.

Por primera vez sedetecta un planeta entorno a una estrellagigante roja en lafase final de su vida

Impresión artística (David Cabezas Jimeno).

Ocaso y muertede un planeta

La misión Rosetta despiertau Tras diez años de paseo espacial, en los próximos meses la sonda Rosetta se va aencontrar por fin con su objetivo: el cometa 67P/Chuymov-Gerasimenko. La misión Rosetta,que tiene como principal objetivo el estudio del origen y evolución de los cuerpos primitivosdel Sistema Solar, será la primera en orbitar el núcleo de un cometa y acompañarle en surecorrido hacia el Sistema Solar interno. Así, será también la primera misión que examinaráde cerca la transformación de un cometa al aproximarse al Sol y que, además, realice uncontacto directo con el núcleo de este a través del módulo Philae. Se trata de una misiónde una complejidad sin precedentes, pues muchas de las maniobras de navegación y ate-rrizaje deben realizarse de forma automática sin el más mínimo margen de error. El IAA-CSIC ha participado en la ciencia y el diseño de dos de sus instrumentos (OSIRIS y GIADA).El pasado 20 de enero tuvo lugar la primera de las fases que continuarán hasta el encuen-tro de la sonda y el cometa: tras más de 900 días hibernada, Rosetta despertó.

EN BREVE:

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u En noviembre de 2013 tuvolugar el anuncio de los equipos res-ponsables del diseño definitivo delSquare Kilometre Array (SKA), loque inicia una nueva etapa hacia laconstrucción del telescopio mayor ymás sensible del mundo. Más detrescientos cincuenta científicos eingenieros de un total de cien institu-ciones de dieciocho países serán losresponsables de llevar a cabo la fasede diseño definitivo, que supone undesafío tanto a nivel científico comotecnológico y en la que participaránveintiún equipos españoles. Al igual que en proyectos de similarmagnitud, como el Gran Colisionadorde Hadrones o los programas espa-ciales, el proyecto SKA ha sido divi-dido en diversos paquetes de traba-jo, once en este caso, que serángestionados por consorcios deexpertos internacionales. Los onceconsorcios designados dispondránde tres años para hallar las solucio-nes óptimas para el desarrollo deSKA, cuya construcción comenzaráen 2017.

La financiación obtenida en esta fasees de ciento veinte millones deeuros, de los que 2,5 millones proce-den de instituciones españolas. “La participación española constituyeun indicador del alto nivel de los cen-tros de investigación, universidadesy empresas españolas”, destacaLourdes Verdes-Montenegro, cientí-fica del Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC) e investigado-ra principal del proyecto VIA-SKA,financiado por el MINECO y destina-do a estudiar y promover la participa-ción tecnológica española en SKA. “En apenas dos años hemos pasadode proponer participaciones puntua-les a tomar parte en casi todos losconsorcios y, a falta de financiaciónespecífica, los grupos de investiga-ción y empresas han comprometido2,5 millones de euros de fondos deinvestigación propios. Se trata, sinduda, de un éxito de los equiposespañoles”, concluye la investigado-ra.Investigadores e ingenieros españo-les participarán en el diseño de lasantenas, el transporte de datos, elprocesado de señal y correlación, elsoftware para el proceso de datoscientíficos y el software de gestión ymonitorización del telescopio.Además, contribuirán en el abasteci-miento energético de la infraestructu-ra aportando su experiencia en ener-gías renovables.Los centros de investigación españo-

les involucrados en la fase de diseñoson el Instituto de Física deCantabria (IFCA-CSIC), elDepartamento de Ingeniería deComunicaciones de la Universidadde Cantabria (DICOM-UC), laUniversidad Pública de Navarra(UPNA), el Laboratorio de SistemasIntegrados de la UniversidadPolitécnica de Madrid (UPM), elObservatorio Astronómico Nacional(OAN-IGN), la Universidad deGranada (UGR), el Instituto deAstrofísica de Andalucía (IAA-CSIC),el Centro Nacional deSupercomputación (BSC), laFundación Centro deSupercomputación de Castilla yLeón (FCSCL) y el Centro deInvestigaciones Energéticas,Medioambientales y Tecnológicas(CIEMAT).Las once empresas tecnológicasson: TTI norte, Anteral, DAS

Photonics, 7Solutions, ISDEFE, GTD(a través de su filial alemana GTDGmbH), CSP Sunless (Vinci ingenie-ría), Aora Solar Spain, TorresolEnergy, Arraela e iGrid-TD.

Sobre SKAEl proyecto SKA constituye unesfuerzo internacional para construirel mayor radiotelescopio del mundo,con un kilómetro cuadrado (un millónde metros cuadrados) de área derecolección. La escala del SKArepresenta un enorme salto adelanteen ingeniería e investigación y se tra-ducirá en un incremento correspon-diente en la capacidad científicacuando comience a operar.El Square Kilometre Array (SKA), lamayor infraestructura científica pro-yectada hasta la fecha, constituiráuna revolución no solo en astrono-mía, sino también en geofísica, geo-desia y desarrollo tecnológico.

Investigadores eingenieros españolesparticiparán, entreotros, en el diseño delas antenas, eltransporte de datos y elsoftware de gestión ymonitorización de lostelescopios

Diez centros de investigación y once empresasespañolas participarán en el diseño de SKA

El Proyecto GLORIA presenta Personal Space,una herramienta gratuita para explorar el cosmosdesde el portátilu El Proyecto GLORIA (http://gloria-project.eu) nació con el objetivo de acercar laastronomía a cualquiera que disponga de conexión a internet, permitiendo el uso deuna red de telescopios robóticos por el gran público. También, para ofrecer la oportu-nidad de observar cualquier zona del universo desde nuestros hogares. Pero, contodo el cosmos a nuestra disposición: ¿dónde comenzamos?Personal Space (http://personal-space.eu), que nació al abrigo de GLORIA y graciasa la colaboración entre astrónomos y la artista irlandesa E. O Boyle, ofrece la res-puesta.Con solo teclear una fecha, hora y localidad (por ejemplo, la fecha de nacimiento y ellugar del mismo) a través de la interfaz web, el usuario accederá a la zona del uni-verso que se hallaba en lo más alto del cielo en ese lugar y en ese instante tan signi-ficativo de su vida.

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u La fusión de galaxias constituyeun proceso esencial en la evolucióndel universo: se cree que las gran-des galaxias se formaron a partirgalaxias de menor tamaño, queactuaron a modo de ladrillos -dehecho, podemos ver ese proceso enla Vía Láctea, que está engullendo lagalaxia enana de Canis Major-. Estetipo de interacción se conoce comofusión menor (del inglés minor mer-ger) en contraposición a la fusiónmayor (major merger), en la que coli-sionan dos galaxias de similar tama-ño, y el estudio de sus consecuen-cias resulta elemental para compren-der el estadio actual en el que sehallan las galaxias. Por ejemplo, sesabe que las fusiones menores afec-tan a la tasa formación estelar y lamorfología de las galaxias, así comoal crecimiento de los agujerosnegros supermasivos y a su posibleactivación, a través del desplaza-miento de gas hacia sus cercanías,para dar lugar a un núcleo activo degalaxia (AGN). Para aportar un poco de luz sobrelas fusiones menores, un grupo inter-nacional de astrónomos, en el queparticipa el investigador del Institutode Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) Miguel Ángel Pérez Torres, harealizado un estudio de NGC 3341,

un sistema triple en proceso defusión, que incluye observaciones enbuena parte del espectro electro-magnético (rayos X, óptico y radio).Este objeto, que consta de una gala-xia principal y dos galaxias enanas(NGC 3341B y NGC 3341B) yainmersas en el disco de la primera,resulta interesante no solo porqueconstituye un ejemplo de fusiónmenor, sino también porque se habíadetectado, en la galaxia NGC 3341B,un AGN de tipo Seyfert 2 (lo queresulta poco habitual, ya que en estetipo de sistemas el núcleo activosuele hallarse en la galaxia princi-pal). Así, y dado que se cree que la mayo-ría de las galaxias alberga un aguje-ro negro supermasivo en su núcleo -aunque en muchos casos se hallanen letargo, como el de la Vía Láctea-, cabía la posibilidad de que NGC3341 hospedara un AGN binario (dosnúcleos activos ligados gravitatoria-mente) o un AGN dual (dos núcleosactivos dentro del mismo discogaláctico). Ambas posibilidadesresultaban excitantes, ya que se handetectado muy pocos objetos deeste tipo.

Un AGN “descolocado”Sin embargo, el análisis de los datos

en distintas frecuencias no ha arroja-do evidencias de la existencia de unnúcleo activo en la galaxia principal oen NGC 3341B. Aunque tampoco sedescarta del todo que puedan existir,pero oscurecidos o muy débiles, losinvestigadores han centrado la dis-cusión en la clara peculiaridad delsistema, que reside en el hecho deque el AGN se halle en una galaxiaenana y no en la principal. Los motivos que pueden explicaresta característica son varios. Podríaocurrir, como se sabe que ocurre enlas fusiones mayores, que el agujeronegro supermasivo se hallara origi-nariamente en la galaxia principal yhubiera migrado debido a la veloci-dad impuesta por la fusión; también

puede barajarse que la actividad enNGC 3341 sea independiente delproceso de interacción o, finalmente,que la actividad sí que haya sido encierto sentido inducida por la misma.Dadas las características del sistemay la conocida influencia de las fusio-nes en la alimentación de los AGNs,los investigadores se inclinan poresta tercera posibilidad, y hacen hin-capié en la necesidad de observaren detalle tanto NGC 3341 comootros objetos similares para com-prender el papel de las fusionesmenores, mucho más habituales quelas mayores, en la activación de losAGNs y en la evolución de las gran-des galaxias. Silbia López de Lacalle (IAA)

NGC 3341: una fusión triple con un AGNen la galaxia enanaObservaciones en rayos X, óptico y radioapuntan a una activación del AGN debido a lainteracción

Primer mapa meteorológico de una enana marrónu Las enanas marrones son el eslabón entre los planetas gigantes gaseosos y las estrellas fríasdébiles. Las más cercanas forman una pareja llamada Luhman 16AB (oficialmente WISE J104915.57-531906), situada a seis años luz de la Tierra. El componente más débil, Luhman 16B, cambia ligera-mente su brillo cada pocas horas según rota, lo que sugiere la existencia de cambios en su superficie.Ahora un equipo de astrónomos, liderados desde el Instituto Max Planck de Astronomía (Alemania)han utilizado la potencia del telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral (ESO) para obtener imá-genes de estas enanas marrones y establecer las zonas de luz y oscuridad en la superficie de Luhman16B. “Observaciones previas sugerían que las enanas marrones pueden tener superficies moteadas,pero ahora podemos hacer un mapa", dice Ian Crossfield, autor principal del estudio, publicado enNature. "Pronto seremos capaces de ver cómo se forman los patrones de nubes, cómo evolucionan yse disipan en esta enana marrón, y los exometeorólogos podrán predecir si un visitante de Luhman16B tendrá cielos cubiertos o despejados”. http://www.eso.org/public/news/eso1404/

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Cocoon NebulaTelescopio: Takahashi TOA-130 f/7.7 1000mmCCD: SBIG ST2000XMGuía: Stalight Xpress Lodestar off-axis guider, SX-AO-LFTiempos: Ha: 17h20 (26 tomas de 2400"), SII: 16h(24 tomas de 2400"), OIII: 7h20 (11 tomas de2400"), RGB: 4h10 (50 tomas de 300").

La Cocoon Nebula, IC5146, esuna nebulosa de reflexión/emi-sión en la constelación delCisne. Está compuesta por uncúmulo envuelto en una nebu-losa brillante y, en fotos demayor campo, se aprecia sucolocación al final de unanebulosa oscura (Barnard 168).Las fotos han sido realizadasdesde la periferia de Granada,donde los filtros de bandaestrecha permiten limitar elefecto de la contaminación

lumínica, al coste de perder loscolores reales. En este caso, sepierde también la mayor partede la nebulosa de reflexión,que sería de color azul y queen la foto aparece como unanube oscura que cubre lasestrellas en el fondo, quedandoevidente solo la parte visiblepor la emisión de los gasesionizados. Una serie de cortastomas en RGB ha sido utilizadapara restituir el color naturalde las estrellas.

u El martes 21 de enero el astrofísi-co inglés Steve Fossey, en una clasepráctica de observación astronómica,apuntó el telescopio a la galaxia M 82,situada a doce millones de años luz.Ante su sorpresa, aparecía una brillan-te y desconocida estrella: acababan dedescubrir una supernova, un eventoexplosivo producido por la muerte deuna estrella masiva.Un día después, un grupo de astrofísi-cos americanos anunciaba que elespectro de la supernova indicaba quela estrella progenitora era una estrellaenana blanca, lo que catalogaba la yabautizada supernova SN 2014J comode tipo Ia.

Se trata de un hallazgo de gran rele-vancia dada la escasez de supernovasde este tipo (y más a cortas distancias)y a su importancia en la medición dedistancias astronómicas. De hecho, eldescubrimiento de la expansión acele-rada del universo fue posible gracias ala observación de este tipo de superno-vas.Aquí en España, los astrofísicosManuel Moreno-Raya (CIEMAT) y LluísGalbany (DAS/UC, Chile) observaroncon detalle la supernova y la galaxiaentre el 23 y el 26 de enero usando tan-to imágenes como espectros. Lo hicie-ron desde el Telescopio WilliamHerschel (WHT) del Observatorio del

Roque de los Muchachos en la isla deLa Palma.Los datos fueron analizados conjunta-mente con el astrofísico Ángel López-Sánchez (AAO/MQ, Australia), quecombinó las imágenes y los espectrosy confirmó que se trata de una super-nova de tipo Ia. Destacan las bandasde absorción de hierro (Fe II y Fe III),magnesio (Mg II) y silicio (Si II).Estos rasgos son fusiones de muchaslíneas de estos elementos metálicos,que se están produciendo por la vio-lenta explosión de supernova. Dehecho, se espera que vayan cambian-do con el paso de los días, dado que laconcentración y la abundancia química

de cada especie va variando al conver-tirse unos elementos en otros y poder-se observar más material provenientedel centro de la estrella muerta.La línea del espectro que más ha lla-mado la atención de los investigadoreses una pequeña absorción de carbono(C II) que indica que la enana blancaprogenitora de la supernova estabacompuesta por carbono y oxígeno(como la mayoría de las enanas blan-cas), pero no es habitual observarla enlos espectros de supernovas de tipo Ia.Esto indicaría que la superficie de laenana blanca no se ha quemado com-pletamente durante la explosión.Precisamente, el proyecto en el queparticipa Moreno-Raya tiene comoobjetivo calcular propiedades físicas yquímicas de galaxias que han alber-gado supernovas de tipo Ia. Se tratadel proyecto ESTALLIDOS, que coor-dina el Instituto de Astrofísica deAndalucía y en el que participan elCIEMAT, el IAC y la UniversidadAutónoma de Madrid. Este proyectoestudia en detalle galaxias con brotes(estallidos) de formación estelarreciente, lo que implica estrellas masi-vas capaces de ionizar el medio inte-restelar.La SN2014J es la supernova de tipo Iamás cercana a la Tierra desde lasupernova que observó el astrónomoalemán Johannes Kepler en 1604.Esta sí sucedió en nuestra galaxia, auna distancia de veinte mil años luz, yse pudo ver incluso a simple vista.

La supernova de tipoIa más cercanadesde 1604

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LA IMAGENPor Gian Paolo Candini (IAA)

Como me he quedado sinsitio para las cuatro opcio-nes, esta vez voy a dejarrespuesta libre. La pregun-

ta está relacionada con el tema delpróximo número, los sistemas dealmacenamiento de información.¿Cuál es la capacidad de almacena-

miento de una bolsa de Bocabits? Lamejor respuesta ganará una camiseta

del sin par grupo de monologuistas cien-tíficos The Big Van Theory.

SALA limpiapor Miguel Abril (IAA)

Me dan mucha pena losque diseñan instrumen-tos para el espacio:viven continuamenteestresados, porque no

solo les afectan los recortes que todossufrimos, sino que los de la ESA y laNASA no hacen más que ponerles limi-taciones a sus cacharros. Que si estopesa diez gramos de más, que si no tepases de estas medidas, que si el con-sumo es demasiado alto… La limitaciónen peso viene dada por el altísimo cos-te que implican los cohetes multifaseactuales, que viene a ser de unos cincomil dólares por kilogramo de carga útilen el caso de los Soyuz Proton.Aun así, es casi cuatro vecesmenos que en las jubiladas lan-zaderas espaciales, a pesar deque el programa americano sebasaba en vehículos reutiliza-bles, entre otras cosas, parareducir este tipo de costes. Lasituación no va a cambiar, almenos, hasta que se construyael célebre ascensor espacial delque tantos libros de ciencia fic-ción han hablado, y que tal vezhoy día no esté tan lejos de la realidadcon el desarrollo de nuevos materialescomo los nanotubos de carbono (algúndía hablaremos de eso). El alto precioes una de las razones por las quemuchas instituciones interesadas eninvestigación de alta atmósfera o espa-cial, pero que no pueden permitirse elgasto que supone un satélite convencio-nal, orientan ahora sus diseños haciasondas y vehículos con prestacionesmás limitadas pero con pesos y costes

asumibles. Son los llamados micro,nano y picosatélites, cuyos pesos varíanentre los cien kilos y los cien gramos.Son pequeños, sí, pero nada compara-ble a otros proyectos nacidos en la ima-ginación de científicos como MichioKaku, que predice en su libro La Físicadel Futuro que el espectacular avanceen nanotecnología que se aproxima conpasos paradójicamente grandes permi-tirá en un futuro no demasiado lejanoutilizar verdaderos enjambres de satéli-tes y naves del tamaño de cabezas dealfiler. Y, como unos ingenios tan peque-ños serían muy sensibles a radiacioneselectromagnéticas y otras agresiones

externas, cualquier acción estelar impli-caría el lanzamiento de millones denanonaves con el objetivo de que algu-nas alcancen sus lejanos objetivos,como se proponía en la respuesta A. Esverdad, al doctor Olla siempre se le vaun poco la Kaku, pero tal vez aquí noesté tan lejos de la realidad: el ejércitoamericano ya está invirtiendo en el des-

arrollo de “polvo inteligente” (buscadsmartdust en google y veréis qué chulo),sensores del tamaño de granos de are-na que serían esparcidos sobre el ene-migo para controlar sus movimientos. Ytambién servirán para aplicacionesmenos secretas, de las de no matar, enplan vigilancia del clima y cosas así. Pero si la miniaturización de las naveses una técnica con un gran futuro, la“protección democrática” propuesta enla respuesta B es de uso habitual en sis-temas aeroespaciales y otros que exijanuna alta fiabilidad. Los datos críticos seescriben en tres ubicaciones diferentesy, cuando se van a utilizar, se leen todosy se comparan entre sí. En caso de queuno de ellos sea distinto, se utiliza elvalor expresado por los otros dos. Por lamayoría, vamos, al más puro estilo delos antiguos griegos. Incluso la nomen-clatura es intrínsecamente democrática,ya que al proceso de selección de losdatos se le conoce por voting. Aunquetal vez fuera más acertada una analogía

con nuestro actual sistema democráticoy no con la idea griega original, porqueuna votación entre bits únicamente pue-de dar dos vencedores distintos. O uno,o cero. Bipartidismo a lo bestia, vaya.En realidad, esta técnica es solo una delas muchas estrategias propuestas porla teoría de control redundante. Losingenios espaciales suelen incorporar

además una duplicidad completa de lossistemas de control, constituida por unoprincipal y otro idéntico de respaldo, queo bien opera simultáneamente al prime-ro o bien entra en acción en caso defallo de aquel. Un concepto mucho más rompedor enla protección de naves espaciales es elque proponía la respuesta D. Se tratade desviar las partículas cargadas delos rayos cósmicos y viento solar esta-bleciendo alrededor de la nave un cam-po magnético, de la misma forma que lamagnetosfera terrestre protege, y posi-bilitó en sus inicios, la vida en la superfi-cie de nuestro planeta. En realidad laidea no es nueva: al mismísimoWernher von Braun ya se le ocurrió porlos años sesenta del siglo XX, pero ladescartó por problemas técnicos rela-cionados con los inmensos imanes quenecesitaría. Actualmente la situación esdistinta y, aunque siguen existiendo pro-blemas, la idea se ha retomado confuerza, puesto que el de la radiación es

tal vez el mayor problema queplantean los viajes tripulados aMarte que diversas agenciasespaciales y empresas privadasestán considerando seriamen-te. Un momento… Si la cosa estan preocupante… ¿qué pasacon todos aquellos que fueron ala Luna en los sesenta y seten-ta sin minimagnetosferas nichorradas de esas? Bien, aquíhay una prueba más de que enrealidad no llegaron a la Luna y

que se grabó todo en un estudio detelevisión… ¡¡¡Que no, que no!!! Fuesimple cuestión de suerte. Sus estan-cias eran mucho más cortas, de solounos diez días, y afortunadamente nin-guna de las misiones Apolo coincidiócon episodios de actividad solar eleva-da. Aunque por poco, como puede ver-se en la figura.Así las cosas, parece que la respuestafalsa era la C. No hay protección chan-tilly. Una pena, sonaba tan dulce…

la respuesta:

A. PROTECCIÓN ESTADÍSTICA: SE LANZAN MILES DE MININAVES Y ALGUNA LLEGARÁ. B. PROTECCIÓN DEMOCRÁTICA: SE ESCRIBEN LOS DATOS VARIAS VECES Y SE LEHACE CASO A LA MAYORÍA. C. PROTECCIÓN CHANTILLY: SE CUBRE LA NAVE O EQUIPOS CON UNA ESPUMA DEPOLIPROPILENO ESPACIAL INYECTADO, DE CONSISTENCIA SIMILAR AL MERENGUE. D. PROTECCIÓN DEFLECTORA DE INSPIRACIÓN GEOMAGNÉTICA: PUES ESO.

¿Cómo se protegen los equipos, tripulaciones y naves que selanzan al espacio?

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

Niveles de radiación correspondientes a distintos eventos de actividad solar durante lasmisiones Apolo (fuente: www.minimagnetosphere.org)

la pregunta:22

Toda la belleza que despliega un cometa laproduce un núcleo del que no se conoce nila masa ni la densidad, aunque los datosapuntan a que se aproxima a unos 0,5 gra-mos por centímetro cúbico. Para determinarla densidad han de medirse la masa y elvolumen, y tampoco ninguna de esas dosmagnitudes se conocen para un cometa, ymenos para la población de cometas delSistema Solar. No disponemos de una dis-tribución de tamaños y, por tanto, muchaspreguntas sobre la formación y evoluciónde estos cuerpos quedan sin respuesta aldesconocerse la estructura interna. Respecto a la composición, se han detec-tado más de ochenta especies en la comadel cometa, pero se desconoce hasta quépunto esa variedad gaseosa refleja la varie-dad composicional del núcleo. Además,todas esas especies -excepto el azufre(S2)- también existen en el medio interes-telar, pero no a la inversa, y también lasabundancias relativas son diferentes. Si loscometas son un “fiel reflejo” de la nube degas y polvo que dio lugar al Sistema Solar,¿era esta diferente a otras nubes de gas ypolvo que existen en el universo? Losespectrómetros de masas a bordo demisiones a cometas han dado casi un con-tinuo de valores de unidad de masa ató-mica, algunos de ellos muy elevados, perono se ha podido aislar en especies indivi-duales: la única conclusión reside en que lacomplejidad de compuestos (gas y sólidos)es tremenda.

Existen todavía líneas espectrales resultan-tes de observaciones de la coma que noestán identificadas. ¿Qué molécula las pro-duce? ¿qué mecanismo las causa? Peroaún en aquellos casos en que identificamosla molécula y el mecanismo, el panoramase complica porque las abundancias deestas tal y como se miden en la coma cam-bian con la distancia heliocéntrica por loque resulta muy muy complicado extrapo-lar ese conocimiento al núcleo cometarioque alberga los hielos que subliman. Y, porsi fuera poco, tampoco se sabe cómo losdiferentes pasos por el perihelio (punto máscercano al Sol en la órbita del cometa)afectan a la evolución de los hielos en lasuperficie y subsuperfice del núcleo. Pero ¡¡no todo es gas!! También hay mate-rial sólido (granos de polvo) cuya composi-ción se conoce a grandes rasgos: olivinocristalino, olivino rico en magnesio, olivinoamorfo y piroxenos. No podemos explicarla diferencia, entre un cometa y otro, en lapresencia de olivino cristalino versus elamorfo: ¿qué causa esa variación decometa a cometa? ¿cuántos de esos gra-nos son del medio interestelar y qué condi-ciones existían cuando condensaron en eldisco protoplanetario? Y si ahora pasamos a escalas mayores,aunque se conoce bastante bien la evolu-ción orbital de los cometas, no se sabe porejemplo por qué, a igualdad de tamaño, losasteroides rotan más despacio que losnúcleos cometarios. La explicación podríahallarse en el efecto de torque que la subli-mación de hielos produce en el momento

angular del núcleo cometario. Siguiendocon la evolución orbital, aunque se puedevislumbrar que los cometas de corto perí-odo terminarán por agotar su reserva dehielo y dejar de ser activos, los cometasdinámicamente nuevos (recién llegados dela nube de Oort) pueden romperse porexplosiones de actividad, como un “despe-rezamiento” fatal, más que por su cercaníaal Sol (como los sungrazers, que son “lacrónica de una muerte anunciada” porquesu órbita los aboca a sumergirse en el fieroSol). Cuando se presencia este tipo de rup-turas de núcleos cometarios, surge unapregunta natural: ¿cómo de cohesionadosestán los materiales en ese núcleo de den-sidad 0,5 gramos por centímetro cúbicociertamente poroso? ¿cuál es el grado deporosidad? ¿cuál es la conductividad tér-mica que permite o impide el calentamientode la superficie y subsuperficie, que al finalpuede o no determinar la actividad o unfinal fatídico como la fragmentación? Hahabido varias fragmentaciones de cometasobservadas “en tiempo real”, como la delcometa D/Shoemaker-Levy 9, que se des-integró por efecto de las fuerzas de mareade Júpiter, pero no se sabe qué le ocurrióa C/1996 B2 Hyakutake o C/1999 S4LINEAR o C/1996 Q1 Tabur. Y, para termi-nar, porque hay que terminar este artículo,no se sabe si el agua de los océanos de laTierra la trajeron los cometas o los asteroi-des, y recordemos al lector el papel crucialque el agua líquida juega en el origen de lavida en este “pequeño punto azul pálido”(como dijo Carl Sagan) del universo.

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR LUISA M. LARA (IAA-CSIC)

Incertidumbres

La historia de la astronomía cometariapuede dividirse naturalmente en cincograndes períodos, con cada transiciónmarcada por un nuevo e importante acon-tecimiento. Antes de 1600, los cometaseran generalmente vistos como presagioscelestiales, o como fenómenos meteoroló-gicos en la atmósfera terrestre. Luegosiguieron dos siglos en los que básica-mente se efectuaron mediciones de suposición en el cielo provocados por elimpresionante descubrimiento de la leyuniversal de la gravitación; así se predijo elretorno del cometa 1P/Halley y el descubri-

miento de movimientos no gravitacionalesdel 2P/Encke. La era de la física cometariacomenzó con el paso del 1P/Halley en1835, cuando las estructuras más brillan-tes visibles en la coma se describieron endetalle por primera vez. El año 1950marcó el nacimiento de la imagen modernade los cometas como un conjunto de obje-tos del Sistema Solar compuestos porhielo primordial y polvo, orbitando alrede-dor del Sol con períodos largos, y cuyaapariencia está modelada por la interac-ción del núcleo con la radiación y el vientosolar. Finalmente, las misiones espacialesal cometa 21P/Giacobini-Zinner en 1985,al 1P/Halley en 1986, al 9P/Tempel 1 en2005 y al 103P/Hartley 2 en 2010 propor-

cionaron mediciones in situ y las primerasimágenes de un núcleo cometario. Graciasa estas misiones, a campañas observacio-nales desde tierra y a modelos numéricosmuy sofisticados para explicar las medi-das, hoy se sabe que los cometas sonpequeños cuerpos sólidos de superficieirregular y estructura porosa constituidosprincipalmente por hielo de agua, monó-xido de carbono (y otros hielos en propor-ciones mucho menores), y granos depolvo conteniendo silicatos y olivinos,entre otros. Se confirma que el núcleo, amedida que se acerca al Sol, sublima loshielos, lo que arrastra los granos de polvoy da la apariencia que ha embelesado a laHumanidad durante siglos.

Pilares científicos

LA LARGA LISTA DE ENIGMAS COMETARIOS

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

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

CÓMO SE GESTA UNA MISIÓN ESPACIAL, EN CÓMIC

¿Cómo divulgaría ciencia un personaje histórico si dispusierade las herramientas con las que contamos hoy día? Esta pre-gunta se halla en la base del un proyecto de divulgación delIAA que protagonizan Nikola Tesla y Henrietta Leavitt. Yaestán disponibles todos los vídeos de Tesla enteslablog.iaa.es y casi toda la serie de Henrietta.

El Radioscopio es un programa de divulgación científica realizadoy producido desde Canal Sur Radio en colaboración con elInstituto de Astrofísica de Andalucía. Presentado y dirigido porSusana Escudero (RTVA) y Emilio J. García (IAA), este programaaborda la divulgación de la ciencia con humor y desde una pers-pectiva original y rigurosa.

h t t p : / / h e n r i e t t a . i a a . e s

A G E N D A http://www-divulgacion.iaa.es/ciclo-lucas-lara

27 feb

27 mar

Luisa Lara (IAA)

Enrique Pérez Montero (IAA)

La misión Rosetta y el cometa 67P viajan juntos

hacia el Sol

La astronomía, ¿una ciencia visual?

LOS VÍDEOS DE LAS SESIONES ANTERIORES ESTÁN DISPONIBLES EN: http://www-divulgacion.iaa.es/ciclo-lucas-lara

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA. CICLO LUCAS LARA

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

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

h t t p s : / /www - n . o c a . e u /Ma r c oPo l o - R / / C a r t o o n /Ma r c oPo l o - R_Ca r t o o n . h tm l

CONGRESO ESTATAL DE ASTRONOMÍAEl Congreso Estatal de Astronomía (CEA) es una reunión que, aproximadamente cadados años, congrega a las agrupaciones de astrónomos amateur de España con el obje-tivo de poner en común los trabajos, experiencias y últimos avances realizados en elcampo de la divulgación e investigación de la astronomía y ciencias afines, buscando lacoordinación de esfuerzos entre las entidades amateur, y trazar líneas de colaboracióncon la astronomía profesional. La Red Andaluza de Astronomía (RAdA) organiza el XXI Congreso Estatal de Astronomía,cuya sede será la ciudad de Granada. Se desarrollará en el Parque de las Ciencias del 1al 4 de mayo del 2014.

h t t p : / / c o n g r e s o e s t a t a l d e a s t .w i x . c om / x x i - c o n g r e s o - e s t a t a l

MarcoPolo-R es una misión en fase de estudio de la Agencia Espacial Europea (ESA) que visitará, si es elegida,un Asteroide cercano a la Tierra (NEA) para recoger muestras y traerlas de regreso. MarcoPolo-R pertenece alprograma de la ESA llamado “Cosmic Vision” y compite con otras cuatro misiones. De ser seleccionada,MarcoPolo-R se lanzaría entre el 2022 y el 2024.El cómic cuenta la aventura de MarcoPolo-R, desde el estudio industrial inicial, la selección de instrumentos parala misión y el por qué del nombre de MarcoPolo. Se relata cómo se construirá la nave espacial, cómo se lanza-rá y alcanzará su órbita interplanetaria, así como todo lo referente a la recogida de muestras del asteroide ycómo será su regreso a la Tierra. El robot descubre las dificultades que se puede encontrar durante su aventu-ra a través del estudio de viabilidad de la misión, que incluye un cambio en el asteroide seleccionado.