AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.es/revista

FEBRERO DE 2012, NÚMERO 36

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

http://www.iaa.es Imagen: John Rowe Animations

Espectroscopía (II)Un universo acelerado

Púlsares

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

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

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

SUMARIOREPORTAJESPúlsares: faros para navegantes cósmicos ...2Espectroscopía: leyendo entre líneas (II) ...7Un universo acelerado...10CIENCIA EN HISTORIAS. Margaret Burbidge ...13DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Hola, soy Nikola...14

EL “MOBY DICK” DE... Cristina Rodríguez López (IAA-CSIC) ...16ACTUALIDAD ...17ENTRE BASTIDORES ...21 SALA LIMPIA ...22 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. La Vía Láctea...23AGENDA/RECOMENDADOS ...24

Imagen: ESO/L. Calçada

CÁLCULOS MUY MUY PRECISOSLos púlsares constituyen un hito en precisión para la determinación de distintos parámetros: por ejemplo, puede medirsela masa de una estrella de neutrones con un error de diezmilésimas de masas solares o, en el caso de un sistema binario,la de su estrella compañera con un error de milésimas de masas solares. El periodo de rotación se mide con una precisiónde attosegundos (la trillonésima parte de un segundo) y, si se detectara un púlsar en las proximidades de Sgra*, el agujeronegro supermasivo del centro de la Vía Láctea, podría estimarse su masa con un error de unas pocas masas solares (en laactualidad el error oscila entre las veinte mil y treinta mil masas solares).

EL DESCUBRIMIENTO DE LOSPÚLSARES EN EL AÑO 1967 SUPU-SO EL NACIMIENTO DE UNANUEVA ERA NO SOLO EN ASTRO-FÍSICA, sino también en física funda-mental. Como desarrollaremos a lo largode este artículo, los púlsares son objetoscon una densidad enorme, donde lamateria está sometida a unas condicionesextremas. También constituyen relojesextremadamente estables y son herra-

mientas muy útiles para la investigaciónen muchas ramas de la astrofísica. Así, alo largo de estos cuarenta y cinco años,los púlsares han servido como fuente deinformación única para estudios sobre elinterior de las estrellas de neutrones, laestructura de la Vía Láctea, el mediointerestelar, la física y la evolución este-lar, la física gravitacional o la electrodi-námica cuántica.

¿Qué son los púlsares?Los púlsares son estrellas de neutronesen rotación, altamente magnetizadas,que emiten un cono de radiación muyestrecho a lo largo de su eje magnético.Debido a ello, únicamente detectamos suradiación en una fracción muy pequeñade su periodo de rotación, cuando elcono de radiación intercepta la direccióndel observador, y se comportan deforma parecida a un faro. Los periodostípicos oscilan entre 1,4 milisegundos y8,5 segundos de tiempo, y en todos loscasos se van relajando con el tiempo. Sucampo magnético característico oscilaentre valores de cien millones de gausspara los púlsares con periodos de milise-gundos hasta el billón de gauss para los

de periodos de segundos -como compa-ración, el campo magnético del Sol osci-la entre uno y dos gauss de media-.Pueden llegar incluso a valores de milesde billones de gauss en el caso de unospúlsares muy peculiares, los magnetares. Aunque los púlsares fueron inicialmentedetectados en ondas de radio, en los últi-mos años han sido detectados también aaltas energías, lo que ha convertido elestudio de estos objetos en una cienciamultirrango. De hecho, podríamos decirque su definición ha ido evolucionandode considerarse “una fuente astrofísicaque emite radiación pulsada en longitu-des de onda de radio” a considerarse“una fuente astrofísica que emite radia-ción pulsada debido a su rotación y cuyaemisión tiene su origen en la energíarotacional del sistema”.Los púlsares nacen en las explosiones desupernova de estrellas masivas. Se tratade objetos extremadamente compactos,que pueden contener el equivalente atoda la materia del Sistema Solar en unaesfera de veinte kilómetros de diámetro.La estructura de las estrellas de neutro-nes es muy compleja, con densidadesque aumentan desde una tonelada porcentímetro cúbico en su superficie hastalos cientos de millones de toneladas porcentímetro cuadrado en su centro. Lascapas más exteriores constituyen un sóli-do rígido con una estructura cristalinaformada fundamentalmente por núcleosde hierro. En sus capas más internasestán formados por una mezcla de mate-rial superfluido (ver recuadro inferior) ysuperconductor, formado esencialmente

LOS PÚLSARES SE ESTÁNREVELANDO COMOOBJETOS FASCINANTES,CUYO ESTUDIO ABARCADESDE LA FÍSICAESTELAR HASTA LAFÍSICA GRAVITACIONALO LAELECTRODINÁMICACUÁNTICAPor Antxon Alberdi (IAA-CSIC)

Púlsares: los faros paranavegantes cósmicos

EPORTAJESPÚLSARES R

La superfluidez es un estado de la mate-ria caracterizado por la ausencia de visco-sidad (así, en un circuito cerrado, la mate-ria en este estado fluiría interminablemen-te sin fricción).

La superconductividad es la capacidadque poseen ciertos materiales para con-ducir corriente eléctrica sin resistencia nipérdida de energía en determinadas con-diciones.

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Imagen en rayos X de dos de los dos púlsares más conocidos: a la izquierda, el púlsar de Vela, que muestra claramen-te un chorro de emisión, y a la derecha el púlsar del Cangrejo, producto de la supernova SN 1054 documentada porastrónomos chinos, japoneses y árabes. Fuente: Chandra (NASA).

- La mayoría de los púlsares se encuen-tran en torno a periodos de 0,6 segundosy variación de 10-15 segundos por segun-do, con edades de entre uno y diez millo-nes de años y campos magnéticos delorden de 1012 gauss.

- Los púlsares más jóvenes se sitúan en laparte superior de la figura: presentan eda-des inferiores a cien mil años, camposmagnéticos más intensos (de alrededor de1013 gauss) y variación del orden de 10-12

segundos por segundo, lo que significaque ralentizan su periodo más rápidamen-te.

- Los púlsares más viejos se sitúan en laparte inferior izquierda de la figura: pre-sentan edades superiores a cien millones

de años, campos magnéticos inferiores a1010 gauss, periodos del orden del milise-gundos de tiempo y variaciones inferioresa 10-18 segundos por segundo, lo que indi-ca que disminuyen muy lentamente.Corresponden a la población más vieja detodos los púlsares conocidos.

- Los magnetares (puede verse un artícu-lo sobre ellos en el número 26 de estarevista), situados en la parte superior dere-cha, corresponden a estrellas de neutro-nes que rotan lentamente (periodos dedos a doce segundos), muestran variacio-nes entre 10-13 y 10-10 segundos porsegundo, campos magnéticos superiores a1014 gauss y son, además, muy jóvenes.Los magnetares no se han detectado enradio.

EVOLUCIÓN Y POBLACIÓN DE LOS PÚLSARES

La emisión de un púlsar, que esenergía asociada a su campomagnético, proviene de la ener-gía rotacional; por ello su perio-do de rotación se va relajandocon el tiempo. Observando conregularidad un púlsar puedendeterminarse con gran precisiónlos valores de su periodo yralentización del mismo. Ytodos los púlsares pueden ubi-carse en un sencillo gráfico en elque se representan ambos valo-res en los ejes de coordenadas(imagen). Usando aproximacio-nes físicas muy sencillas, pode-mos acotar varios parámetrosque caracterizan la física de lospúlsares mediante la determina-ción observacional de su perio-do y la relajación del mismo,como la intensidad del campomagnético, la edad y la lumino-sidad total. En la imagen se representantodos los púlsares en un esque-ma bidimensional en funcióndel periodo y su variación. Lagráfica muestra más de dos milradio púlsares, con periodoscomprendidos entre 1,40 milise-gundos (PSR J1748-2446ad)hasta 8,5 segundos (PSR J2144-3933). De ellos, ciento setentason púlsares que pertenecen asistemas binarios, con periodosorbitales para el sistema quevarían entre noventa y cincominutos (PSR J0024-7204R) yalgo más de cinco (PSR J1638-4725). Las estrellas compañerasson estrellas de la secuenciaprincipal, enanas blancas, estre-llas de neutrones o planetas. Semuestra también un púlsardoble (PSR J0737-3037A/B).En la gráfica se representan líne-as diagonales de campo magné-tico constante, desde 1010 gausshasta 1013 gauss e incrementán-dose hacia la parte superior,líneas de edad constante (desdecien mil años hasta mil millonesde años, incrementándose haciala parte inferior) y de potenciaemitida constante (de 1033 a1036 ergios por segundo, incre-mentándose hacia la izquierda).

¿Qué conclusiones se extraen de la gráfica?

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de - a +

MAGNETISMOde - a +

ENERGÍAde - a +

por neutrones, con una peque-ña proporción de protones yelectrones. Como se trata de imanes inten-sísimos en rotación, los púlsa-res emiten radiación electro-magnética asociada al campomagnético. Ello supone queparte de la energía de rotaciónse transforma en radiaciónelectromagnética, lo que pro-duce una disminución progre-siva en la velocidad de rota-ción y, por lo tanto, un incre-mento en el periodo de rota-ción. Existe una causa adicio-nal de deceleración: el fluyode partículas relativistas queemana de las regiones polares(denominado “viento del púl-sar”) ejerce un frenado sobrela rotación.Aunque tan solo una pequeñafracción (una diezmilésima ouna millonésima) de la energíarotacional perdida debido alaumento del periodo se trans-forma en emisión en radio, lamayoría de los púlsares hansido detectados en esta longi-tud de onda -lo que se debe, en buenamedida, a la falta de capacidad tecnoló-gica para detectarlos en rayos X ogamma (algo que ha cambiado en losúltimos años con observatorios comoFermi o Chandra). Es importante reseñar que un púlsarviene esencialmente caracterizado por superiodo de rotación y por la variación(ralentización) del mismo con el tiempo,lo que se conoce en inglés como el spindown rate. Los valores típicos de varia-ción del periodo oscilan entre 10-12

segundos por segundo para los púlsaresmás jóvenes y 10-21 segundos por segun-do para los más viejos (es decir, paraque el periodo de un púlsar viejo seretrase un segundo han de transcurrirmás de treinta billones de años).

¿Cómo emiten luz los púlsares?La luminosidad que emite un púlsar encada periodo es muy pequeña debido aque la región emisora es de tamaño redu-cido y a que se encuentran muy distan-tes. Pese al tiempo que llevamos investi-gando estos objetos, no se comprendecompletamente cuál es su mecanismo deemisión, pero sí se tienen claras algunasideas básicas. La estrella de neutrones magnetizada yen rotación genera un campo eléctrico

que es lo suficientemente intenso (lafuerza asociada al campo eléctrico es unbillón de veces más intensa que la fuerzagravitatoria) como para arrancar partícu-las cargadas -electrones- en algunasregiones de la superficie estelar. Elcampo eléctrico acelera estas partículas,que viajan siguiendo las líneas de campomagnético y pueden alcanzar velocidadespróximas a la de la luz (relativistas) enapenas unos centímetros de viaje. Estaspartículas cargadas y aceleradas emitenfotones de rayos gamma que, debido a lainteracción con el campo magnético ypor el proceso de creación de pares, seconvierten en pares de electrones y posi-trones. Estos últimos son nuevamenteacelerados y, a los pocos centímetros,vuelven a producir rayos gamma, y asísucesivamente. De este modo, la libera-ción de electrones de la superficie produ-ce una cascada de partículas que va“rellenando” la magnetosfera.

PÚLSARES

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Aunque solo una pequeñafracción de la energía rotacional

perdida se transforma enemisión en radio, la mayoría delos púlsares se han detectado

en esta longitud de onda

Podríamos pensar en una posibleevolución en la vida de los púlsares:se considera que los púlsares nacencon un rango de distribución deperiodos de entre 14 y 140 milise-gundos de tiempo. Con la edad, vanevolucionando hacia la parte centraldel diagrama (periodos típicos de600 milisegundos), donde pasan lamayor parte de su vida -puedeobservarse que, en esa evolución,pasan de emitir una energía de 1036

ergios/segundo hasta valores de1033 ergios/segundo. Como no seconocen radio púlsares con unperiodo de giro por encima de losocho segundos, se cree que unaestrella de neutrones deja de funcio-nar como púlsar cuando su periodollega a este valor máximo, que sealcanza cuando el objeto alcanzalos diez millones de años de edad.El motivo de la “muerte” reside enque, al decelerar la rotación, elcampo eléctrico generado pierdefuerza y, o bien ya no puede arran-car partículas cargadas o es incapazde acelerarlas para producir radia-ción.Quedarían fuera de ese esquema lospúlsares de periodo de milisegun-dos, mucho más viejos, que parecencorresponder a “púlsares recicla-dos”, procedentes de un púlsarbinario muerto. Los magnetares noencajan tampoco en este esquemaporque la emisión no parece surgirde la pérdida de energía rotacional,sino de la energía asociada con losenormes campos magnéticos pre-sentes en este tipo de estrellas. Laasociación entre los magnetares ylos remanentes de supernova parececonfirmar la juventud de estas fuen-tes. Los magnetares emiten funda-mentalmente en altas energías,rayos X y gamma; el hecho de queno se detecten en radio parece estarrelacionado con el campo magnéti-co tan intenso, que impediría la for-mación del plasma de partículas car-gadas que emite en estas longitudesde onda.

VIDA Y MUERTEDE LOS PÚLSARES

El campo magnético hace que el plasmadenso formado por estas partículas car-gadas “arrastradas” rote simultáneamen-te con el púlsar. Sin embargo, esta rota-ción simultánea se extiende tan solohasta una distancia de la estrella tal quela velocidad lineal de las partículas seequipara a la velocidad de la luz. Estadistancia define el denominado cilindrode luz, que divide las líneas de campomagnético en dos familias: abiertas ycerradas (imagen pág. 5). El plasmaatrapado en las líneas de campo cerradasrotará simultáneamente con el púlsarpara siempre; al contrario, el plasma quesigue las líneas de campo abiertas alcan-zará velocidades relativistas y podráescapar de la magnetosfera, creando elcono de radiación a una distancia deunos cientos de kilómetros de la superfi-cie estelar. Este cono es tanto más estre-cho cuanto más relativistas sean las par-tículas emisoras; por ello, el observadordetectará la radiación únicamente cuan-do apunta directamente hacia él.

Púlsares: laboratorios de físicaLos púlsares constituyen excelenteslaboratorios de física general y, en par-ticular, de física gravitacional y relativi-dad general. Esta idea se reforzó con el

descubrimiento en el año 2003 del pri-mer púlsar binario, o púlsar doble, quefue el sistema J0737-3039A-B. Se tratadel sistema binario más relativista jamásestudiado, combinado además con eclip-ses entre los dos objetos y una interac-ción muy fuerte entre ambos. A travésde un seguimiento cuidadoso de losperiodos de ambos, y de los tiempos dedemora de llegada de la señal a distintasfrecuencias (pulsar timing) a lo largodel periodo orbital, se han podido deter-minar con una precisión inusitada losparámetros físicos del sistema y obtenerel mejor test observacional nunca reali-zado de la teoría de la relatividad gene-ral. En efecto, además de los paráme-tros keplerianos característicos de laórbita (periodo del sistema binario,semieje mayor de la órbita, excentrici-dad, longitud y época del periastro) se

han podido medir experimentalmentelos parámetros post keplerianos (elretardo de Shapiro asociado con el pasode la luz cerca de un objeto masivo, elcorrimiento al rojo gravitacional asocia-do a campos gravitacionales muy inten-sos, el decaimiento y la precesión de laórbita) del púlsar doble y compararloscon las predicciones teóricas. El acuer-do es mejor que una parte en diez milpara cuatro de estos parámetros, lo queconstituye un resultado excepcional.Y uno de los grandes retos de la investi-gación en púlsares es la búsqueda de unpúlsar en la vecindad de SgrA*, el aguje-ro negro en el centro de la Vía Láctea.Un púlsar binario con un agujero negrocomo compañero proporcionaría el esce-nario perfecto para los estudios de gravi-tación relativista. Y si ese agujero negrofuera SgrA*, a través de las medidasultraprecisas del tiempo de llegada de laseñal del púlsar se podría determinar lamasa de SgrA* con una precisión devarias masa solares (a día de hoy, el mar-gen de error oscila entre las veinte mil ylas treinta mil masas solares) y medir suspin (momento angular) con una preci-sión equivalente. Este es sin duda uno delos grandes retos de la astrofísica paralos próximos años.

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Impresión artística de la magnetosfera querodea un púlsar. Fuente: W. Becker/MPE

Si estudiáramos la radiación emitida por un púlsar a lo largo de un periodo de rotación,tendríamos información sobre los procesos que afectan al plasma de la magnetosfera enun instante de tiempo dado. Sin embargo, existe un problema: si comparamos variosperiodos, observamos que los pulsos de emisión son muy variables e incluso distintos(imagen), debido a que se superponen los propios mecanismos de emisión de radiacióny los efectos de propagación en el medio interestelar. Pero si “sumamos” el perfil deemisión a lo largo de numerosos periodos, recuperaremos el perfil intrínseco con grannitidez y comprobaríamos que este “pulso promedio” es increíblemente estable en el

tiempo (¡son relojes muchísimo más precisos quelos atómicos!). Además, la observación simultáneaa varias frecuencias permite distinguir claramenteentre el perfil intrínseco de emisión y los efectosasociados con la dispersión durante su transmi-sión, siempre y cuando la emisión sea lo suficien-temente intensa. De hecho, midiendo la diferenciadel tiempo de llegada de la señal del púlsar a dosfrecuencias (lo que se denomina pulsar timing),podríamos caracterizar el medio interestelar.Cada día se van detectando más púlsares comofuentes de alta energía y, de hecho, emiten lamayor parte de la radiación en estos rangos. Enparticular, se han detectado algunas fuentes conemisión pulsada en el óptico y en rayos gamma, yun número elevado de fuentes en rayos X. La emi-sión en óptico, rayos X y rayos gamma está relacio-nada entre sí, pero no necesariamente con la emi-sión en radio.

RELOJES DEALTÍSIMA

PRECISIÓN

Púlsares hallados en un entorno de 150 años luz de SgrA*.

Sobre estas líneas, espectros de estrellas pobres en elemen-tos pesados (estrellas muy viejas). En la imagen superior,espectro del Sol -las líneas son más numerosas y profundas(Ref. Bihain et al. A&A)

EPORTAJESAPLICACIONES DE LA ESPECTROSCOPÍA R

EN EL NÚMERO ANTERIOR PUBLICA-MOS el artículo Espectroscopía (I): leyendoentre líneas, en el que repasamos algunasnociones básicas sobre la naturaleza y el com-portamiento de la radiación y la materia quenos permiten entender dos aspectos fundamen-tales en los que se basa la aplicación de laespectroscopía en la investigación astronómica.Por un lado, el efecto Doppler, que estableceque la longitud de onda (y por tanto, el color)de la luz emitida por una fuente luminosadepende de su movimiento con respecto alobservador. Así, su espectro estará desplazadoal azul o al rojo dependiendo de si se acerca ose aleja. Por otro, debido a la estructura interna

del átomo y a la disposición de los electronesalrededor del núcleo, estos absorben y emitenradiación en longitudes de onda específicas.Así, cada especie atómica tiene un espectroúnico que podemos identificar a partir de laslíneas de emisión o de absorción que aparecenen el espectro de los objetos astronómicos. En las nociones anteriores radican las basespara estudiar los movimientos de los cuerposcelestes y determinar su composición. En elpresente artículo pondremos en práctica estosconocimientos para descubrir agujeros negrosen el centro de otras galaxias, planetas extraso-lares, moléculas en el medio interestelar y lasestrellas más viejas de la Vía Láctea.

Leyendo entre líneas (II)EN LOS ESPECTROSDE LOS OBJETOSASTRONÓMICOS SEHALLAN LAS CLAVESPARA DESENTRAÑARALGUNOS DE LOSMISTERIOS MÁSFASCINANTES DELUNIVERSO Por Montse Villar (IAA-CSIC)

Este es el intrigante título que encabezóuna noticia publicada en prensa a princi-

pios de septiembre de 2011. Se trata de laestrella de nombre impronunciable SDSSJ102915+172927 perteneciente a nuestraVía Láctea. Tiene una masa algo menor quela del Sol y una composición química difícilde explicar.Tras el Big Bang, el universo estaba com-puesto por hidrógeno, helio y pequeñas tra-zas de litio. Puesto que prácticamente todoslos demás elementos se formaron a partir dereacciones nucleares ocurridas en los inte-riores estelares, la primera generación deestrellas no pudo contener elementos máspesados al nacer. Estos sí estarán presentesen generaciones posteriores. Estas estrellasnacieron en nubes de gas enriquecidas conlos elementos fabricados en el interior de lasgeneraciones anteriores y posteriormenteexpulsados al medio interestelar. Así, unaforma de buscar las estrellas más viejas con-siste precisamente en identificar aquellasque tengan abundancias extremadamente

pequeñas de elementos más pesados que elhelio, como el oxígeno, el nitrógeno o elhierro.¿Cómo hacemos esto? Como los elementosquímicos presentes en la atmósfera de unaestrella dejan su impronta en el espectro enforma de líneas de absorción, su identifica-ción y medida permiten determinar qué áto-mos e iones están presentes en la atmósferade la estrella y sus abundancias.Fijémonos en la figura de la derecha. Dearriba abajo se muestran los espectros decinco estrellas. A la izquierda se aprecianlas líneas de absorción de los átomos decobre (CuI) y hierro (FeI). A la derecha seobservan la líneas del sodio (NaI), el cinc(ZnI) y los iones de hierro (FeII). Con estas yotras líneas determinamos las abundanciasde los elementos químicos comparadas conlas del Sol, que suele usarse como referen-cia. A medida que descendemos en lafigura, vemos que las líneas de absorción sehacen menos prominentes. Esto nos diceque las estrellas son más y más pobres en

LA ESTRELLA QUE NO DEBERÍA EXISTIR

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Este aburrido título abría el artículopublicado en 1995 en la prestigiosa

revista Nature donde se presentaba undescubrimiento de gran importancia. Asícomenzaba:“La presencia de un objeto compañero demasa similar a la de Júpiter de la estrella51 Pegasi es deducida a partir de observa-ciones de variaciones periódicas en lavelocidad radial de la estrella. El compa-ñero se encuentra a tan solo unos ochomillones de kilómetros de la estrella yestaría dentro de la órbita de Mercurio ennuestro Sistema Solar. Este podría ser unplaneta gaseoso gigante […]”.Se trata del primer planeta externo a nues-

tro Sistema Solar (exoplaneta) que orbitaalrededor de una estrella de la secuenciaprincipal. Este no fue el primer exoplanetaencontrado, pero la importancia del des-cubrimiento radica en que 51 Pegasi esuna estrella de tipo solar. Crecía así eloptimismo en la búsqueda de planetasorbitando alrededor de estrellas similaresal Sol e, indirectamente, de planetas pare-cidos a la Tierra. Desde entonces se han descubierto másde setecientos exoplanetas (confirmados),la mayoría alrededor de estrellas de lasecuencia principal. Su estudio tiene inte-rés tanto para comprender cómo ser for-man los sistemas planetarios, incluido el

elementos pesados -en contraposición con lonumerosas y profundas que son las líneas deabsorción en el espectro del Sol que se mues-tra en la imagen superior-.Con esta misma técnica se determinó que laproporción de elementos pesados en la estre-

lla SDSS J102915+172927 es al menosveinte mil veces menor que la del Sol. Segúnlas teorías más aceptadas sobre formaciónestelar, esta estrella no debería existir. Lanube a partir de la que se formó debió tenerunas abundancias similarmente extremas.

Según los modelos, estaría demasiadocaliente para fragmentarse, colapsar y formarestrellas tan pequeñas. ¿Cómo se explica laexistencia de esta estrella? ¡Un misterio sin resolver acerca de una de lasestrellas más viejas conocidas!

El espacio entre las estrellas no estávacío. Existen nubes de gas y polvo

que constituyen el llamado medio interes-telar, gran parte del cual se encuentra enforma de moléculas. Aquí se forman lasestrellas y los planetas. Además, se trata deverdaderos laboratorios químicos dondese sintetizan moléculas en numerosasreacciones químicas. Por todo ello, existeun enorme interés por entender de quéestán compuestas estas nubes, qué reac-ciones químicas se producen en ellas, losmecanismos que las desencadenan o enqué condiciones físicas se producen.Hace unos sesenta y cinco años que sedetectaron las primeras moléculas en elmedio interestelar -CH, CH+ y CN-, for-madas por dos átomos cada una. Hoy endía encontramos moléculas en cualquierdirección que miremos, siendo la másabundante la de hidrógeno (H2). Inclusoen los objetos más distantes conocidos,como algunos cuásares, se ha encontradomonóxido de carbono (CO). Se conocencerca de ciento veinte especies molecula-res en el espacio, algunas muy complejas

con más de cien átomos.¿Cómo detectamos e identificamos lasmoléculas del medio interestelar? Estas, aligual que los átomos, emiten y absorbenluz con longitudes de onda (es decir,energías) muy concretas. Por ello cadaespecie molecular tiene también su propia“huella” que nos permite identificarla apartir de las líneas espectrales de emisióno absorción, dependiendo de dónde ycómo se generen. La emisión de lamayoría de las moléculas del medio

interestelar se produce fundamentalmenteen los rangos espectrales infrarrojo yradio. Dado que la atmósfera absorbe laradiación infrarroja, los telescopiosespaciales infrarrojos han impulsado laastrofísica molecular de maneraespectacular. Como ejemplo, en laimagen se muestra el espectro de lanebulosa de Orión. La multitud de líneasde emisión revela la presencia denumerosas especies moleculares como elagua, H2O.

¿QUÉ MOLÉCULAS HAY EN EL ESPACIO INTERESTELAR?

El espectro de la nebulosa de Orión muestra la existencia de gran variedad de moléculas, que podemos identificar a partir de suslíneas de emisión en el infrarrojo lejano. Fue obtenido por el telescopios espacial Herschel en marzo de 2010.

UN OBJETODE MASAJOVIANACOMPAÑERODE UNAESTRELLA DETIPO SOLAR

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APLICACIONES DE LA ESPECTROSCOPÍA

La misma idea subyace en el métodoque nos permite detectar agujeros

negros de masas enormes en los núcleosde las galaxias. El agujero negro no puedeverse, pero sí podemos detectar y caracte-rizar el movimiento del gas y las estrellasque giran a su alrededor. Como en el casoanterior, esto se realiza a partir de los des-plazamientos en longitud de onda (denuevo el efecto Doppler) que experimen-tan las líneas de absorción en el caso delas estrellas y las líneas de emisión en elcaso del gas (ver artículo I).Veamos un ejemplo. La galaxia Messier84 (o M84) fue descubieta en 1781. Seencuentra a unos sesenta millones de añosluz y es uno de los miembros más brillan-tes del cúmulo de galaxias de Virgo. En1997, algo más de dos siglos después, sedescubrió que M84 contiene un agujeronegro de masa enorme en su núcleo. ¿Cómo? Fijémonos en la imagen: a laizquierda vemos el corazón de M84, y a laderecha el espectro de la zona marcadacon un rectángulo azul, donde de encuen-tra el verdadero centro de M84. De cada

punto dentro de este rectángulo el espec-trográfo produce un espectro. Obtenemosasí un espectro con dos dimensiones: laespacial en el eje vertical y la espectral(longitud de onda) en el eje horizontal. Enla figura las longitudes de onda más cortas(azules) están en la izquierda y las más lar-gas (rojas) en la derecha. El espectro mues-tra la línea de emisión H alfa del hidró-geno, que refleja los movimientos del gas.Vemos que en la zona más interna la emi-sión se desplaza bruscamente del azul (elgas se acerca) al rojo (el gas se aleja). Estomuestra un movimiento de rotación muy

rápido (¡más de 1.300 kilómetros porhora!) del gas situado a menos de veinti-séis años luz del centro de la galaxia, loque requiere un campo gravitatorio degran intensidad. A partir de la velocidadde rotación se infiere la masa responsable,equivalente a la de unos trescientos millo-nes de soles. Esta enorme concentraciónde masa en un espacio tan pequeño hacepensar que en el centro de M84 existe ungran agujero negro. En la actualidad sabe-mos que, al igual que M84, muchas gala-xias contienen agujeros negros supermasi-vos en sus núcleos.

Sistema Solar, como para inves-tigar la posibilidad fascinante deque algunos de ellos alberguenvida.Existen diversas técnicas parabuscar exoplanetas. Una de lasmás importantes se fundamentaen la medida de velocidadesradiales (es decir, respecto alobservador) de las estrellasmediante la espectroscopía, quedio lugar al descubrimiento delplaneta compañero de 51 Pegasi.Veamos cómo: el planeta quegira en torno a la estrella es invi-sible. Sin embargo, el campogravitatorio que genera actúa sobre laestrella imprimiendo ciertas distorsionesen su movimiento que, por el efectoDoppler, provocan desplazamientos de suespectro hacia el azul o el rojo, depen-diendo de si se acerca o se aleja (ver ima-

gen). Este desplazamiento, medible conespectrógrafos muy precisos, nos permitirácalcular la amplitud y el periodo de lasvariaciones en la velocidad radial de laestrella. Puesto que son provocadas por elcampo gravitatorio del objeto compañero,

indirectamente y complemen-tando la información con cier-tas propiedades de la estrella,determinaremos la masa delcompañero y su localizaciónrespecto a la estrella. En el casode 51 Pegasi los espectros indi-caron una variación máxima desu velocidad radial de cin-cuenta y nueve metros porsegundo con un periodo depoco más de cuatro días. Fue necesario investigar conexquisito cuidado escenariosalternativos. Descartados estos,en 1995 se anunciaba al

mundo el descubrimiento del primer exo-planeta compañero de una estrella pare-cida al Sol, con una masa similar a la deJúpiter y situado mucho más cerca de suestrella, a tan solo unos ocho millones dekilómetros.

Método de las velocidades radiales para detectar exoplanetas. El planeta no se ve, pero sí pueden medirse los cambios que su

campo gravitatorio imprime en el movimiento de la estrella.

44AGUJEROS NEGROS EN OTRAS GALAXIAS

Izda: núcleo de la galaxia M84. El espectro de la derecha revela que el gas próximo al centro está rotando a gran velocidad. Este colo-rido zigzag es la firma de un agujero negro supermasivo. Fuente: G. Bower, R. Green (NOAO), the STIS I.D. Team, and NASA/ESA.

SI LANZAMOS UNA MONEDA ALAIRE, LA ACELERACIÓN INICIALde la moneda se verá mermada por laatracción gravitatoria de la Tierra, quefrena su ascenso y finalmente la hacecaer nuevamente al suelo. Si viéramosque la moneda sigue y sigue acelerán-dose, usted (y yo también) se llevaríauna buena sorpresa y, si no hay truco,tendría que buscar una explicación aeste nuevo fenómeno. Algo así es lo queles ocurrió a los laureados con el pre-mio Nobel de Física de 2011, los esta-dounidenses Saul Perlmutter, BrianSchmidt y Adam Riess. El objetivo queperseguían estos científicos, aunqueambicioso, no era otro que el de medirla desaceleración del universo en el quevivimos, utilizando observaciones desupernovas del universo lejano. Hastafinales de los 90, la mayor parte de losastrónomos dábamos por hecho quevivíamos en un universo que, como lamoneda lanzada al aire, eventualmentefrenaría su expansión. La conclusión ala que llegaron los equipos dePerlmutter y de Schmidt y Riess nopudo ser más sorprendente: el universo,que empezó hace casi catorce mil millo-nes de años su expansión ¡¡se estabaacelerando!!Este espectacular resultado, que golpeólos cimientos de la cosmología observa-cional y teórica modernas, fue el pre-mio a un trabajo iniciado en 1988 porSaul Perlmutter, quien lideraba el“Proyecto de cosmología con superno-vas” (Supernova Cosmology Project) y,de modo independiente, el del equipo deBrian Schmidt y Adam Riess, quienesiniciaron un proyecto similar en 1994,

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EPORTAJESEL UNIVERSO ACELERADO R

El universo acelerado

Arriba a la izquierda, visión esquemática de cómo se produce una supernova de tipo Ia: en un sistema binario, la enana blancasucciona materia de la estrella compañera hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar (1,44 veces la masa del Sol) y muere enuna explosión de supernova. En el centro, esquema de la historia del universo donde se muestra cómo ha ido aumentando con el tiempo (y con la expansión)la proporción de energía oscura.

EL PREMIO NOBEL DE FÍSICA 2011 HA RECAIDO EN SAULPERLMUTTER, BRIAN SCHMIDT Y ADAN RIESS “POR ELDESCUBRIMIENTO DE LA EXPANSIÓN ACELERADA DELUNIVERSO MEDIANTE OBSERVACIONES DE SUPERNOVASLEJANAS”Por Miguel Ángel Pérez Torres (IAA-CSIC)

gravitación

galaxia

aumenta laaceleración

disminuye laaceleración

supernova

materiamateria oscuraenergía oscura

porcentajedel universo

hace 14.000 millones de años hace 5.000 millones de años presente

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el de la “Búsqueda de Supernovas aAlto Corrimiento al Rojo” (High-zSupernova Search Team).

La aceleración del universoAmbos equipos esperaban encontrar,y medir, la desaceleración del uni-verso. Para ello fueron a la caza ycaptura de las supernovas de tipo Iamás lejanas de nosotros, con distan-cias de hasta seis mil millones deaños luz, con el objetivo de medir ladistancia hasta ellas de modo muypreciso.¿Por qué usar supernovas de tipo Ia?Las supernovas de tipo Ia resultan dela muerte de una clase de estrellasconocidas como enanas blancas ycuyo final es explosivo. Pero lo quelas hizo cruciales para el objetivo dePerlmutter, Schmidt y Riess era queel brillo intrínseco de las explosio-nes de supernova de tipo Ia es prác-ticamente el mismo, ya que todasestas supernovas explotan con unamasa característica, conocida como ellímite de Chandrasekhar, y que equivalea 1,44 veces la masa del Sol. Esto las

convierte en “candelas estándar”, yconstituyen un excelente patrón paramedir distancias. Si conocemos la dis-

tancia a una de estas supernovas,aplicando la ley que establece que elbrillo disminuye con el cuadrado dela distancia podemos obtener las dis-tancias a todas las supernovas.Pero, ¿cómo medir esa aceleración odesaceleración del universo,midiendo solo distancias a las super-novas? Como el brillo intrínseco delas supernovas Ia es el mismo, ladistancia a las supernovas vienedeterminada por el brillo aparenteque medimos con los telescopios. Deeste modo, Perlmutter, Schmidt yRiess midieron el brillo aparente desupernovas muy lejanas, lo quedirectamente les daba las distancias alas mismas. Perlmutter, Schmidt yRiess esperaban encontrar eviden-cias de que vivíamos en un universodonde la proporción de materia eratan grande que frenaba su expansión.Para ello, las supernovas observadastendrían que haber sido muy brillan-tes, ya que al desacelerarse la expan-

sión del universo la distancia a las super-novas sería menor que si el universo nose hubiera frenado. Sin embargo, lo que

Arriba: brillo aparente de cuarenta y dos supernovas con alto desplazamiento al rojo del Supernova Cosmology Project, liderado porPerlmutter (círculos rojos) y de dieciocho supernovas a bajo desplazamiento al rojo, de la muestra de Calan/Tololo (círculos amarillos) yajustes a distintos modelos cosmológicos. A bajos desplazamientos, las observaciones no permiten discernir entre ningún modelo. Sinembargo, a altos desplazamientos (por encima de z=0.15), las divergencias entre los modelos cosmológicos empiezan a ser notables.Las observaciones muestran que las supernovas son significativamente más débiles que lo esperado en un universo que frena su expan-sión, o que no sufre aceleración. La conclusión de Perlmutter y colaboradores, confirmada independientemente por Riess y colabo-radores, es que la expansión del universo es acelerada, y que esta aceleración se debe a la existencia de energía oscura.

Izda. Resultados obtenidos por los equipos de Perlmutter (arriba) y de Schmidt y Riess (debajo), a partir de observaciones de supernovasmuy lejanas. Las elipses representan niveles de confianza de los resultados para valores distintos del contenido de materia (ΩM) y deenergía oscura (ΩΛ) y muestran que el modelo cosmológico que mejor se ajusta a los datos observacionales es el de un universo domi-nado por la energía oscura, lo que implica que la expansión del universo se está acelerando.

Portada de la revista Science de 1998 en la que se destacaba el hallazgode la expansión acelerada del universo.

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encontraron fue justo lo contrario: elbrillo de las supernovas más lejanas eramás débil del esperado. Tan débil quelas distancias eran incluso mayores quelas que esperaríamos si el universo nose hubiera frenado. Por tanto, la expan-sión del universo tenía que estar acele-rándose.

¿Qué supone laaceleración?El descubrimiento de quevivimos en un universo quese acelera tiene enormesimplicaciones. Incluso antesdel descubrimiento de la leyde Hubble, que nos dice quelas galaxias se separan unasde otras a velocidades pro-porcionales a la distancia quelas separa, ya se había suge-rido que quizá viviéramos enun universo abierto (un universo que seexpande aceleradamente), o biencerrado (un universo en el que la atrac-ción gravitatoria vence al Big Bang ini-cial y finalmente colapsa), o quizá plano(donde la expansión del universo dismi-nuiría con el paso del tiempo). Einstein,en sus famosas ecuaciones, incluyó unaconstante cosmológica, conocida tam-bién como energía oscura, para evitar lasolución de un universo en expansión,ya que era una posibilidad que no legustaba. Mucho más tarde, Einsteinconsideró la inclusión de dicha cons-tante uno de sus mayores errores, y laquitó de sus ecuaciones. Los resultados obtenidos por

Perlmutter, Schmidt y Riess constituyenla confirmación de que la constante cos-mológica en las ecuaciones de Einsteinno fue un error, sino que resultó unasolución brillante. Gracias a los laurea-dos con el premio Nobel de Física,sabemos que vivimos en un universodominado por energía oscura. Si hayuna constante cosmológica, el universoestá destinado a acelerarse, incluso si eluniverso en que vivimos es plano (vergráfica pág. anterior). Esta aceleracióndel universo sería debida a la energíaoscura, que en los inicios del universoconstituiría una pequeña parte de toda laenergía. A medida que la materia se fuediluyendo con la expansión del uni-

verso, la energía oscura fue dominandoy actualmente constituye aproximada-mente el 70% de toda la energía pre-sente en el universo. Del 30% restante,un 25% se encuentra en forma de“materia oscura” (que no emite luz) ysolo un 5% es “materia bariónica”, lamateria de la que están hechos los pla-

netas, las estrellas y nosotrosmismos.

Un merecido galardónEl descubrimiento de la expan-sión acelerada del universo porPerlmutter, Schmidt y Riess esun hito en la cosmologíamoderna, tan significativo comoel descubrimiento de las varia-ciones de temperatura de laradiación del fondo cósmico demicroondas, y por el que loscientíficos John Mather y

George Smoot recibieron el premioNobel de Física en 2006. En efecto, eldescubrimiento de la expansión del uni-verso, así como de su aceleración, hasignificado un enorme avance en lacomprensión de la evolución y el des-tino final del universo en el que vivi-mos, al confirmar que está dominadopor energía, no por materia, y que ade-más esta energía es oscura. Sin duda, los investigadores que resuel-van el nuevo misterio abierto por la ace-leración del universo, es decir, quécompone la materia y energía oscuras,conseguirán un no menos merecido pre-mio Nobel que el obtenido en 2011 porPerlmutter, Schmidt y Riess.

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Una de las supernovas del Supernova Cosmology Project (Perlmutter et al. 1998)

Perlmutter, Schmidt y Riessesperaban encontrar evidenciasde que vivíamos en un universodonde la proporción de materiaera tan grande que frenaba su

expansión

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Margaret Burbidge nació en 1919 enInglaterra y fue educada en una familia decientíficos. Comenzó su actividad en astrono-mía en 1940, durante la Segunda GuerraMundial, haciendo observaciones con el teles-copio reflector Wilson de sesenta centímetros.Al término de la guerra completó su docto-rado sobre un estudio espectroscópico deestrellas Be en el University College deLondres. Halló su primera dificultad en 1946,cuando solicitó una beca a la CarnegieInstitution de Washington para continuar susobservaciones en el Observatorio de MonteWilson. La beca le fue denegada porque, aun-que la convocatoria no lo especificaba, se tra-taba de becas solo para hombres. Ella des-cribe esta experiencia como algo inesperado,ya que hasta ese momento no había sufridoningún tipo de discriminación de género. Larabia la llevó a alimentar la siguiente máximaa lo largo de toda su vida: “si te frustras enuna empresa y chocas contra una pared deroca, hay que encontrar la forma de darle lavuelta”. En esta ocasión, así como en otrasmuchas a lo largo de su carrera profesional,en vez de arredrarse buscó la manera de supe-rar esa dificultad. Este hecho singular marcósu trayectoria posterior confiriéndole uncarácter luchador. Durante 1955 y 1956 fue una observadora asi-dua del Observatorio de Monte Wilson gra-cias a la beca que le fue concedida a suesposo, Geoffrey Burbidge, astrónomo teó-rico (no fue hasta diciembre de 1965 cuandofue admitida de forma oficial la primera astró-noma en esta institución, Vera Rubin).

Nucleosíntesis estelarLas contribuciones científicas de Margaret sepueden agrupar en tres épocas. En la primera,Margaret y su marido Geoffrey, junto con elfísico atómico William Fowler y el astrónomoFred Hoyle, explicaron cómo ocurre la nucle-osíntesis estelar. Las observaciones realizadaspor Margaret durante años mostraron undecrecimiento exponencial en la abundanciade los elementos químicos a medida queaumenta su peso atómico. En el trabajo, cono-cido popularmente como B2FH (siglas de M.Burbige, G. Burbidge, W. Fowler y F.Hoyle) y publicado en 1957, explicaron losdiferentes procesos físicos que ocurren en los

interiores estelares para sintetizar todos loselementos químicos observados en las atmós-feras de las estrellas. Este trabajo le valió aW. Fowler la concesión del Premio Nobel deFísica en 1983, que compartió conSubramanyan Chandrasekhar. La transcrip-ción de los méritos argumentados por elcomité Nobel dice así: “Por los estudios teó-ricos y experimentales de las reaccionesnucleares relevantes en la formación de los

elementos químicos en el universo”. La exclu-sión en este premio de Fred Hoyle ha sidoobjeto de debate, ya que buena parte del tra-bajo teórico en que se basa el estudio fue ins-pirado en trabajos previos de Hoyle. Se hanpropuesto diferentes explicaciones para talexclusión, algunas de tipo sociológico por suvisión heterodoxa del Big Bang y otras deriva-das del hecho de que sus trabajos no fueronpublicados en revistas de física (todos ellos sepublicaron en Astrophysical Journal). Resultainteresante que todo el trabajo realizado porlos Burbidge, y que motivó el desarrollo teó-rico, no aparezca mencionado en este debate.

Astronomía galácticaEn una segunda época destacan sus aportacio-nes en el campo de las galaxias. LosBurbidge, conjuntamente con el astrónomoPrendergast, publicaron la primera curva derotación de una galaxia y calcularon su masagracias a ella. Con la astrónoma Vera Rubinestudiaron las velocidades peculiares de algu-nas galaxias, como M82, y mostraron la exis-tencia de fenómenos explosivos en los núcleosde algunas galaxias. Esta explicación, queadelantaron en los años 60, se ha confirmadocon observaciones multifrecuencia. Porúltimo, en lo que al estudio de las galaxias serefiere, secuenciaron la abundancia de gasionizado en galaxias, desde elípticas a espira-les, y la atribuyeron a procesos de evoluciónestelar.

Cuásares y alto corrimiento al rojoEn una tercera época, que comenzó haciafinales de los años 60 y que llega hasta laactualidad, su campo de investigación favoritofueron los cuásares. En sus propias palabras,Margaret quedó fascinada por este tipo deobjetos tan peculiares que, de estar a las dis-tancias indicadas por su corrimiento al rojo(desplazamiento del espectro hacia el rojodebido al progresivo alejamiento del objeto),serían los objetos más activos y energéticosdel Universo. En este campo ha trabajado conGeoff Burbidge en corrimientos al rojo pecu-liares. Ambos quedaron impresionados porlas características del quinteto de Stephan, unaagrupación de galaxias en la que una de ellasparece interaccionar con el resto del grupomientras que su corrimiento al rojo indica quese encuentra a miles de años luz de distancia.La pareja Burbidge destacó también por serpionera en afirmar que los cuásares tienen unagalaxia albergadora, y por el estudio de lossistemas de absorción de los cuásares, que nospermiten evaluar la cantidad de materia queno vemos en el universo.Su carrera investigadora se ha desarrolladoentre Inglaterra y Estados Unidos, donde ade-más de una trayectoria curricular brillante haocupado cargos tan relevantes como directoradel Royal Greenwich Observatory y presi-denta de la American Astronomical Society.Además ha sido galardonada con los premiosmás prestigiosos en astronomía. Entre otros,el premio Jansky en 1977, la Medalla Bruceen 1982, el Henry Russell Lectureship en1984 y la Medalla de Oro de la RoyalAstronomical Society en 2005.

POR JOSEFA MASEGOSA (IAA-CSIC)

Una vida dedicada a la astronomíaHHISTORIASCIENCIA EN

Margaret Burbidge:

Arriba, Margaret Burbidge. Debajo, Margaret y Geoffrey Burbidge, WilliamFowler y Fred Hoyle. Fuente: American Institute ofPhysics.

g La energía del futuro

g Tesla & TeslaHola, soy Nikola. Nikola Tesla. Inventor y hombre de ciencia y, aunque no me gustaesta palabra, muchos me han tildado de visionario. He aparecido en multitud de nove-las, cómics, videojuegos, películas y series de televisión. Han realizado una óperasobre mi vida, un grupo de heavy metal lleva mi nombre e incluso una antigua estrelladel glam rock ha hecho de mí en el cine. Sin duda, mi invento más conocido es el motorde inducción polifásico, que permitió que la electricidad pudiera transportarse a gran-des distancias y así iluminar todo el planeta. Pero esta es solo una de las más de sete-cientas patentes que laten en la base de la tecnología que empleamos hoy en día. Poresto he decidido realizar un videoblog -o teslablog-. Una especie de diario con misinquietudes científicas, que quede como legado para la posteridad. Llegué a NuevaYork en 1884, en una época de prodigios, donde el futuro parecía alcanzarse cada día.En algunas cosas el mundo me ha seguido maravillado; en otras me ha defraudado.Pero recuerden: las maravillas de hoy son los sucesos corrientes de mañana.

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g Tesla y la “witricidad”Gran parte de mi carrera ha venido marcada por unaobsesión: transportar la corriente eléctrica sin cables.Hoy en día el wireless está en todas partes: radio, tele-visión vía satélite, internet, telefonía móvil, etc... Pero,tarde o temprano, todo dispositivo debe conectarse a lared eléctrica mediante cables, aunque sea para cargarsus baterías. Hace unos años, investigadores de MITlograron encender una bombilla situada a unos dosmetros de distancia sin necesidad de cables. Nadanuevo. Yo ya lo había logrado en 1889. En cualquiercaso, el alcance de la actual energía eléctrica inalám-brica (la witricidad) se limita al hogar o a la oficina. Yoiba mucho más lejos. Mi sueño era llevar la energíaeléctrica desde donde se produce hasta cualquierpunto del planeta sin necesidad de cables. ¿Os imagi-náis un mundo sin torres de alta tensión? Este fue elmotor de una de mis grandes obras y una de mis mayo-res frustraciones: la torre Wardenclyffe. Pero esto seráen otro teslablog.

Siempre he creído que el hombre emplearía autómatas para sustituirle en las tareas másarduas. De hecho, en 1898 patenté el primer prototipo de barco tripulado remotamente.Actualmente hay más de mil millones de robots operativos en todo el planeta en diferentessectores industriales y científicos. Siempre intuí que para construir un autómata perfecto debí-amos fijarnos en nosotros mismos, pero he de reconocer que en algunos casos los robots hantraspasado la frontera de lo que incluso yo imaginaba. Se están desarrollando robots diseña-dos para interaccionar de una manera cada vez más fina y precisa con el ser humano. Unode los mayores retos para la robótica es que los robots del futuro sean capaces de desenvol-verse en entornos sociales cambiantes. Se denomina inteligencia social y, en mayor o menormedida, casi todo el mundo la tiene - incluso yo, a veces - ¿Lo lograrán los robots?

La energía ha centrado mi carrera investigadora. Ya en 1900 avisé sobre los riesgosde depender exclusivamente de los combustibles fósiles y sobre la necesidad de bus-car otro tipo de fuentes energéticas como la solar, la eólica o la geotérmica. Pero lademanda energética actual exige buscar otras alternativas. En este teslablog destacoalguno de los proyectos en los que estoy trabajando, pero especialmente me centro enel ITER, una instalación que se está construyendo en el Sur de Francia y que, graciasa una combinación de campos magnéticos, bombardeo de partículas y ondas electro-magnéticas de altísima frecuencia, logrará generar un pequeño núcleo estelar en laTierra. Una fuente de energía limpia, segura y barata -la gran esperanza energética-.

g Tesla y los autómatas

PRÓXIMAMENTE EN http://teslablog.iaa.es

g Tesla y los superpoderesAdoro los cómics, sobre todo los de superhéroes. Son toda una fuente de inspiración. Al finy al cabo, los superpoderes son extrapolaciones de todas esas habilidades que el hombresueña alcanzar. Os invito a una serie de teslablogs dedicados a mis superpoderes favoritos.Exploraremos los grandes avances realizados en dispositivos diseñados para responder anuestras ondas cerebrales (como sillas de minusválidos capaces de moverse con nuestropensamiento), en la posibilidad real de teletransportar objetos materiales o en la capacidadde lograr la invisibilidad.

H o l a ,soy N iko la

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otros yensayosdeconstrucción

g Tesla y MarteTodo comenzó en 1900. Unos extraños sonidos surgieron de minuevo receptor de radio. Claramente, eran señales procedentes deotro planeta, quizá de Marte -aquel año, Sir Percival Lowel habíadescubierto evidencias de canales de agua artificiales en su super-ficie. Aquello fue un bombazo mediático. Los titulares propagabana los cuatro vientos, "Tesla contacta con los Marcianos”. ¡Inclusoel gran Lorentz me dio la razón! Pero nunca más volví a escuchar la señal. Algunos dicen que losoñé. Otros que lo que capté fue, ironías de destino, las primeraspruebas de mensajes transoceánicos que estaba realizandoMarconi. Tal vez. Pero lo cierto es que en 1930 se recibieron lasprimeras señales de radio procedentes de las estrellas, lo que diolugar a una nueva disciplina científica: la radioastronomía. Aunquehoy sé que no es posible que procedieran de Marte, ¿por qué node algún otro lugar del universo?

N I K O L A

T E S L A

g Tesla y la electricidadOtro teslablog está dedicado a una pasión que, literalmen-te, corre por mis venas: la electricidad. Aunque Edisonsolo alcanzó a definirla como un sistema de vibraciones,hoy sabemos mucho más. Se trata de una forma de ener-gía que surge del movimiento de partículas cargadas,como los electrones. En 1983, George Westinghouseobtuvo la licencia para desarrollar la central de las catara-tas del Niágara y me contrató para desarrollar un sistemaque permitiera, por primera vez, generar la electricidadlejos de donde iba a consumirse. Este proyecto supuso laimplantación definitiva de la corriente alterna como mediopara transportar energía frente la corriente continuaempleada por la compañía de Edison. Fue el final de loque se conoció como la Guerra de las corrientes. Lacorriente continua habría enterrado las ciudades bajo infi-nidad de cables eléctricos... Imagínense: un cable porcada enchufe. Pobre Edison, ¡qué locura!

g Tesla y las fobiasSegún el más que recomendable, aunque criticado, Manual Diagnóstico y Estadístico deDesórdenes Mentales, volumen 4, padezco casi todo. Sufro fobia a las perlas, los pendien-tes (en las orejas de las mujeres, claro), los melocotones, el pelo humano y el alcanfor. Miobsesión por el número tres me obliga a realizar cualquier acción en múltiplos de tres, porejemplo limpiar -de tres en tres- todos los cubiertos de la mesa antes de comer con un totalde dieciocho servilletas. Además, debo calcular mentalmente el volumen de alimento quetengo en el cubierto antes de ingerirlo. También ocasionalmente se presentan ante mí imágenes tan claras que no sabría distin-guir si son reales o no. Pero estas alucinaciones no se limitan al sentido de la vista, tam-bién afectan al gusto: cada vez alguien tira un papel pequeño en un líquido siento un sabordesagradable en la boca. ¿Se atreve alguien a diagnosticarme?

por Nikola Tesla

Mi objeto favorito y yo nos conoci-mos en 2006, cuando yo redactabalos resultados obtenidos durante

mi trabajo de tesis. Parte de ella era un estu-dio observacional destinado a la búsquedade pulsaciones en un tipo de estrellas connombre jocoso: “subenanas calientes detipo O”, “sdOs” para los amigos. Las pulsaciones estelares son variacionesperiódicas en la luminosidad de una estre-lla, producidas por ondas de presión o degravedad propagándose en su interior.Estas variaciones temporales de luminosi-dad pueden detectarse, entre otros méto-dos, con series temporales fotométricas.Para obtenerlas, hay que ir a un telescopio,o conseguir que alguien vaya por nosotros,y literalmente sacarle fotos a la estrella quequeramos con un intervalo de muestreoadecuado, que depende del período de pul-sación esperado. De esas imágenes pode-mos derivar el flujo luminoso emitido por laestrella en función del tiempo, lo que seconoce como “curva de luz”, y ver si pre-senta variaciones periódicas. Y la preguntaes: ¿por qué buscar pulsaciones estelares? y¿qué son estas sdOs y por qué buscar osci-laciones en ellas? El descubrimiento de nuevos objetos pul-santes es la única forma de obtener infor-mación, aunque sea indirecta, sobre el inte-rior estelar. De la misma forma en que elanálisis de las ondas sísmicas producidas enlos terremotos nos ha permitido conocer laestructura de nuestro planeta, la astrosimo-logía pretende identificar los modos deoscilación que se propagan a distintas pro-fundidades en el interior de la estrella. Estopermite obtener con precisión, a partir demodelos teóricos, parámetros básicos de lamisma, como su edad, estructura interna,masa, radio o densidad, y contrastar de estemodo las teorías de evolución estelar. Además, las series temporales fotométricasnecesarias para la búsqueda de oscilacionesse usan también para la búsqueda de plane-tas extrasolares por el método de los tránsi-tos. Esta feliz alianza de astrosismología yexoplanetas se encuentra en la base científi-ca de misiones espaciales como CoRot yKEPLER. La caracterización precisa de laestrella albergadora de planetas, cuandodicha estrella es pulsante, nos permite ade-más una determinación mucho más precisade los parámetros del planeta.

Estrellas sdOs pulsantesPero volvamos a la segunda pregunta: ¿quéson las sdOs y por qué buscar pulsacionesen ellas cuando ni siquiera había una pre-dicción teórica de su existencia? Las sdOsson estrellas muy calientes y compactas -tienen aproximadamente la mitad de lamasa solar en solo un décimo del radio delSol- en una fase de evolución avanzada:poseen un núcleo inerte de carbono y oxí-geno y queman helio y a veces hidrógenoen finas capas que envuelven al núcleo. Yaque las variadas teorías de formación desdOs, aún no resueltas, las ligan con lassubenanas calientes de tipo B, o sdBs, que síson estrellas pulsantes, no era descabelladopensar que las sdOs también lo fueran. Asíque durante mi tesis empecé un estudioteórico para ver qué mecanismo físicopodía sustentar las oscilaciones, y observa-cional, para ver si podíamos encontrar algu-na sdO pulsante.

Mientras que el estudio teórico fue másfructífero, el estudio obsevacional fue lige-ramente descorazonador. Después demuchas noches de telescopio, de una mues-tra de 56 objetos solo se obtuvieron doscandidatos prometedores, que posterior-mente fueron descartados. Una tarde,mientras escribía algún capítulo de la tesis,recibí un correo electrónico de un colegasudafricano, Dave Kilkenny*. En él medecía, casi se disculpaba, por haber encon-trado lo que yo había estado buscandodurante cuatro años: la primera sdO pul-sante, SDSS J160043.6+074802.9 (paraacortar, J16007). El descubrimiento me

hizo dar saltos de alegría y correr a contár-selo a todo aquel que quisiera escucharme.Inicialmente confundida con una sdB,J16007 es una binaria espectroscópica conuna compañera más fría de la secuenciaprincipal. Tiene por lo menos diez períodosde pulsación comprendidos entre aproxi-madamente los sesenta y los ciento veintesegundos y observaciones posteriores a sudescubrimiento confirman que existenvariaciones en la amplitud de oscilación dealgunos modos. Se desconoce todavía sidichas variaciones son modulaciones realesen la amplitud de pulsación, el resultado defrecuencias de oscilación muy cercanas queaún no han sido resueltas, o de efectos no-lineales.

J16007 es un objeto complicado y, aunquese ha determinado su temperatura superfi-cial, aún no existe consenso sobre su grave-dad. Las dificultades residen en la obten-ción de espectros de calidad, dado que esun objeto muy débil, y en su análisis, delque hay que aislar la influencia de la compa-ñera fría. Esta determinación es crucial parapoder realizar un buen modelo teórico de laestrella y poder realizar un análisis astrosis-mológico con confianza. Hasta diciembre de 2011, a pesar de variosesfuerzos observacionales, J16007 era laúnica sdO pulsante conocida; pero nuevosanálisis espectroscópicos de la supuestasdB pulsante EO Ceti han revelado que setrata, en realidad, de una sdO. Esperemosque el número de sdOs pulsantes sigaaumentando para poder llegar a desentra-ñar todos los misterios evolutivos que aúnesconde este tipo estelar.

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el “Moby Dick” de...

“El hallazgo de nuevos objetospulsantes es la única forma deobtener información sobre elinterior estelar”

J16007

...Cristina Rodríguez-López(IAA-CSIC)Doctora por la Universidad de Vigo con un estudiosobre pulsaciones en estrellas tipo sdO. Realizóestudios post doctorales en la Universidad PaulSabatier (Toulouse, Francia) y en la Universidad deDelaware (EEUU). Actualmente en el IAA, trabaja enastrosismología de estrellas compactas y de enanasM, enmarcadas en el caso científico de CARMENES,un espectrógrafo de alta resolución en el infrarojo .

Imagen de J16007 ysu curva de luz.

* El astrónomo Dave Kilkenny tiene el privilegio de haberdescubierto también, de forma fortuita, las pulsaciones ensdBs. El descubriento está descrito en uno de los artículosmás inspiradores que he leído en mi carrera: Kilkenny D. etal. 1997, Monthy Notices of the Royal Astronomical Society,285, 640-644.

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Actualidad

u Un grupo internacional de astróno-mos, en el que participa de maneradestacada el Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC), ha estudiado elpaso de Eris por delante de una estre-lla -lo que se conoce como ocultación-y ha medido su tamaño con más preci-sión que nunca. Los resultados de este"eclipse" estelar, que se han publicadoen la revista Nature, reducen conside-rablemente el tamaño de Eris y lo con-vierten, si no en un objeto menor quePlutón, en su gemelo. La combinación de los datos constitu-yó una sorpresa al reducir el radio esti-mado de Eris a unos 1163 kilómetros,muy por debajo de los cálculos anterio-res que lo situaban entre 1200 y 1400kilómetros y que convirtieron a Eris enel mayor objeto del Cinturón deObjetos Transneptunianos, una regiónmás allá de Neptuno poblada por cuer-pos rocosos y helados. Ahora parece que Plutón, con un radiode entre 1150 y 1200 kilómetros,podría recuperar el puesto como elmayor objeto de esta región. "No obs-tante, esto es difícil de precisar ya que

Plutón tiene una atmósferaque interfiere en las medi-das del diámetro", puntuali-za José Luis Ortiz, investi-gador del IAA que participaen el estudio. "En el casode Eris se ha determinado,mediante la ocultación, queen caso de tener atmósferaesta sería miles de vecesmenos densa que la dePlutón".Este estudio ha determinado ademásque el albedo de Eris -la fracción de luzreflejada con respecto a la que incide-,es al menos del 90%, lo que lo convier-te en uno de los objetos intrínseca-mente más brillantes del Sistema Solar(solo algunas lunas de Saturno reflejanmás porcentaje de luz que Eris). Sumasa y densidad, mayores que la dePlutón, sugieren que se trata de uncuerpo en su mayoría rocoso y cubier-to de una capa de hielos.

La ocultación más lejanaEris se halla tres veces más lejos quePlutón y se encuentra en una regióncon pocas estrellas de campo, demodo que las ocultaciones son muypoco habituales y difíciles de estudiar;de hecho, inicialmente se pensó queesta ocultación no se vería desde laTierra."Desde el IAA alertamos de que la pre-dicción inicial era errónea e insistimosen la importancia de observar esta

ocultación con el mayor número detelescopios posible", destaca José LuisOrtiz. De la red de veintiséis telesco-pios que apuntaron hacia Eris la nochedel 6 de noviembre de 2010, solo tresdetectaron la ocultación, entre ellos eltelescopio de 40 centímetros de SanPedro de Atacama (Chile) pertenecien-te al Instituto de Astrofísica deAndalucía y a Astroimagen. "Se trata del objeto más lejano delSistema Solar estudiado mediante unaocultación, lo que permite determinarsu posición con una precisión exquisi-ta, muy valiosa para estudiar su movi-miento orbital. Esto es relevante, yaque la fuerza de la gravedad solar nose ha podido medir nunca a tan leja-nas distancias de una manera fiable"destaca Ortiz.

Eris y la definición deplanetaEl hallazgo de Eris en 2005 supuso unhito en la caracterización de objetos enel Sistema Solar: los primeros cálculosapuntaban a que su tamaño superabael de Plutón y, aunque en un principiose habló de décimo planeta, finalmen-te se impuso una redefinición del con-cepto de planeta que no incluía ni aEris ni a Plutón. En una decisión queprodujo controversia, la UniónAstronómica Internacional decidió queambos pasaran a integrar una nuevacategoría de objetos, los planetas ena-nos, reduciendo el número de planetasdel Sistema Solar a ocho. Silbia López de Lacalle (IAA)

Eris, el planeta enano que "destronó" aPlutón, podría ser menor que él Se ha empleado laocultación de unaestrella por parte deEris para determinarsu tamaño con mayorprecisión. Las nuevasmedidas convierten aambos objetos en casi"gemelos" en tamaño

Imagen de Eris y su satélite Disnomia tomada por elTelescopio Espacial Hubble.

Concepción artística de Eris.Fuente: A. Schaller (STScI)

Un jet estelar giganteu Unas diez veces la distancia entre el Sol y Próxima Centauri, la estrella más cer-cana: esa es la extensión aproximada del chorro de materia que emerge de la estre-lla Sanduleak, situada en la Gran Nube de Magallanes. La estrella se halla rodea-da de polvo, lo que dificulta la interpretación, pero se cree que se trata de un siste-ma doble compuesto por una gigante roja que cede material a su compañera, unaenana blanca. Este material formaría un disco en torno a la enana blanca y partede él se liberaría a través de los jets. Por los “nudos” -regiones más densas- pre-sentes en el jet se estima que el estallido que se observa lleva activo unos diez milaños. www.aao.gov.au

EN BREVE

30 billones de kilómetros

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u El día de Navidad de 2010 seprodujo un estallido de rayos gamma(o GRB, de sus siglas en inglés) querompía los patrones existentes.Además de una duración muy supe-rior a la media, GRB101225A -apoda-do "la explosión de Navidad"- mostró

un resplandor posterior cuya causa, adiferencia del resto de GRBs, era deorigen térmico. Un grupo internacionalde astrónomos, liderado por ChristinaThöne y Antonio de Ugarte, del IAA,ha publicado en Nature un trabajo quepropone la fusión de dos estrellas, trasuna etapa en la que compartieronenvoltura, como explicación del fenó-meno."Todos los GRBs observados hasta lafecha muestran un resplandor poste-rior, lo que conocemos como after-glow, cuya energía procede del movi-miento de electrones a gran velocidaddentro del campo magnético del obje-to. En cambio, en la explosión de

Navidad vimos que el origen de esteresplandor era de origen térmico, algorealmente inédito", declara ChristinaThöne (IAA-CSIC). Hasta ahora había dos mecanismospara explicar los GRBs, que se ajusta-ban a las dos modalidades conocidas:los GRBs largos (de dos o más segun-dos de duración) se deben al colapsode una estrella muy masiva, mientrasque los cortos (de menos de dossegundos) se producen por la fusiónde dos objetos compactos, comoestrellas de neutrones. "El carácterexótico de este GRB prácticamentenos forzaba a sugerir un tercer esce-nario, e investigamos una amplia

gama de posibilidades para explicar-lo", relata de Ugarte (IAA-CSIC).El estudio propone que la explosiónde Navidad es el resultado de la fusiónde una estrella de neutrones (unaestrella degenerada que puede conte-ner la masa del Sol en un radio dedecenas de kilómetros) con una estre-lla gigante evolucionada. Este sistemabinario exótico, situado a una distan-cia de unos 5500 millones de años luz,atravesó una fase de envoltura comúncuando la estrella de neutrones seadentró en la atmósfera de la estrellagigante, que durante esta etapa perdióla mayor parte del hidrógeno que lacomponía. Más tarde, cuando la estre-lla de neutrones y la gigante se fusio-naron, la explosión produjo un chorrosemejante a los que se generan en losGRB normales, pero que se calentópor la interacción con la envolturacomún preexistente. Esta interaccióndio lugar al afterglow observado,dominado por radiación generada pormaterial caliente y que fue enfriándosecon el tiempo."Tras décadas investigando GRBsestamos viendo que estos objetos nosdeparan muchas sorpresas y que, delmismo modo que los tipos de super-nova conocidos han aumentado con eltiempo, es posible que debamos revi-sar la clasificación de GRBs. Lasestrellas parecen disponer de muydiversas formas de morir", concluyeThöne.

Concepción artística de la explosión de Navidad. Fuente: A.Simonnet, NASA, E/PO, Sonoma State University

Un peculiar estallidoapunta a la fusión dedos estrellas, unaestrella de neutronesy una estrellagigante, tras unaetapa en la quecompartieronenvoltura

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Las estrellas han halladouna nueva forma de morir

u Hace dos décadas se descubrióun asombroso fenómeno: se obser-varon intensos destellos en lamesosfera, una región de la atmósfe-ra situada a partir de los cincuentakilómetros por encima del suelo yque se creía carente de actividad.Relacionados con los rayos de tor-menta pero situados decenas dekilómetros sobre las nubes, resulta-ba inexplicable que algunos de estosdestellos, los conocidos como spritesretardados, se produjeran con retra-

so con respecto al rayo que los des-encadenaba. Un trabajo, desarrolla-do por los investigadores del IAAAlejandro Luque y Francisco J.Gordillo y publicado en NatureGeoscience, aporta la clave que fal-

taba en los modelos de iniciación delos sprites.Los sprites son eventos luminososque duran centésimas de segundo yque muestran una parte superior difu-sa y una región inferior poblada de

Se halla el motivo deque estos destellosse produzcan conretardo con respectoal rayo que losdesencadena

Completan el modelo de losrelámpagos en la alta atmósfera

Secuencia temportal de un sprite. Fuente: H.C. Stenbaek-Nielsen and M.G. McHarg

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"tentáculos" (filamentos de aire ioniza-do de entre diez y cien metros de gro-sor). Pueden extenderse desde loscuarenta hasta los casi cien kilómetrossobre el suelo y se producen simultá-neamente al rayo que los desencadenao con cierto retraso. "Los sprites retar-dados eran la prueba de que nuestroconocimiento era incompleto: no podía-mos explicar que, en lugar de producir-se entre dos y tres milisegundos des-pués del rayo, se demoraran hasta 150milisegundos", apunta Francisco J.Gordillo (IAA-CSIC).

Para que se produzca una descarga enla mesosfera es necesaria la existenciade electrones libres, partículas que sur-gen y se eliminan a través de dos reac-ciones conocidas como ionización porimpacto y fijación asociativa. "Losmodelos empleados hasta ahora ase-guraban que era necesario cierto cam-po eléctrico para que se produjeranmás electrones de los que se destruí-an", señala Alejandro Luque (IAA). "Esto funciona a presión atmosférica,es decir, en las capas bajas de laatmósfera, pero no era suficiente para

estudiar las descargas en la mesosfe-ra, mucho más alta y con una presiónconsiderablemente menor", observaLuque. Los científicos del IAA hallaronque, para alturas de más de quincekilómetros, entraba en juego una terce-ra reacción, la de desprendimiento aso-ciativo, que ponía electrones en circula-ción y completaba las teorías existen-tes. "Esta reacción nos permite explicarel retraso de algunos sprites, porque sutiempo característico concuerda conlos retrasos observados", concluyeFrancisco J. Gordillo.

De la nube a la mesosferaUn sprite se produce del siguientemodo: una nube de tormenta presentacarga eléctrica negativa en la parteinferior y positiva en la superior.Generalmente, los rayos emergen dela región inferior y muestran polaridadnegativa, pero en ocasiones surgenrayos con polaridad positiva, muchomás potentes y peligrosos. Estos últi-mos producen un campo eléctrico queasciende hacia las capas altas atmos-féricas y que desencadena el sprite. Silbia López de Lacalle (IAA)

u Según la historia química del uni-verso, al principio solo había hidróge-no y helio. Unos trescientos millonesde años después del Big Bang se for-maron las primeras estrellas y en suinterior se fueron cocinando elemen-tos cada vez más pesados (oxígeno,carbono, nitrógeno...) que, al morirestas, se dispersaron en el mediointerestelar. Y las sucesivas genera-ciones de estrellas fueron “contami-nando” el universo con mayor propor-ción de elementos pesados, o meta-les. Pero, a la luz de un reciente descubri-miento, sabemos que ese proceso nofue homogéneo: un grupo internacio-nal de astrónomos ha hallado dos

nubes de gas compuestas exclusiva-mente por hidrógeno que datan deuna época (dos mil millones de añosdespués del Big Bang) en la que yase habían formado estrellas y gala-xias y, por lo tanto, el universo sehallaba enriquecido con elementospesados. Aunque medir la metalicidad del gasdifuso resulta complicado (al diferen-cia de las estrellas, apenas emite

energía), los investigadores hanempleado una técnica ingeniosa: sehan valido de los cuásares -galaxiasactivas muy distantes- y han analiza-do cómo cambia el espectro de su luzsegún atraviesa distintas regiones ensu camino hacia nosotros. Así hanhallado estas dos nubes de gas cuyacomposición podría considerarseanacrónica: si bien se pensaba que ladistribución de metales podría pre-

sentar inhomogeneidades, nunca sehabía hallado gas difuso con unametalicidad por debajo de 1/700 conrespecto a la del sol. En cambio,estas nubes presentan una metalidadde 1/6000 y 1/16.000 con respecto ala solar, lo que supone tres órdenesde magnitud por debajo de la metali-cidad media del universo en esa épo-ca.

Estrellas sin metalesAunque se cree que las regionescomo estas deben de ser escasas, elhallazgo de estas nubes propone unnuevo escenario para la formación deestrellas compuestas básicamentepor hidrógeno y helio (conocidascomo estrellas de primera genera-ción), que dejarían de asociarse a lasprimeras etapas del universo. Y quizáexplicaría el hallazgo reciente, en elhalo de la Vía Láctea, de una estrellacompuesta casi exclusivamente porhidrógeno y helio (ver página 7). Silbia López de Lacalle (IAA)

Se hallan dos nubescompuestas solo porhidrógeno, una rarezaen una época en laque los elementospesados yaabundaban

Nueva técnica: once sistemas planetariosu La misión Kepler (NASA) ha hallado once nuevos sistemas planetarios que alber-gan un total de veintiseis planetas confirmados, todos ellos más próximos a su estrellaque Venus del Sol. El descubrimiento se ha realizado gracias a una nueva técnica(Transit Timing Variations) que permite confirmar las detecciones sin observacionesdesde tierra y que aprovecha los tirones gravitatorios de los planetas en sistemas pocoextensos, que se traducen en aceleraciones y deceleraciones de los planetas en susórbitas y que Kepler puede medir. www.nasa.gov/mission_pages/kepler

EN BREVE

Gas prístino dos mil millones de añosdespués del Big Bang

u Un grupo internacional de astró-nomos, en el que participa MartínGuerrero Roncel, del IAA, ha halladoen la Pequeña Nube de Magallanes(una galaxia satélite de la Vía Láctea)un púlsar tan joven que aún se hallaentre los restos de la supernova que ledio origen, pero que muestra una velo-cidad de rotación muy lenta, propia depúlsares viejos. Se trata de un enigmá-tico púlsar que plantea interesantespreguntas sobre el origen y evoluciónde estos exóticos objetos. Los púlsares son el núcleo desnudo deuna estrella muy masiva -de entreocho y quince veces la masa del Sol-,que ha expulsado su envoltura en unaexplosión de supernova. La interacciónde las capas externas de la estrellacon el material interestelar genera loque se conoce como remanente desupernova, que presenta una forma decascarón en expansión muy caracte-rística. "Los remanentes brillan duran-te unos pocos miles de años antes dedisiparse en el medio interestelar, yson muy pocos los objetos compactosque se han detectado cuando aún sehallan dentro de ese cascarón", desta-ca Martín Guerrero (IAA-CSIC).El hallazgo del joven púlsar SXP 1062,aún rodeado por el remanente, vinoacompañado de otra sorpresa: superiodo de rotación supera los mil

segundos, en contraste con el de lospúlsares jóvenes, que giran en torno asu eje en fracciones de segundo (mili-segundos). Esto convierte a SXP 1062en uno de los púlsares más lentosconocidos. "Se cree que, en general,los púlsares emergen de la explosiónde supernova con una velocidad derotación muy alta y que con la edadvan frenando, por lo que este ejemplarresulta desconcertante", apuntaGuerrero (IAA-CSIC). El púlsar se detectó gracias a losobservatorios espaciales de rayos XChandra (NASA) y XMM-Newton

(ESA). Una campaña de observaciónposterior en el óptico con el Very LargeTelescope (VLT/ESO) y el Cerro-TololoInter-American Observatory (CTIO)permitió distinguir el remanente desupernova y conocer a fondo a SXP1062. El púlsar forma parte de lo quese conoce como "binaria masiva derayos X", un sistema formado por unobjeto compacto -el púlsar- y unaestrella azul masiva y caliente, en estecaso una estrella de tipo Be. El púlsar,al succionar el gas del viento estelar dela estrella compañera, emite gran can-tidad de energía en rayos X.

Aunque de momento se desconocepor qué SXP 10162 rota tan despacio,los astrónomos creen que el conjuntode datos obtenido, en parte aún poranalizar, contiene la explicación al sin-gular comportamiento de este objeto.

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Se descubre, en la PequeñaNube de Magallanes, un púlsartan joven que aún se hallarodeado de los restos de lasupernova que lo originó

Un púlsar demasiadolento para su edad

Nuevo censo en rayos gammau El observatorio espacial Fermi (NASA) ha catalogado casi quinientasnuevas fuentes por encima de los diez gigaelectronvoltios, es decir, obje-tos de muy alta energía, de los que casi la mitad son galaxias activas.También hay púlsares y supernovas, pero casi un tercio de los objetosson desconocidos y no tienen contrapartida en ninguna otra longitud deonda. www.nasa.gov/mission_pages/GLAST

El agua terrestre y el cinturón de Kuiperu El observatorio espacial Herschel (ESA) ha analizado la composición de laenvoltura gaseosa que rodea el núcleo del cometa Hartley 2 y ha hallado unas pro-porciones de “agua pesada” -en la que uno de los átomos de hidrógeno es susti-tuido por uno de deuterio- y agua normal similares a las presentes en la Tierra. Laproporción de agua pesada se relaciona con la región de procedencia de loscometas y, de hecho, hace un tiempo se excluyó a los cometas de la nube de Oortcomo fuente principal del agua terrestre dada su alta tasa de agua pesada. Este resultado reabre la posibilidad de que el agua terrestre proceda de los come-tas, en este caso de los que provienen del cinturón de Kuiper.http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49386

Imagen que muestra una porción de laPequeña Nube de Magallanes, donde

puede observarse la nebulosa N90 (a laizquierda) y el púlsar SXP 1062(derecha, en azul) rodeado del

remanente de supernova (en rojo).Fuente: Cerro-Tololo Inter-American

Observatory (CTIO/NRAO) y Chandra(NASA).

EN BREVE

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Hace unos meses se organizaron enGranada las II Jornadas Andaluzas deAstronomía, que incluían una visita alObservatorio de Sierra Nevada. La visitafue guiada por Emilio García, quien merelató un emocionante encuentro ("tengoque contarte una cosa que te va a encantar",me anticipó). Durante la comida coincidiócon una señora que pertenecía a una agru-pación astronómica de Sevilla, que leexplicó que su afición por la astronomía -que le llevó incluso a publicar un libro-comenzó una noche de verano hace yamuchos años, justamente en Granada, gra-cias a unos chicos que enseñaban el inigua-lable cielo de Sierra Nevada. “Qué casuali-dad, uno de ellos era yo”, le señaló Emilio;“pero fue hace mucho tiempo, fíjate, noexistía internet”, corrigió la señora; “sí, erayo”, repitió Emilio; “pero hace casi quinceaños”, apuntó la señora; “sí, era yo”, insis-tió Emilio. Una vez aclarada la cronología,

la mujer le confesó el punto exacto en elque comenzó su pasión por la astronomía:cuando una de las monitoras, una jovenastrónoma, le enseñó Saturno a través deltelescopio. Y ahí se me paró el corazón,porque aquella joven astrónoma era yo.

Aquel verano de 1997, cinco estudiantesdel IAA nos animamos a dar pequeñasnociones de astronomía mientras mostrába-mos los diferentes objetos del cielo noctur-no con cuatro telescopios. Se llamaban EnSierra Nevada toque las estrellas, y losmonitores tuvimos que aprender, en un parde días, el manejo de telescopios de pocomás de 40 centímetros (además del cieloestival como la palma de la mano).Recuerdo que, al final de una noche deobservación, mientras algunos compañeroscharlábamos con un pequeño grupo de per-sonas, enseñé Saturno mientras salía a últi-ma hora por el horizonte. Una señora, almirar por el telescopio, se quedó tan asom-

brada que apenas podía creerse la nitidezcon la que se veían sus anillos. Al final dela noche, la mujer se despidió agradecién-donos muy cariñosamente aquella maravi-llosa experiencia. Nunca olvidé esemomento, quizá porque fue muy gratifican-te para mí. Gracias a ella, a María, me hanvenido muy buenos recuerdos: las inconta-bles subidas a Sierra Nevada o aquellasnoches de observación practicando con lostelescopios mientras pasábamos frío y noparábamos de reír. La gran asistencia depúblico hizo que las jornadas se repitierandurante los dos veranos siguientes aunqueno todos continuamos. Por esos momentos,y por mis compañeros de aventuras astro-nómicas, Emilio García, Raúl Martínez,Gregorio Molina y Ernesto Sánchez, y losque se incorporaron más tarde, CristinaRodríguez, Ángel de la Torre y nuestroinolvidable compañero Lucas Lara, queríaescribir estas líneas. A ellos se las dedico.

ENTRE BASTIDORES SUSANA MARTÍN RUIZ (IAA-CSIC)REENCUENTRO A LA LUZ DE LAS ESTRELLAS

u La mayoría de las estrellas, debidoa la rotación y a su carácter gaseoso,muestran cierto achatamiento en lospolos. Pero algunas rotan casi a lavelocidad de ruptura -un límite de velo-cidad que, de superarse, provocaríaque la estrella literalmente se rompie-ra-, lo que causa que su forma sea cla-ramente achatada (algo que tambiénpuede ocurrir en estrellas binarias cer-canas debido a la atracción mutua).Para determinar la temperatura deestas estrellas deformadas se empleael teorema de von Zeipel, que a pesarde su uso generalizado desde hacecasi un siglo nunca estuvo exento dedebate. Ahora, Antonio Claret, del IAA,ha demostrado que este teorema pre-senta graves desviaciones y debeincluirse en un modelo más amplio.En 1924, el astrofísico sueco EdvardHugo von Zeipel demostró teórica-mente que, para estrellas achatadascalientes – con temperaturas de másde 8000 grados - la temperatura esproporcional a la gravedad local.Introducía así el concepto "oscureci-miento por gravedad", que provocaque en una estrella achatada la tem-peratura en los polos sea mayor que

en el ecuador (en el Sol este efecto esapenas perceptible debido a su bajatasa de rotación). "El valor que von Zeipel asignó aloscurecimiento por gravedad ha sidomuy discutido teóricamente y, recien-temente, se han publicado trabajosobservacionales que desvelan desvia-ciones importantes", comenta AntonioClaret (IAA-CSIC). La aplicación de unexponente de oscurecimiento por gra-vedad erróneo supone una determina-ción defectuosa de la termodinámica

de la estrella, que a su vez implica laobtención de valores de luminosidad,masa y edad equivocados. Centrándose en casos de estrellasmuy deformadas y gracias al empleode ecuaciones de transporte de ener-gía más elaboradas, Antonio Claret hademostrado las limitaciones del teore-ma de von Zeipel al tiempo que haconciliado los nuevos valores teóricoscon los observacionales. Así, con este nuevo formalismo, pue-de conocerse el oscurecimiento por

gravedad desde el interior hasta laatmósfera de las estrellas, y de él sederiva una conclusión importante: elteorema de von Zeipel solo es aplica-ble a las regiones más profundas de laestrella y es un caso particular delnuevo modelo. Sin embargo, lo quelos astrofísicos observan son necesa-riamente las capas más externas, demodo que este nuevo modelo consti-tuye la alternativa correcta para deter-minar los parámetros esenciales de laestrella con precisión. "Von Zeipel nose equivocó, sino que desarrolló unmodelo que debía completarse: falla-ba en las capas externas y tampocoera aplicable a estrellas frías, lo quese ha resuelto con este nuevo modeloteórico", concluye Claret.

Se revisa el teorema de Von Zeipel

Para medir la temperatura de las estrellasachatadas se emplea, desde hace casi unsiglo, un teorema que ahora se hademostrado incompleto

SALA limpiapor Miguel Abril (IAA)

la pregunta:

¿CUÁL DE ESTOS DATOS RELATIVOS AL SISTEMA DE POSICIONAMIENTO GLOBAL ES FALSO? A) PRECISIÓN EN LOCALIZACIÓN: ¡UNOS CENTÍMETROS!B) PRECISIÓN EN TIEMPO: ¡MILMILLONÉSIMAS DE SEGUNDO!

C) NÚMERO DE SATÉLITES: ¡78! D) ALTURA DE LOS SATÉLITES: ¡MÁS DE 20000 KILÓMETROS!

Planteábamos en el últimonúmero si una cucarachapodía entrar en una salalimpia. Pero empecemospor el principio. ¿Qué es

eso de una "sala limpia"? ¿Es que losdespachos donde trabajamos estánsucios? ¿No los dejan todas las maña-nas Rosi et al. como los chorros deloro? ¿Y acaso no somos los científicosgente aseada que nos duchamostodos los días? Sí, vale, todo eso escierto –salvo, en algunos casos, lo últi-mo–, pero una sala limpia, también lla-mada sala blanca, va mucho más allá.Estos entornos se caracterizan porqueen su interior el nivel de contaminación

se mantiene bajo control, para lo cualse aplican varias técnicas. Por ejem-plo, inyectar aire procedente del exte-rior haciéndolo pasar a través de variasetapas de filtros de eficacia creciente,diseñar los interiores sin esquinas paraevitar la acumulación de suciedad o uti-lizar materiales –no solo en la etapa deconstrucción de la sala, sino tambiéndurante su uso posterior– que no libe-ren partículas. Además, el aire del inte-rior de la sala se mantiene a mayorpresión que el de las zonas de accesoy vestuario, con el objeto de crear unflujo de aire hacia el exterior que eva-cúe las partículas en suspensión cuan-do se abren las puertas. Dicho todo

esto, queda claro que la respuestacorrecta a la pregunta que planteába-mos es la d (una cucaracha sí puedeentrar en una sala limpia). Y es que lanormativa de salas limpias clasifica lasinstalaciones en función del númeromáximo de partículas mayores de undeterminado diámetro dentro de unvolumen de aire. Las salas limpias delIAA son de clase 100.000 (en realidad,clase 8 según la actualizada, aunquemenos intuitiva, clasificación ISO), locual quiere decir que hay menos de100.000 partículas mayores de mediamicra por pie cúbico de aire en sala.Sin embargo, la normativa no dicenada de cucarachas. Incluso si consi-deráramos a estos simpáticos insectoscomo partículas, habría que tratarlas atítulo individual, y una sola partículamás en la sala no haría que se perdie-ra la calificación. Por otra parte, la respuesta b (sí que

puede entrar, siempre que rellene elformulario de reserva) podría sercorrecta si considerásemos a la cuca-racha como usuario, pero no si le dié-ramos el rango de partícula. Las partí-culas no tienen por qué rellenar el for-mulario. LOS USUARIOS SÍ, LEÑE! *.Por último, decir que la respuesta c (sípuede entrar, si rellena el formulario yutiliza vestimenta adecuada) no esmás correcta que la b, incluso si consi-deramos a la cucaracha como usuario.Las mayores fuentes de contaminaciónen salas limpias son la suciedad adhe-rida al calzado, las partículas presen-tes en el cabello y las escamas y célu-las de la piel muerta (lo cual justifica laobligatoriedad de ponerse patucos,gorro y bata, respectivamente), por loque el hecho de que los dictiópteros notengan ni pelo, ni piel, ni zapatos, nosrevela una cruda realidad: somos mássucios que las cucarachas.

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la respuesta:

Para introducir el próximotema voy a remontarmea unos cuantos añosatrás. Como todos losque ya teníamos uso de

razón cuando España fracasó en sumundial, yo crecí con la vista puestaen una mítica fecha: el año 2000. Miimaginación volaba hacia las imáge-nes con las que las películas de cien-cia ficción habían inundado nuestrascabezas: coches voladores, coloniza-ción espacial, robots que nos hacíanla comida… Desde mediados de losnoventa vivimos distraídos por la posi-bilidad de que el mundo civilizado separalizara con el nuevo siglo por unpequeño bug informático, pero unavez comprobamos con alivio y –paraqué vamos a negarlo– con ciertadecepción, que el efecto 2000 era unasoberana memez, nos dimos cuenta

de que la realidad no era como nos lahabían pintado. Ni siquiera ahora,más de una década después, se hanhecho realidad aquellas imágenes: loscoches no vuelan por las calles, nohemos llegado ni a Marte y a losrobots los vemos solo en los teledia-rios de Matías Prats. Sin embargo, noquiere decir esto que la tecnología sehaya detenido. Más bien al contrario,ha avanzado con pasos gigantes,aunque muchas de las innovacionesse limitan a aplicaciones muy especia-lizadas y otras permanecen, demomento, en laboratorios lejos delconocimiento del común de los morta-les. Pero hay, vaya si los hay, inventosde esos que hace treinta años muypocos soñaban. Según una recienteencuesta realizada entre más de dospersonas (mis compañeros de despa-cho y yo mismo), los avances más

espectaculares para el hombre de lacalle han sido tres: la posibilidad deestar continuamente interconecta-dos (teléfonos móviles), el accesoinstantáneo a cantidades ingentesde información (Internet) y la capaci-dad de conocer nuestra posición encualquier punto del planeta (GPS).

Esta última, en concreto, es unainnovación realmente sorprendente,cuya familiaridad y sencillez de usonos hace olvidar su complejidad tec-nológica. En el próximo númerointentaremos arrojar algo de luzsobre ello, para lo cual la preguntaque planteamos en este es…

* El autor es responsable del control de acceso a las salas limpias del IAA

A)NO, POR SUPUESTO. B)SÍ, SI RELLENA EL FORMULARIO DE RESERVA.C)SÍ, SI RELLENA EL FORMULARIO DE RESERVA Y UTILIZA VESTIMENTA DESECHABLE. D)SÍ, LA NORMATIVA NO LO IMPIDE.

¿Puede una cucaracha entrar en una sala limpia?

Es una galaxia espiral con una masa total similar a la deAndrómeda, que muestra cuatro brazos cuando la observamosen las longitudes de onda más azules y solo dos cuando nosmovemos al infrarrojo cercano. Está formada por cinco grandessubsistemas: [1] Un disco galáctico joven (disco fino) constitui-do por gas y estrellas en una proporción de 1:9 en masa, conrotación diferencial (varía con el radio de una forma no lineal) yun alto valor de velocidad de rotación, 260 km/s, en las cerca-nía del Sol. Los objetos del disco son jóvenes y ricos en meta-les. [2] Un disco grueso formado por estrellas más viejas ymenos metálicas, que parece rotar a una velocidad inferior a ladel disco fino (en torno a un 60% de la velocidad del disco finoen la vecindad solar). Se estima un espesor promedio de cincoveces el disco fino. [3] Un halo estelar formado por las estrellasmás viejas de la Galaxia; poco denso, alberga los cúmulos glo-bulares. [4] Un bulbo con forma de cacahuete que parece mos-trar una mezcla de poblaciones estelares, con diferentes edadesy metalicidades, y que gira lentamente. [5] Un agujero negrocentral con una masa de unos 3,5 millones de masas solaresrodeado por una población estelar de naturaleza incierta. A mediados de los 90, dos experimentos fundamentales dieronla pista para explicar la formación de las galaxias observadas ennuestro universo local. La imagen más profunda del universo(Hubble Deep Field) y, por lo tanto, la que mostraba las galaxiasmás primitivas, indicaba que, en promedio, estas eran máspequeñas que las observadas hoy día y que presentaban unaalta frecuencia de interacción. Las galaxias parecían crecerdevorando a las más pequeñas que entraban en su trampa gra-vitatoria. En 1995 un resultado fortuito mostró que la VíaLáctea estaba engullendo a la galaxia enana de Sagitario.Nuestra Galaxia parecía crecer de la misma forma. Pero, ¿todaslas galaxias se forman así? Pues parece que sí: la distribuciónde galaxias a gran escala, caracterizada por una mezcla de fila-mentos, nudos, y huecos (como un jersey de punto visto almicroscopio) es actualmente reproducible por modelos domina-dos por la materia oscura que interacciona gravitatoriamentedentro de un marco de energía oscura. En esos modelos vemosa las galaxias interactuar, chocar y formar nuevos objetos másmasivos y con un alto grado de estructura. A esta escala todoparece concordar. Entonces, ¿cuál es el problema?

LA VÍA LÁCTEACIENCIA: PILARES E

INCERTIDUMBRES

POR EMILIO J. ALFARO (IAA)

EL BULBO GALÁCTICO, FOTOGRAFIADO

POR EL SATÉLITE COBE (NASA)

Pilares científicos

Galaxia es un nombre antiguo para unconcepto moderno. En 1925, EdwinHubble confirmó que Andrómeda noera una nebulosa de gas dentro denuestro propio, y hasta entonces único,sistema estelar, sino otro universo isla,otro lejano conglomerado de gas yestrellas. El mismo Hubble no tardó enpublicar la correlación entre la velocidady la distancia de estos objetos respectoa un observador galáctico, que se tra-dujo en la expansión del universo.Aparte de sus implicaciones cosmológi-

cas, este descubrimiento abría tambiénlas puertas a la investigación de la VíaLáctea. Los objetivos eran fáciles deelegir y difíciles de conseguir: ¿Cómose formó nuestra Galaxia?, ¿cómo evo-lucionó?, y ¿cómo es ahora? El progra-ma tenía sus fundamentos metodológi-cos en tres puntos de referencia: a)Puedo conocer las propiedades del gasy las estrellas en diferentes regiones dela Vía Láctea (desde dentro); b) puedocomparar lo que observo con las imáge-nes de otras galaxias y verificar si sono no de la familia y qué grado de paren-tesco tienen; y c) conforme vaya hacia

corrimientos al rojo (velocidades) muyaltos estaré viendo galaxias formadasen las primeras etapas del Big Bang ypuedo, por lo tanto, intentar establecerun modelo de evolución temporal deestos objetos.Desde entonces se han dado variospasos en la dirección adecuada.Algunos tuvieron que ver con el des-arrollo tecnológico -detectores en otraslongitudes de onda o situados en elespacio-, mientras que otros provinie-ron del conocimiento, trabajo y pasiónque los astrónomos del mundo ponendiariamente en analizar estos datos.

INTRO

Cuando nos movemos a la escala de una galaxia, cuando nosfijamos en sus diferentes componentes, las predicciones denuestra más avanzada cosmología parecen ir en contra de loobservado. Si la formación de la Galaxia es un proceso jerár-quico de menor a mayor, con múltiples interacciones, encuen-tros y choques a lo largo de la vida de la Galaxia, estructurascomo el disco fino deberían de ser rara avis y no ubicuas comose observa. Los choques e interacciones deberían transformaresta frágil componente en otra morfología más "caliente", unbulbo o un disco grueso pero, en cambio, ahí está. El númerode interacciones y encuentros con otras galaxias satélites,ocurridas a lo largo de su vida, deberían dejar numerososescombros estelares en el halo procedentes de estos objetos.Sin embargo se han detectado pocas huellas del paso de estossatélites (el problema de los satélites desaparecidos).

Incertidumbres

La Vía Láctea es un estupendo laboratorio para la cosmología.Las hipótesis físicas en las simulaciones cosmológicas y/o enla interpretación de las observaciones galácticas necesitan deuna revisión profunda. Estas revisiones solo pueden estarbasadas en un mejor conocimiento de nuestra propia Galaxia.La misión Gaia de la ESA, que nos proporcionará informaciónsobre mil millones de estrellas de la Vía Láctea, es la granesperanza.

Conclusiones

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).

El (CSIC) convoca la segunda edición deInspiraciencia, un concurso de relatos de inspi-ración científica en el que pueden participarpúblicos de todas las edades.El concurso tiene dos categorías (juvenil y adul-tos) y dos modalidades (relatos cortos y micro-rrelatos). Como novedad de esta edición, ade-

más de los idiomas catalán y castellano, lasobras también se pueden presentar en gallego.Cada concursante podrá publicar un relato paracada modalidad.Los relatos se pueden publicar en la webhttp://www.icmab.es/inspiraciencia Fecha límite: hasta el 15 de marzo de 2012.

INSPIRACIENCIA

http://www.icmab.es/inspiraciencia/http://www.icmab.es/inspiraciencia/

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

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

23 feb

24 nov.

Bernardo Herradón (IQOG-CSIC)

Ricardo Amorín (IAA-CSIC)

Todo es Química,... también en 2012

Las galaxias "guisante": Una visión cercana

del universo primitivo

LAS CONFERENCIAS SE RETRANSMITEN A TRAVÉS DE INTERNET EN WWW.SONOVOZ.COM,DESDE DONDE TAMBIÉN PUEDEN DESCARGARSE SESIONES ANTERIORES

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA. CICLO LUCAS LARA

En octubre de 2011 comenzó la emisión de El Radioscopio, unprograma de divulgación científica realizado y producido desdeCanal Sur Radio en colaboración con el Instituto de Astrofísicade Andalucía (IAA-CSIC). Presentado y dirigido por SusanaEscudero (RTVA) y Emilio J. García (IAA), este programa ya haabordado temas tan diversos como los extremófilos, el autis-mo, la biodiversidad, la memoria o los asteriodes. Veincincominutos semanales de ciencia rigurosa, variada y amena.

D E S T A C A D O S

EYES ON THE SOLAR SYSTEM

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

“Eyes on the Solar System” es una aplicación en tres dimensiones desarrollada porla NASA que permite explorar a fondo el Sistema Solar: planetas, satélites y misio-nes a un solo click.

http://solarsystem.nasa.gov/eyeshttp://solarsystem.nasa.gov/eyes

EL RADIOSCOPIO