AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.es/revistaOCTUBRE DE 2011, NÚMERO 35

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

http://www.iaa.es IMAGEN: Nebulosa Dumbbell. Fuente: ESO

Exploración cometariaEspectroscopía (I): leyendo entre líneas

nebulosas planetariasContando

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

SUMARIOREPORTAJESNebulosas planetarias ...2¿Solo 25 años de ciencia cometaria?...6Leyendo entre líneas (I) ...11DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. La física del Correcaminos ...14EL “MOBY DICK” DE... Isabel Márquez (IAA-CSIC) ...16

CIENCIA EN HISTORIAS. La ciencia es un fraude...desde siempre ...17ACTUALIDAD ...18ENTRE BASTIDORES ...20-21 SALA LIMPIA ...22 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Agujeros negros...23AGENDA/RECOMENDADOS ...24

SEGURAMENTE TODOS NOSHABREMOS PREGUNTADO ENALGUNA NOCHE OSCURA, cuandomiramos absortos al cielo, cuántas estre-llas pueden encontrarse arriba en el fir-mamento. Por más que pueda parecernosdifícil hallar una respuesta, la preguntano deja de tener gran interés. De hecho,una buena parte de la información sobrela estructura de nuestra galaxia, la VíaLáctea (o simplemente la Galaxia), pro-cede del conteo de estrellas. La idea es

sencilla: en aquellas direcciones dondehay una mayor densidad superficial deestrellas, podremos afirmar que nuestragalaxia tiene una mayor extensión, mien-tras que donde hay menos estrellas serámenor. Es como mirar a través de unbosque.Por supuesto, el problema es un pocomás complejo. En primer lugar, la VíaLáctea no tiene una estructura sencilla,sino que está compuesta por diferentesbrazos espirales que se arremolinan entorno a su núcleo. En segundo lugar,nuestra ubicación en uno de los brazosespirales no facilita el trabajo.Finalmente, pero no menos importante,la Galaxia no es igualmente transparenteen todas las direcciones en las que mire-mos. Grandes cantidades de polvo nosimpiden detectar aquellas estrellas que seencuentran a grandes distancias en suplano, el conocido como Camino deSantiago, o hacia su centro, en la conste-lación de Escorpio. A pesar de todasestas complicaciones, hemos sido capa-ces de estimar la forma de nuestra gala-xia y llegar a determinar el número deestrellas que la componen, en torno atrescientos mil millones de estrellas (untres seguido de once ceros). El procedimiento de contar, aunquepueda parecer burdo, es de gran utilidad

en astronomía. Tomemos, por ejemplo,una porción de la Vía Láctea y contemosestrellas de diferentes tipos. Llegaremosa la conclusión de que hay muchas másestrellas amarillas y anaranjadas, comonuestro Sol, que azules, es decir, haymuchas más estrellas de tipo solar queestrellas mucho más masivas. Estamos,pues, aprendiendo sobre la distribuciónde masas de las estrellas, es decir, cuán-tas estrellas se forman para cada interva-lo de masas. Igualmente, si contamos elnúmero de estrellas de cada tipo en doscúmulos globulares, veremos que la dis-tribución no es la misma. En el cúmulomás viejo, las estrellas más azules sehallan en menor número, han desapareci-do. En este caso, estamos aprendiendoque las estrellas más masivas evolucio-nan más rápidamente que las menosmasivas.

¿Cómo acabará el Sol?Una de las afirmaciones “clásicas” de laastronomía actual asegura que el Sol aca-bará su existencia como una nebulosaplanetaria, una burbuja de material ioni-zado altamente enrarecido que rodeará loque fuera el núcleo estelar por un cortoperiodo de tiempo, no mucho más detreinta mil años, antes de disiparse en elmedio interestelar. En realidad, los

EPORTAJESCONTANDO NEBULOSAS PLANETARIAS R

EL “CONTEO” DENEBULOSASPLANETARIAS SE ESTÁREVELANDO COMOUNA EFICAZESTRATEGIA PARAPROFUNDIZAR EN SUNATURALEZAPor Martín A. Guerrero Roncel(IAA-CSIC)

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Imagen en falso color obtenida en el Telescopio Óptico Nórdico(NOT) del Observatorio del Roque de los Muchachos de lanebulosa planetaria Kn 26, nombrada así en honor a su descu-bridor, Matthias Kronberger.

¿Cuántas nebulosasplanetarias hay en la Galaxia?

De fondo, imagen La Vía Láctea (ESO). Superpuestas, la nebulosa del Ojo deGato, NGC 3132, M2-9 y la nebulosa del Anillo (HST)

modelos teóricos afirman que todas lasestrellas con una masa inicial de entre0,8 y ocho veces la masa del Sol acaba-rán en forma de nebulosa planetaria.Bueno, eso es lo que afirman los mode-los, pero no hay observación posible quenos permita determinar los límites exac-tos de la masa inicial de las estrellas quese convertirán en nebulosa planetaria. Es entonces cuando contar puede ayudar-nos. Si todas las estrellas dentro de uncierto rango se convirtieran en nebulosasplanetarias, como creemos ahora, enton-ces a partir del número de estrellas y deltiempo que les lleva su evolución seráposible inferir cuántas nebulosas planeta-rias se forman por intervalo de tiempo.Entonces, conocido el tiempo que tardauna nebulosa planetaria en disiparse en elmedio interestelar, podremos determinarcuántas nebulosas planetarias deben exis-tir en nuestra galaxia. Por supuesto, haymuchas incertidumbres en los modelos deevolución estelar, la población de estrellasy la vida media de una nebulosa planeta-ria pero, considerando todos ellos, losmodelos predicen que habríamos de espe-rar un número de nebulosas planetarias deentre 33.000 y 60.000. ¿Está este númeroen acuerdo con las observaciones? Lo cierto es que hay grandes discrepan-cias. El número de nebulosas planetariasque se conocía hace unos años en la VíaLáctea era de unas 2.500, muy lejos delas estimaciones teóricas incluso cuandose hacen correcciones al alza para incluiraquellas que no detectamos para llegarhasta las 8.000 nebulosas planetarias. Obien hay aspectos básicos en la evoluciónestelar y formación de las nebulosas pla-netarias que no entendemos correctamen-te, o bien hay una población significativade nebulosas planetarias que no hemoshallado aún.

Buscando las que faltanDada esta extraordinaria discrepancia, seha sugerido que la formación de unanebulosa planetaria se produce solo cuan-do la estrella progenitora forma parte deun sistema binario. Solo así, se afirma,es posible que la estrella progenitora, conel tirón gravitatorio adicional de la com-pañera, pueda deshacerse de su envoltu-ra en una escala de tiempo lo suficiente-mente corta; así, la estrella alcanza latemperatura superficial adecuada paraionizar el material circundante antes deque este se disipe en el medio intereste-lar. ¿Será entonces posible que nuestroSol no llegue a convertirse nunca ennebulosa planetaria?

Antes de llegar a esta conclusión hemosde continuar la búsqueda de nuevas nebu-losas planetarias, estar seguros de que lashemos detectado todas o, al menos, quesabemos cómo corregir el número deobjetos que se han detectado con el cál-culo de los que no lo han sido. En losúltimos años se han llevado a cabo gran-des esfuerzos observacionales en buscade nuevas nebulosas planetarias. El pri-mero de ellos, liderado por QuentinParker (Macquarie University,

Australia), se conoce como MASH (delinglés Macquarie/AAO/Strasbourg H-alpha Catalogue of Galactic PNe). Estetrabajo ha usado datos del catálogo en H-alfa del Anglo-Australian ObservatoryUK Schmidt Telescope (AAO/UKST)para descubrir en torno a mil doscientascincuenta nuevas nebulosas planetarias.Por tanto, por sí solo MASH ha aumen-tado en un 75% la población de nebulo-sas planetarias de la Galaxia. PeroMASH no solo ha proporcionado elmayor incremento en el número de nebu-losas planetarias sino que, dado que todas

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Imagen en falso color obtenida de la Nebulosa delCollar por Daniel López (IAC). El recuadro arriba a laderecha muestra la región central, tal como ha sidoobservada por el telescopio espacial Hubble.

¿Será entonces posible quenuestro Sol no llegue a

convertirse nunca en nebulosaplanetaria?

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las observaciones fueron llevadas a cabocon la misma instrumentación, la muestratiene una gran homogeneidad, lo que con-fiere gran valor a los estudios estadísticosque de ella puedan derivarse. Y, tal vez loque es más importante, todas estas nuevasdetecciones han sido seguidas por unintenso programa de observaciones espec-troscópicas que han confirmado la natura-leza de las fuentes y, en un cierto númerode casos, han excluido el objeto en cues-tión al tratarse de regiones H II compac-tas, estrellas simbióticas, estrellas conlíneas de emisión, estrellas masivas evolu-cionadas de tipo Wolf-Rayet, restos desupernovas o incluso galaxias cuyas mor-fologías pueden asemejarse a las de nebu-losas planetarias. En el hemisferio norte también se handesarrollado esfuerzos en este sentido. Elprimero que debemos mencionar ha sidoliderado por George Jacoby (WIYNObservatory, EEUU) y ha estado centra-do en la búsqueda de elusivas nebulosasplanetarias extensas de muy bajo brillosuperficial. Para este trabajo, el investi-gador ha “reclutado” a un grupo devoluntariosos astrónomos aficionadosque, tras repartirse diferentes áreas delcielo, han analizado minuciosamente lasplacas fotográficas del Digital SkySurvey. El resultado ha sido sorprenden-te: decenas de nuevas nebulosas planeta-rias que habían pasado anteriormenteinadvertidas. Los astrónomos aficionadosno han trabajado en balde: muchos deestos objetos, como el que se muestra enla página 2, se conocen ahora por elnombre de sus descubridores. Como sesuele decir, el trabajo duro tiene surecompensa …

Peinando hemisferio norteA pesar de estos progresos, faltaba unaaportación similar a la de MASH en loscielos del hemisferio norte. Esta ha sidorealizada por IPHAS (del inglés IsaacNewton Photometric H-alfa, r, i surveyof the Northern Galactic Plane), un pro-yecto liderado por Romano Corradi(Instituto de Astrofísica de Canarias), encoordinación con Quentin Parker, que hausado observaciones obtenidas con lacámara de amplio campo del TelescopioIsaac Newton del Observatorio delRoque de los Muchachos (La Palma,Tenerife). Mediante la comparación deimágenes en filtros anchos (r, i) y estre-cho de H-alfa, este trabajo ha posibilita-do la identificación de más de mil candi-datos a nebulosa planetaria; algunas deellas tan espectaculares como la

Nebulosa del Collar que se muestra en lapágina contigua.Las características de IPHAS son, enmuchos sentidos, similares a las deMASH, del que puede considerarse unperfecto seguimiento para el hemisferionorte. Sin embargo, no existe un segui-miento espectroscópico sistemático deestos candidatos que nos permita confir-mar su naturaleza de nebulosa planetaria.Con tal fin, se ha iniciado un programapiloto de confirmación espectroscópicade la muestra de candidatos IPHAS usan-do el espectrógrafo ALBIREO en eltelescopio de 1,5 metros delObservatorio de Sierra Nevada en cola-boración con Parker y Corradi. Si losresultados son satisfactorios, como espe-ramos, el proyecto se extenderá duranteaños hasta observar todos aquellos candi-datos con brillo superficial suficiente-mente alto para ser observados con estaconfiguración instrumental. Será un largo camino que esperamos con-duzca a un número significativo de publi-caciones y producción científica. Por lopronto, podremos refinar la muestra denebulosas planetarias de IPHAS y los

espectros obtenidos nos permitirán deter-minar con gran precisión los flujos endiferentes líneas de emisión, lo que reve-lará propiedades básicas como la excita-ción nebular (que se encuentra relaciona-da con la temperatura superficial de laestrella), la densidad y temperatura delgas nebular, la extinción hasta el objeto ysu composición química. También espe-ramos encontrar objetos exóticos, enabsoluto relacionados con las nebulosasplanetarias, pero que serán interesantespor sí mismos. Volviendo al inicio, este trabajo nos ser-virá para seguir contando objetos, sepa-rando el grano de la paja. Sabremos conmayor precisión cuál es la densidad espa-cial de nebulosas planetarias en nuestragalaxia, cómo se distribuyen en ella ycuál es su población total. Estos resulta-dos son importantísimos para conocer lainfluencia de las estrellas progenitoras denebulosas planetarias en la evolución quí-mica de las galaxias, al contribuir al enri-quecimiento del medio interestelar. Y talvez lleguemos a entender la evolución deestas estrellas y la formación de las nebu-losas planetarias lo suficientemente bienpara que, cuando alguien nos preguntecómo acabará el Sol, sepamos dar unarespuesta acertada.

CONTANDO NEBULOSAS PLANETARIAS

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Se ha iniciado un programa deconfirmación espectroscópicade la muestra de candidatos

IPHAS desde el Observatorio deSierra Nevada

Imagen de una nebulosa planetaria nueva hallada porlos investigadores del proyecto IPHAS.

Fuente: L. Sabin, N. Wright y colaboración IPHAS.

CON EL TÍTULO DE ESTE ARTÍ-CULO ME PERMITIRÉ “CORRE-GIR” A LA ESA en el anuncio de su cele-bración del 25 aniversario de la misiónGiotto al cometa Halley*. La ciencia come-taria comenzó mucho antes. De no ser asíigualmente podría decirse que todavía no hacomenzado. En cualquier caso, aprovecha-remos otra fecha, el pasado 11 de septiem-bre, para celebrar el 26 (sí, 26) aniversariode la exploración espacial cometaria. Es un“olvido” frecuente pensar que la explora-ción espacial cometaria comenzó con lavisita de la nave Giotto al cometa Halley.Sin embargo, lo cierto es que la primeramisión espacial que visitó un cometa, en laque también participó ESRO, germen de laESA, fue la International CometaryExplorer –ICE- (NASA/ESA). Esta misiónera conocida inicialmente como ISEE-3 ytenía como objetivo el estudio de la interac-ción del viento solar y el campo magnéticoterrestre. Cuando la misión nominal ter-minó, la nave fue rebautizada como ICE yse dirigió al encuentro del cometa Halleypara estudiar la interacción del viento solary la coma (la estructura difusa de gas ypolvo característica) del cometa. En sucamino hacia el Halley, interceptó la órbitadel cometa Giacobini-Zinner, atravesó sucola de plasma y pasó, el 11 de septiembrede 1985, a 7.800 kilómetros de su núcleo.Así que la exploración espacial cometariacomenzó entonces y el primer cometa visi-tado fue el Giacobini-Zinner. Quizás estamisión se olvida porque la nave no propor-cionó imágenes (no estaba diseñada paraeso), o porque los resultados científicosobtenidos fueron casualmente publicadossolo un mes antes de que fueran eclipsadospor las espectaculares imágenes que tomóGiotto. Aún así, los datos que obtuvo ICEfueron de extraordinaria importancia. Enprimer lugar, sus medidas del campo mag-nético permitieron confirmar la validez delmodelo de Biermann y Alfven sobre la for-mación de las colas de plasma cometariasque suponía, nada más y nada menos, quela comprensión de la naturaleza del vientosolar: la dirección de las colas de plasma ylas velocidades de los iones que las formanse explican por la interacción de las partí-

culas que forman el viento solar y el campomagnético que estas arrastran con los ionesque se encuentran en la coma cometaria.Por otro lado, se comprobó que los compo-nentes mayoritarios del cometa eran ionesrelacionados con el agua, confirmando lasospecha de que el agua era el principalconstituyente en estos cuerpos. Y esoshechos son, a mi modo de ver, una de lasprincipales razones que justifican la explo-ración del Sistema Solar: la calidad de losdatos in situ nos permite contrastar hipóte-sis y verificar modelos con los que interpre-tar datos observacionales tomados desde laTierra que, de otra manera, podrían serespeculativos. Otra de las razones evidentesque, de nuevo en mi opinión, justifican laexploración espacial es, sin duda, el accesoa datos de calidad extraordinaria e informa-ción que no se puede obtener de otro modo.

Años 70-80: estado de la cuestiónEn los años 70 y 80 del pasado siglo sedesconocía la naturaleza de los cometas (y,oigáis lo que oigáis, aún lo sigue siendo,creedme). Había hechos ya firmemente

establecidos, como su naturaleza periódica,su pertenencia al Sistema Solar, lapresencia de algunos compuestos en lascomas y colas y los mecanismos básicos deformación de las colas de polvo. Y, aunqueen los años 70 se empezaba a sospechar queel componente volátil mayoritario era elagua, la composición era todavía unacuestión abierta. Lo mismo ocurría con lanaturaleza de la fuente de todo el materialque se observaba en los cometas –lo quehoy denominamos núcleo–, cuestión en laque convivían dos explicaciones: mientrasque el modelo de “banco de arena” sugeríaque los cometas eran un conglomerado degranos de polvo con material volátilembebido, el modelo de “bola de nievesucia” planteaba que se trataba de cuerpossólidos. Esta idea, que finalmente seimpuso, fue desarrollada por Fred Whippleen 1950 a partir de una propuesta planteadapor Friedrich Bessel un siglo antes: si loscometas fuesen cuerpos sólidos, laexpulsión de material desde ellos (queproduciría una fuerza similar a la quepermite desplazarse a un cohete) explicaría

SON YA DOCE LAS MISIONES DESTINADAS A LAEXPLORACIÓN COMETARIA (SI NO CONTAMOS LA FALLIDACONTOUR/NASA). QUIZÁS SEA BUENO INTENTAR HACERBALANCE CON ALGUNOS DE LOS EJEMPLOS QUE SUGIERENSU BENEFICIOPor Pedro J. Gutiérrez (IAA-CSIC)

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EPORTAJESEXPLORACIÓN COMETARIA R¿Solo veinticinco años deciencia cometaria?

Ilustración de Peter Apian de 1531 que detalla la evolución de la cola de un cometa.

* 25 years of comet science, 15 junio 2011 ESA

las diferencias entre las órbitas que seobservaban y las que tendrían los cometassi solo interviniera el tirón gravitatorio delSol. La convivencia de ambas hipótesis sedebía quizá a que las observaciones deradar de cometas que pasaban cerca de laTierra permitían ambas interpretaciones: sibien en 1980 se observó en el cometaEncke, por primera vez, el núcleo como uncuerpo sólido compacto, en otros cometas,como en el propio Halley en 1985, laintensidad y la forma espectral del ecorecibido correspondían a la reflexión de laseñal en una nube de partículas. Así, pensando que los cometas podrían sercuerpos sólidos pequeños que, al contenermaterial volátil, presumiblemente tenían unprocesado térmico y geológico limitado, seempezó a plantear que podrían ser unafuente valiosa de información para com-prender los procesos que tuvieron lugardurante la formación del propio SistemaSolar. Ese era, aproximadamente, el con-texto en el que se planearon las misionesespaciales al cometa Halley, cuyo 25 ani-versario fue en el pasado mes de marzo.

El cometa HalleyLa semana del 13 de marzo de 1986, elcometa Halley fue estudiado in situ porcinco sondas espaciales: la europea Giotto,las soviéticas Vega 1 y Vega 2 y las japo-nesas Suisei y Sakigake. Estas últimas,diseñadas como el ICE para estudiar lainteracción del viento solar con la comacometaria, confirmaron los resultados obte-nidos por ICE en la cola del Giacobini-Zinner. Pero, sin lugar a duda, los datosmás espectaculares fueron las imágenesópticas tomadas por las cámaras a bordo deGiotto. Las imágenes mostraban que elmodelo propuesto por Whipple era, esen-

cialmente, correcto: oculto tras la coma, lafuente de todo el material visible era uncuerpo sólido, monolítico e irregular concráteres y depresiones. Se pudo determinarque la superficie tenía un albedo del 4 %,mucho menor que el de los materiales másoscuros conocidos y similar al del carbónvegetal –el albedo representa la fracción deluz reflejada, magnitud muy valiosa paraconocer el balance energético y poder estu-diar la evolución térmica cometaria–.Hemos tenido que esperar al TelescopioEspacial Hubble y al desarrollo de comple-jas técnicas de procesado de imágenes parapoder determinar el albedo en otros come-tas. Esto se debe a que, cuando el núcleo esaccesible desde Tierra, se halla rodeado porla coma y no permite, generalmente, suobservación. Cuando no hay coma elcometa está muy alejado del Sol y no

puede observarse convencionalmente.En el caso del Halley se pudo determinar elvolumen aproximado del cuerpo y, calcu-lando la masa a partir de aceleraciones nogravitacionales, estimaron la densidad,magnitud de importancia fundamental paracomprender los procesos de formación delos cometas y del Sistema Solar. Su densi-dad (entre 200 y 700 kg/m3) indicaba quese trataba de un cuerpo muy poroso, mag-nitud, de nuevo, fundamental para intentartrazar la evolución cometaria e interpretarlas observaciones de elementos volátiles.Gracias al espectrómetro infrarrojo IKSembarcado en Vega se obtuvo que la tem-peratura superficial era casi 200 gradossuperior a la esperada por la sublimacióndel hielo, lo que indicaba que el núcleo sehallaba cubierto por un manto de materialrefractario y que confirmaba otra de lashipótesis de Whipple: el gas sublimadoarrastraba consigo las partículas de polvodejando atrás las más pesadas, que queda-rían formando un manto aislante; la subli-mación ocurría debajo de la superficie y elgas fluía a través de poros. IKS tambiénproporcionó la primera detección de lamolécula de dióxido de carbono, estimán-dose su proporción en un 1 % con respectoa la de agua. Esta última quedaba estable-cida, definitivamente, como el componentevolátil mayoritario.Los espectrómetros de masas mostraronque la coma presentaba una alta densidadde partículas pequeñas, imposibles deobservar desde tierra, lo que permitió esta-blecer en 0,3 la razón polvo-gas, tal y comosuponía el modelo de Whipple. Se com-probó además que existían tres tipos de par-tículas: un tercio estaban constituidas porelementos casi puros de bajo peso atómico(carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno),

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Cartel que conmemoraba el encuentro de la misión Giotto yel cometa Halley. El fondo del póster es una imagen ampli-ada del núcleo del cometa (ESA).

COMA:envoltura degas y polvoque rodea elnúcleo

NÚCLEO:mezcla de hielo ypolvo (fuente detodo el material quese observa)

COLAS:formadas por lainteracción delviento solar con lasmoléculas de lacoma

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Rotro tercio por silicatos y el tercio res-tante por una mezcla de los dos, conuna composición similar a las condritascarbonáceas, un tipo de meteoritos.Así, la exploración del Halley permitióelaborar el esbozo de lo que son en rea-lidad los cometas, pero quedaba lacuestión de si los resultados obtenidoseran generalizables a otros cometas.Una pregunta que resulta aún máslógica cuando se establecieron las dis-tintas regiones de formación de loscometas: la nube de Oort, de donde pre-sumiblemente procedía el Halley, y elcinturón de Kuiper (“descubierto” entrelos años 80 y 90), de donde procedenlos cometas de corto periodo como elBorrelly, Tempel 1 o Churyumov-Gerasimenko (imagen pag. contigua).

Nuevo impulso a la exploraciónTras el éxito de las misiones al Halley,la NASA, que había tenido escaso pro-tagonismo en su exploración, tomó elrelevo y trece años después del lanzamientode Giotto, el 24 de octubre de 1998, lanzóla sonda Deep Space 1 al encuentro delcometa Borrelly. Se trataba de una misiónesencialmente tecnológica y sus resultadoscientíficos quizás no han tenido la repercu-sión que merecían. Se buscaba, esencial-mente, probar el motor iónico, una nuevatecnología de paneles solares y el sistema

de navegación autónoma que posterior-mente utilizaría Deep Impact. Incluso losinstrumentos científicos eran instrumentos-prueba diseñados, esencialmente, para aho-rrar energía y masa. Aún así, y a pesar devarios problemas, DS1 nos proporcionó lasimágenes de más alta resolución de unnúcleo cometario obtenidas hasta esemomento y, se podría decir, el primermapa térmico de la superficie, aunque par-

cial y muy limitado en longitud deonda. Las imágenes de alta calidadobtenidas por DS1 supusieron elcomienzo de la “geología” cometaria.El núcleo, como el del Halley, era muyalargado (con una razón de ejes supe-rior a 2:1) y parecía indicar que en rea-lidad estaba formado por la acumula-ción de varios cuerpos. Este descubri-miento favorecía el modelo de forma-ción conocido como “pila de escom-bros”, basado en el supuesto de que elcinturón del Kuiper, donde se formóBorrelly, era en sus orígenes una regióndinámicamente inestable y con colisio-nes frecuentes. Además, las imágenes tomadas porDS1 mostraban la clara presencia dechorros de partículas de polvo. En miopinión, ese es otro de los principales

resultados de esta misión. Esas imágenes sesiguen utilizando para obtener informacióna partir de modelos hidrodinámicos com-plejos del polvo, comparando distribucio-nes de densidad teóricas con las observacio-nales. Información que posteriormente seutiliza para describir las primeras fases delacrecimiento en el Sistema Solar así comopara interpretar las imágenes ópticas toma-das desde la Tierra. Otro resultado impor-

Aunque existe un conocimiento amplio sobre las comas ycolas cometarias, observables desde la Tierra, el principal pro-blema reside en la conexión de lo que se observa con lo queestá presente en los núcleos. Para profundizar en ese tema, yasí poder extraer información para entender cómo se formó elSistema Solar, debemos intentar responder a dos preguntasfundamentales.

¿CÓMO SE FORMARON LOS NÚCLEOS COMETARIOS?Se podría decir que, intentando aglutinar, existen dos modelospara describir la formación de los núcleos cometarios, depen-diendo de las condiciones y procesos que reinasen durante la for-mación del Sistema Solar. En un extremo, apoyado en los mode-los dinámicos que favorecen la ubicuidad de las colisiones y enla forma en que los núcleos se fragmentan por fuerzas de marea,estaría el modelo conocido como “pila de escombros”. Estemodelo supone que la región de formación cometaria estabadominada por colisiones disruptivas (de relativamente alta velo-cidad) y los fragmentos originados se reacumularon para darlugar a cuerpos del tamaño de los kilómetros. Tendríamos asícuerpos que no serían primordiales en el sentido estricto de lapalabra. Los principales argumentos en favor de este modelo son,además de los ya mencionados, la forma bimodal (gran elonga-

ción de los núcleos cometarios) y la alta rugosidad vista en lassuperficies de los cometas visitados. En el otro extremo se encon-traría lo que podríamos llamar “modelo primordial”. Hay distin-tas versiones de este modelo que describen de manera diferentela formación de cuerpos del tamaño de los kilómetros. En cual-quier caso, todos coinciden en que la acumulación de materia seprodujo de manera suave, preservando la composición. En favorde este modelo estaría, por ejemplo, la detección de supervoláti-les, como la molécula de azufre, que sugieren temperaturas deformación inferiores a los 30 grados o la razón deuterio-hidró-geno estimada en diversos cometas, que tiene un valor muy supe-rior al que se estima para la nebulosa protosolar pero muy simi-lar al encontrado en agua interestelar.

¿CÓMO EVOLUCIONAN LOS NÚCLEOS COMETARIOS?De nuevo dos extremos. Incluso si se formaron de manera pri-mordial, en un extremo se sugiere que los núcleos habrían per-dido su carácter prístino tanto por calentamiento radiogénico (porel calor liberado por los elementos radiactivos presentes en lanebulosa solar) como por la energía liberada en el proceso decristalización (si el hielo prístino fuese amorfo). El principal argu-mento que se esgrime, además de consideraciones teóricas, esque no ha sido detectado hielo amorfo, el que se forma y man-

PREGUNTAS FUNDAMENTALES

Cartel de la pieza musical compuesta por Harry Lincoln enhomenaje a la llegada del cometa Halley en 1910.

tante fue la estimación, por primera vez eneste tipo de objetos, de las característicassuperficiales: Borrelly mostraba una super-ficie muy rugosa, con pendientes mediasque podían alcanzar los 55º. Más adelanteintentaremos sugerir la importancia de esteresultado.Unos meses después del lanzamiento deDS1, el 7 de febrero de 1999, NASAlanzó la misión Stardust con el objetivode capturar partículas de polvo tanto deorigen interestelar como del entorno delcometa Wild 2. Esta misión, la primeradiseñada para traer muestras de unaregión más allá de la Luna, proporcionóuna gran cantidad de material cometarioy confirmó, sin interpretaciones o ambi-güedades, que Wild 2 incorporó durantesu crecimiento una cantidad importantede silicatos cristalinos. El hallazgo deestos compuestos, que requieren tempe-raturas de formación muy altas, exigíaque los modelos de formación de discosprotoplanetarios contemplaran la circula-ción de material a gran escala desde lasregiones más calientes del Sistema Solar alas más frías, donde se formaron los come-tas. Hasta la fecha sabemos que esa circu-lación existió pero no qué mecanismos laprodujeron y en qué escalas de tiempo. El análisis de las muestras de polvo tambiénpermitió, en un trabajo minuciosamenteejemplar, la detección de glicina y de hidro-

carbonos aromáticos complejos, isotópica-mente parecidos a los encontrados en partí-culas interplanetarias recolectadas en laestratosfera. Ambos resultados reavivaronla idea que ya expuso Oró en los años 60del siglo pasado sobre la importancia delmaterial cometario en la química prebióticade la parte interna del Sistema Solar.

Otro resultado con importantes implicacio-nes proviene del análisis de varias de lasinclusiones ricas en calcio-aluminio, CAIsen inglés. Las CAIs encontradas en meteo-ritos se consideran los fragmentos más anti-guos del Sistema Solar y se han utilizadopara fechar su origen en 4.670 millones deaños. Ello se hace a partir de la determina-ción de abundancias de materiales radiacti-

vos y de sus productos. El análisis de lasCAIs encontradas en el polvo de Wild 2indica que estas no incorporaron gran can-tidad del elemento radiactivo 26Al (alumi-nio 26), pues no se ha detectado 26Mg,(magnesio 26) elemento al que decae el26Al. Esto indica que se formaron despuésque sus homólogas asteroidales, que lo

hicieron en una región con escasez delelemento radiactivo o bien que el espe-rado exceso de magnesio se ha diluidocon el tiempo. Esas tres posibilidadesson en realidad poco probables, por loque la pregunta queda abierta. La noinclusión de elementos radiactivos, porla causa que fuese, tendría importantesimplicaciones en la evolución térmicacometaria. Durante muchos años se haestado argumentando que si bien loscometas, al ser fríos y de baja masa,deben ser de los objetos menos evolu-cionados del Sistema Solar, el calor

generado por el decaimiento radiactivohabría, en cualquier caso, alterado suestado original y, por tanto, no serían prís-tinos. De hecho, la incorporación de 26Alen cantidades de la nebulosa solar seríasuficiente para transformar el hielo deestado amorfo (original) a cristalino, lo queliberaría gran parte de los posibles elemen-tos más volátiles que estaban atrapados ini-cialmente en la estructura amorfa. Segúnesa idea, los cometas no nos podrían infor-mar directamente de las abundancias primi-genias. La no detección de 26Al en lasCAIs del Wild 2 reabre, por tanto, eldebate sobre el carácter prístino cometario.Tras el éxito de DS1, NASA tenía previstoel lanzamiento de una nueva misión conuna mayor carga científica. Así, en julio de2002 se lanzó la misión Contour con elobjetivo de sobrevolar tres cometas diferen-tes. Desafortunadamente esa misión semalogró al fallar, posiblemente, el motorcuando se pretendía ponerla en caminohacia el primer cometa.La siguiente misión cometaria fue lafamosa Deep Impact (NASA). Esta misióntenía por objetivo el estudio de la superficiedel cometa Tempel 1, para lo que lanzócontra su núcleo un impactador de 370kilos. Sobre esta misión se ha escritomucho, de sus buenos resultados y quizásmerezca la pena planteárselo desde el otrolado. Como sabemos, la misión fue todo unéxito tecnológico y el impacto se produjo eldía 4 de julio del 2005. Además, los instru-mentos embarcados en DI también nosdejaron una gran cantidad de datos que aúnhoy se están analizando. Digno de mencio-nar es, por ejemplo, la obtención del pri-mer mapa de temperatura completo de la

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EXPLORACIÓN COMETARIA

tiene a bajas temperaturas. En el otro extremo se defiende el carácterprimigenio al existir hechos que sugieren la presencia de hieloamorfo: principalmente la observación de frecuentes aumentos deactividad que se podrían deber a la energía liberada en el proceso decristalización o la no detección de marcas espectrales del hielo crista-lino.

¿CONCLUSIONES?Formación y evolución evidentemente está acopladas y, en el mejorde los casos, cabrían combinaciones de los extremos mencionadosanteriormente. En cualquier caso, para describir la naturaleza cometa-ria, se hace necesario disponer de modelos termofísicos realistas.Hasta la fecha, la mayoría de los modelos se han centrado en aspec-tos térmicos, dando relativamente poca importancia a aspectos físicosy estructurales, por su evidente complejidad numérica. Algunas pre-guntas serían: ¿Es posible que la forma y la rugosidad se deban a laerosión cometaria? ¿es el amorfo impuro una fuente significativa deenergía? ¿Cómo evolucionan las razones entre los distintos volátiles,que tienen distintas presiones de saturación, en el interior del núcleoy cómo se relacionan con las observaciones? Deberían ser buenostiempos para el eclecticismo en un entorno maniqueo. Si uno cono-ciese la naturaleza de los cometas, ¿tendría sentido seguir estudiándo-los? Solo los afectados por un síndrome similar al de Cotard podrían.

Conceptción artística que muestra las dos regiones de ori-gen de los cometas: la nube de Oort y el cinturón de Kuiper.

NUBE DE OORT

CINTURÓN DE KUIPER

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superficie de un núcleo cometario. Comose ha repetido o insinuado en varias ocasio-nes a lo largo de este artículo, una de lascuestiones fundamentales relacionadas conlos cometas es la información que nos pue-den proporcionar en relación a la formacióndel propio Sistema Solar. Muchas de lasdeterminaciones, realizadas desde tierra, deabundancias de los distintos compuestosobservables en las comas y colas cometa-rias tienen ese objetivo último. Pero parainterpretar correctamente las abundanciasse ha de conocer cómo es la evolución tér-mica cometaria, y el mapa de temperaturaobtenido por DI nos ha proporcionado unconjunto de datos único con el que verifi-car los modelos termofísicos cometarios,aquellos que describen cómo evolucionanfísica y térmicamente los núcleos cometa-rios con el tiempo. Avanzo que, hasta lafecha, no hemos sido capaces de explicarlos datos térmicos obtenidos por DeepImpact y aprovecho aquí para hacer unpoco de autocrítica. A veces, uno se tieneque enfrentar a los argumentos de quienesestán en contra de la exploración espacial,que los hay. En mi opinión, la exploraciónespacial es necesaria, pero también esnecesario hacer y dedicar los esfuerzos quese requieren para extraer toda la informa-ción que contienen los datos. De otramanera se resta fuerza a cualquier argu-mento en favor de la exploración espacial.Hecho este paréntesis y volviendo al mapade temperatura que obtuvo DI, el primeranálisis realizado sugiere que la inercia tér-

mica, magnitud fundamental que controla lacantidad de calor que el cuerpo dirige haciasu interior y emplea en producir los elemen-tos observables en la coma, es muy pequeña–inferior a cien en unidades del sistemainternacional–. Sin embargo, un análisisdetallado muestra que en realidad esa iner-cia térmica, por sí sola, no explica todo elmapa de temperatura obtenido por DI, sinosolo el de la región más caliente. La zonamás fría muestra que hay diferencias detemperaturas de hasta 40 grados entre losdatos medidos y los resultados del modelotérmico. De hecho, sería posible mostrarque una inercia térmica un orden de magni-tud superior a la indicada “explica”, mate-máticamente, mejor los datos. Pero unajuste matemático no implica realidad físicay por tanto, y en mi opinión, la naturalezatérmica cometaria es hoy otra cuestiónabierta. Es posible que la discrepancia de 40grados se pueda deber a un efecto de larugosidad de la superficie (si recordamos,Borrelly nos mostró que su superficie eraaltamente rugosa y la rugosidad puede seruna “fuente” extraordinaria de energíasuperficial al producir autocalentamientopor reflexión y captación de la energíaradiada en el infrarrojo térmico) pero eso nose ha intentado todavía: ¿por qué? ¿hay quededicar un tiempo que no se tiene?Otro de los datos esperados de DI era ladeterminación del tamaño del cráter queprodujo el impactador, para discernir si setrataba de un cuerpo con tensión interna o,por el contrario, uno dominado por grave-

dad. DI, debido a la nube de polvo que seprodujo tras el impacto y a la brevedad delencuentro, no pudo determinar el tamañodel cráter. Para ello, NASA ha rebautizadola misión Stardust como NExT, con el obje-tivo de visitar de nuevo el cometa Tempel 1,tomar imágenes del núcleo y estudiar loscambios en su superficie. Los datos de estamisión, que ya han sido tomados, se estánanalizando actualmente. En 2007 Deep Impact fue rebautizada comoEpoxi, extendiendo su utilización. Los nue-vos objetivos de la nueva misión eran, porun lado, observaciones de exoplanetas y,por otro, la visita al cometa Hartley 2, quese produjo en noviembre del 2010. Losdatos que Epoxi nos ha dejado de Hartley 2son algo misteriosos. De nuevo, el núcleoaparece como un cuerpo muy alargado,como formado por varios cuerpos: ¿por quémuestran esta forma los núcleos cometa-rios? ¿evolución o formación? Pero quizásla pregunta más importante que nos hadejado Epoxi se relaciona con el dióxido decarbono, que no se puede observar desdeTierra debido a la atmósfera. Se ha podidodeterminar que la cantidad de dióxido decarbono observada en Hartley 2 es sesentaveces mayor que la cantidad de monóxidode carbono. Esto nos dice que la parteexterna del Sistema Solar tenía mucho másoxígeno de lo que predice cualquiera de losmodelos de discos protoplanetarios. Algono encaja y sin Epoxi podríamos no saberlo.Pero ¡no se vayan todavía, aún hay más!Próxima misión: Rosetta.

COMETA HALLEY

Misión:Fecha de encuentro:Núcleo: ¿Qué se averiguó?

Giotto (ESA)marzo 196816x8x8 kmNúcleo sólidoAlbedo muy bajo Muy porosoNúcleo cubierto dematerial refractario

COMETA BORRELY

Misión:Fecha de encuentro:Núcleo: ¿Qué se averiguó?

Deep Space Oneseptiembre 20018x3x3 kmNúcleo muy alargado(modelo de “pila deescombros”)Chorros de polvoSuperficie rugosa

COMETA WILD 2

Misión:

Fecha de encuentro:Núcleo: ¿Qué se averiguó?

Stardust(primeras muestras)enero 20045x5x5 kmRelación cometas y quí-mica prebiótica. Reabredebate sobre su carác-ter prístino

COMETA TEMPEL 1

Misión:

Fecha de encuentro:Núcleo: ¿Qué se averiguó?

Deep Impact(impactador)julio 20057x5x5 kmMapa de temperaturacompleto -abre debatesobre evolución térmicacometaria.

misiones: ALGUNAS CLAVES

Cuando la luz atraviesa un prisma se dis-persa en radiación de diferentes colores:esto es un espectro. El arco iris es un ejem-plo que todos hemos visto alguna vez -en

este caso la atmósfera de la Tierra hace elpapel del prisma que dispersa la luz solar-.El espectro de la luz, o espectro electromag-nético, se extiende desde las longitudes de

onda más cortas (rayos gamma) a las máslargas (radio). Nosotros únicamente detecta-mos la luz en el rango visible u óptico, delvioleta al rojo, porque las células fotorre-ceptoras del ojo (conos y bastones) solo sonsensibles a esta radiación. Somos ciegos,por tanto, a la radiación infrarroja, los rayosX, etc. La luz se comporta como una onda y, comotal, está caracterizada por su longitud deonda λ, que mide la distancia entre dospicos consecutivos de la misma. A cadacolor le corresponden longitudes de ondadiferentes, como se aprecia en la imagen.La luz, además, tiene comportamiento departícula. Las partículas de luz se llamanfotones y su energía depende de la λ según:

E = h c /λ

Donde h es una constante (constante dePlanck) y c es la velocidad de la luz.Esta sencilla fórmula nos dice que cuantomás energética es la radiación menor es sulongitud de onda. Por ejemplo, la luz ultra-

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL SOL? ¿HAY AGUJEROSNEGROS EN EL CENTRO DE LAS GALAXIAS? ¿Se estáexpandiendo el Universo? ¿Existen planetas alrededor de otras estre-llas? ¿Qué moléculas existen en el espacio interestelar? Contestar aestas y muchas otras preguntas ha marcado hitos importantes en lahistoria de la ciencia. Y hemos hallado muchas de las respuestas gra-cias a la espectroscopía, una técnica que los científicos hemos utili-zado en estudios astronómicos desde hace más de doscientos años.La espectroscopía también ha empezado a ganar adeptos entre losastrónomos amateur: comprender la información cifrada en losespectros de los objetos astronómicos abre a los amantes del uni-verso una infinidad de posibilidades para desarrollar estudios fasci-

nantes y relativamente sencillos, que no pueden abordarse con la téc-nica de la imagen.Con la pareja de artículos dedicados a la espectroscopía en astrono-mía que se publicarán en números consecutivos de la revista IAA,buscamos aportar las nociones básicas necesarias para que los lec-tores sean capaces de: 1) Identificar la naturaleza de los objetos astronómicos a partir de susespectros y comprender el origen de las diferencias 2) Entender cómo se utilizan los espectros para investigar las propie-dades físicas (temperatura, densidad) y cinemáticas (cómo se mue-ven) , así como la composición química de los objetos astronómicos 3) Entender cómo se ha utilizado la técnica de la espectroscopía paradar respuesta a algunas preguntas de gran relevancia, como las men-cionadas al principio de este artículo.Pretendemos además mostrar cómo los experimentos de laboratorioy las leyes físicas que los explican permiten asimismo explicar lascaracterísticas básicas de los espectros de objetos astronómicos.Para ello, antes de centrarnos en la aplicación de la espectroscopíaen la astronomía, es necesario comprender una serie de conceptossobre la naturaleza y comportamiento de la luz y de la materia, queabordamos en este primer artículo. Se mostrarán algunos ejemplossencillos e ilustrativos.

EPORTAJESINTRODUCCIÓN A LA ESPECTROSCOPÍA (I) RLeyendo entre líneas (I)

PRIMERO DE DOS ARTÍCULOS SOBREESPECTROSCOPÍA: EN ESTE VEREMOSLAS NOCIONES BÁSICAS, Y ELSIGUIENTE MOSTRARÁ LASAPLICACIONES EN ASTRONOMÍAPor Montse Villar (IAA-CSIC)

¿QUÉ ES UN ESPECTRO?

El espectro de la luz se extiende desde las longitudes de onda más cortas (rayos gamma) a las más largas (radio). Nuestros ojosson sólo sensibles a la luz visible, desde el violeta al rojo.

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violeta tiene longitud de onda más cortaque la amarilla. Es por tanto más energé-tica y por ello más peligrosa. De ahí quedebamos protegernos de sus efectos dañi-nos para la piel. Multitud de procesos astrofísicos dan lugara la emisión de radiación. El rango espec-tral en el que esta radiación es más intensavaría de unos escenarios a otros. Así,debemos decidir qué rango espectral es el

más adecuado a la hora de elaborar unaestrategia para el estudio observacional dedeterminados fenómenos y objetos astronó-micos. Por ejemplo, las reacciones nuclea-res en el interior de estrellas como el Solproducen energía de la que una fracciónimportante emergerá de la atmósfera este-lar en forma de radiación visible; los meca-nismos de enfriamiento del polvo en lasgalaxias generan emisión que domina en el

infrarrojo; los estallidos de supernovasproducen una intensa emisión en rayos X;el hidrógeno neutro emite en radio, etc.Todo ello significa que el universo serevela con aspectos muy diferentes depen-diendo de la longitud de onda en que loobservemos. Esto queda ilustrado en laimagen superior, donde se muestra unmosaico de imágenes de la Vía Láctea endiferentes rangos espectrales.

A mediados del siglo XIX, GustavKirchhoff (físico) y Robert Bunsen (quí-mico) realizaron experimentos de laborato-rio consistentes en analizar el espectro emi-tido por fuentes y elementos diversos. Sustrabajos dieron lugar a tres leyes fundamen-tales que, como veremos, nos ayudarán aidentificar la naturaleza de los objetos astro-nómicos a partir de sus espectros.1) Un objeto sólido incandescente o un gasdenso y caliente, sometido a muy alta pre-sión, emite un espectro continuo de luz. Esdecir, dentro de un rango espectral dado,emiten radiación en todas las longitudes deonda.2) Un gas tenue y caliente emite un espectrode líneas brillantes (líneas de emisión). Esdecir, emite luz tan solo a unas longitudesde onda determinadas. El espectro de líneas

de emisión depende de la composición quí-mica del gas.3) El espectro de una fuente de continuoobservado a través de un gas más frío mues-

tra líneas oscuras superpuestas (de absor-ción). El espectro de absorción es el inversodel espectro de emisión del gas (este emitey absorbe a las mismas longitudes de onda).

ESPECTROS CONTINUOS, DE LÍNEAS DE EMISIÓN Y DE ABSORCIÓN

Imágenes de la Vía Láctea a diferentes longitudes de onda. Dependiendo del rango espectral el aspecto es diferente, pues vemos distintos ingredientes de la Galaxia. Así, la imagen en infrarrojo mues-tra la distribución del polvo, mientras que en el óptico vemos estrellas y gas ionizado y en rayos X observamos objetos muy energéticos como supernovas y estrellas binarias de rayos X. Según qué fenó-menos y objetos queramos investigar, seleccionaremos el rango espectral adecuado para las observaciones. Fuente: NASA.

Un cuerpo, por el hecho de tener ciertatemperatura, emite un espectro continuo(primera ley de Kirchhoff). Cuanto máscaliente está el cuerpo, más energética esla radiación que emite, es decir, menor essu longitud de onda. De ahí que cuandointroducimos un pedazo de hierro en unhorno veamos cómo se pone incandes-cente y pasa sucesivamente del rojo alazul y al blanco a medida que aumenta sutemperatura. ¿Cómo se producen los espectros de

líneas de absorción y de emisión? La res-puesta reside en la estructura subatómicade la materia: es la mecánica cuántica enacción. Los átomos están formados por elnúcleo (protones y neutrones) y los elec-trones que orbitan a su alrededor. Loselectrones no son libres de moverse decualquier manera, sino que siguen órbitasfijas y a cada una de ellas le correspondeuna energía determinada. Un electrónpuede saltar entre órbitas absorbiendo ocediendo exactamente la energía correspon-

diente a la diferencia entre dichas órbitas.En un gas tenue y caliente, diversosmecanismos (recombinaciones, colisionescon otros electrones libres...) hacen quelos electrones ocupen órbitas de mayorenergía. Un electrón excitado perderá elexceso de energía saltando a una órbitainferior mediante la emisión de un fotón.Dicho fotón tiene una energía y por tantouna longitud de onda determinadas. Deahí que un gas tenue y caliente produzcaun espectro de líneas de emisión (segundaley de Kirchhoff-Bunsen). Cada línea esproducida por la contribución de los foto-nes emitidos por los electrones que saltan

Las leyes de Kirchhoff-Bunsen. Se ilustracómo se generan los espectros continuo,

de líneas de emisión y de líneas deabsorción.

LA ESTRUCTURA INTERNA DEL ÁTOMO

entre dos órbitas determinadas de un ele-mento dado en el gas (por ejemplo, el oxí-geno). Si colocamos este gas delante de unafuente de radiación de espectro continuo,la multitud de fotones que ilumina el gases ahora responsable de excitar los elec-trones a niveles superiores. Son por tantoabsorbidos por los átomos e iones del gas,despareciendo de esta manera del espectrocontinuo y dando lugar a las bandas oscu-

ras (líneas de absorción) que se observansobre él. Queda así explicada la terceraley de Kirchhoff-Bunsen.Cada elemento químico tiene una estruc-tura de órbitas electrónicas única. Por ellosu espectro es también único (imagen dela izquierda). Aquí está la clave de quepodamos determinar la composición quí-mica de los objetos astronómicos, desdelas atmósferas de planetas extrasolareshasta las galaxias más lejanas.

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INTRODUCCIÓN A LA ESPECTROSCOPÍA (I)

Con lo que hemos aprendido hasta ahora,podemos intentar ya identificar la natura-leza de los objetos astronómicos a partir desus espectros. Veamos cómo:1) Nebulosas. Como la de Orión, las nebu-losas están formadas fundamentalmentepor gas ionizado tenue y caliente. Por elloemiten un espectro de líneas de emisión(segunda ley de Kirchhoff-Bunsen).2) Estrellas. La mayor parte de la radiaciónque observamos de las estrellas procede dela fotosfera. Las capas más profundas, den-sas y calientes, emiten un espectro conti-nuo (primera ley de Kirchhoff-Bunsen). Alatravesar las capas más superficiales y fríasse producen las líneas de absorción (terceraley de Kirchhoff-Bunsen), conocidas como

líneas de Fraunhoffer en el caso del Sol.De ahí que las estrellas emitan un espectrocontinuo con líneas de absorción super-puestas.3) Galaxias. Cuando observamos una gala-xia nos llega la radiación integrada demuchas estrellas. Por ello, su espectro escontinuo con multitud de líneas de absor-ción superpuestas. Si la galaxia contienecantidades importantes de gas tenue y

caliente, su espectro mostrará ademáslíneas de emisión. Arriba vemos los espectros ópticos de tresobjetos astronómicos. El formato, dife-rente al mostrado en las figuras anteriores,es el que suele utilizarse en estudios astro-nómicos y representa el flujo (cantidad deenergía) emitido para cada longitud deonda. ¿A qué tipo de objeto creéis quecorresponde cada espectro?

El sonido emitido por un tren es más agudocuando se acerca a nosotros que cuando sealeja. Este fenómeno se conoce comoeffecto Doppler y afecta tanto a las ondasdel sonido como de la luz. El tono de unsonido depende de la longitud de onda.Cuando el tren se acerca a nosotros los picosde onda se acercan, es decir, la onda “secomprime” y esto resulta en un sonido másagudo. Cuando el tren se aleja ocurre locontrario, la longitud de onda aumenta y elsonido es más grave. De manera equiva-lente, el color que percibimos de una fuenteluminosa depende de su movimiento res-pecto a nosotros. Si se acerca, la longitud deonda será menor que en reposo y su espec-tro se desplazará hacia el azul. Cuando lafuente se aleja, el espectro se desplazará al

rojo. El efecto Doppler es la base de muchosestudios astrofísicos -nos basamos en él paracaracterizar los movimientos de las astros.Permitió, por ejemplo, descubrir a princi-pios del siglos XX que el universo se estáexpandiendo, tras observarse que los espec-tros de la mayoría de las galaxias están des-plazados al rojo -por tanto, se alejan unas deotras.Si una fuente de luz se mueve respecto alobservador con una componente de velo-cidad v a lo largo de la línea de visión,su espectro experimentará un desplaza-miento Δλ que, para cada longitud de

onda viene dado por:Δλ = λ - λ0 = λ0 x v / c

donde c es la velocidad de la luz(300 000 km/s) y λ0 es la lon-gitud de onda del espectro esta-cionario. Veamos un ejemplo.

La longitud de onda de la línea de hidrógenoHα en el laboratorio es 656.3 nanómetros.Cuando tomamos un espectro de la galaxiaMessier 87, detectamos Hα a 659.2 nm. ¿Seacerca o se aleja de nosotros esta galaxia?¿A qué velocidad? Los desplazamientos en longitud de onda enel espectro de los objetos astronómicos nospermiten reconstruir el movimiento de losmismos. Como veremos en el próximo artí-culo, el efecto Doppler nos permite, porejemplo, buscar planetas extrasolares a par-tir de los desplazamientos que experimentael espectro de la estrella que orbitan.

Cada elemento químico (como el hidrógeno, mercurio y neón en lafigura) tiene un espectro único. La identificación de las líneas en losespectros de objetos astronómicos nos permitirá determinar su com-posición química. El patrón de líneas de un gas (véase el hidrógeno,H) es idéntico tanto en emisión (arriba) como en absorción (abajo).

CÓMO IDENTIFICAR LA NATURALEZA DE LOS OBJETOS A PARTIR DE SUS ESPECTROS

EL EFECTO DOPPLER

En los conceptos e ideas presentadosaquí se hallan las claves para abordar unsinfín de cuestiones fundamentales paranuestra comprensión del universo

mediante la técnica de la espectroscopía.Esta nos ayuda a encontrar las estrellasmás viejas de nuestra galaxia, a averiguarsi una galaxia contiene un agujero negro

en su núcleo, a caracterizar la composi-ción química de las galaxias más leja-nas… En el próximo artículo veremosalgunas de estas aplicaciones prácticas.

EN 2010, UN GRUPO DEESTUDIANTES REALIZÓ EN EL IAA

UN IMPRESIONANTE PROYECTO QUEDESARROLLABA CONCEPTOS

FÍSICOS A TRAVÉS DE LASMAQUIAVÉLICAS ESTRATEGIAS DEL

COYOTE PARA ATRAPAR ALCORRECAMINOS. DE LAS 24

SECUENCIAS QUE IDEARON LASESTUDIANTES, ONCE FUERON

ILUSTRADOS POR UN DIBUJANTE.REPRODUCIMOS AQUÍ PARTE DE

LAS VIÑETAS. EL RESTO PUEDE VERSE EN LA

VERSIÓN DIGITAL DE LA REVISTA(www-revista.iaa.es)

DESIERTO DE ARIZONA/EXTERIOR /DÍAVemos un plano general del desierto de Arizona donde está sentado el coyote con cara de hambre. De repente, vemos cómo pasauna avioneta de la que se desprende un voluminoso paquete sujeto a un paracaídas. El paquete cae cerca de él. Este se sorprende y curio-so acude a mirar qué contiene. Abre el paquete y descubre sorprendido que se trata de un libro gordo. En la portada pone “1001descubrimientos científicos que cambiarán su vida”. Automáticamente el coyote arquea una ceja y pone cara de villa-no. Lo abre y se ve el índice con el título de los apartados. Los títulos numerados son: relatividad, gravitación cuán-tica, levitación diamagnética, ingeniería genética, acelerador de partículas (LHC)… Ojea el libro y va cobran-do interés por él. Se rasca la cabeza con el dedo índice pensando de manera malévola...

SECUENCIA 1

LABORATORIO/INTERIORComienza a verse cómocambia el coyote. Vemos cómole salen alas de la espalda. Echaa volar en círculos con cara de satis-facción. El correcaminos pasa pordelante de él y sale escopetado. En cadaaleteo del coyote percibimos cómo van apa-reciendo cada vez más nubes negras en el cielo, oscu-rece, sale viento y se empieza a producir un cambio declima. Finalmente vemos cómo un pequeño tornado seforma en el fondo de la imagen (horizonte). A medidaque se acerca al coyote, que está en primer plano, vaaumentando su tamaño. El coyote resulta engullido porel tornado, que también engulle al laboratorio. El coyotecae sobre el laboratorio. El correcaminos se abre pasoentre la nube de polvo y abre el libro por la página en laque pone: “Efecto mariposa”.

DESIERTO ARIZONA/EXTERIOR/NOCHEVemos al coyote ataviado con un gorro de pom-pón, un pijama a rayas y zapatillas azules. Lealumbra con un tarro lleno de luciérnagas. Vemosun plano de la hoja del libro que está leyendodonde pone “EFECTO TÚNEL: su atajo cuántico”.En el siguiente plano vemos cómo amanece. Enun plano general vemos una carretera que va sor-teando tres grandes masas rocosas a modo deeslalon. En el mismo plano vemos alCorrecaminos que aparece en escena corriendopor la carretera. En este momento el Coyote echaa correr tras él pero dirigiéndose directamentecontra las rocas con el fin de atravesar la monta-ña y recortar distancia. Se sorprende al atravesarla primera montaña con comodidad y confiado sedirige a la segunda acercándose un poco más asu presa. La vuelve a atravesar y se sitúa a esca-sos centímetros del correcaminos que siguehaciendo el “camino largo”. Aún más confiadoque antes se aproxima con cara de satisfacción asu tercer obstáculo. Se estampa contra la pared ycae hacia detrás dejando huella en esta. Mientrasestá tendido en el suelo le cae planeando delcielo una hoja en la que puede leer “Efecto túnel,a veces sí a veces no”.

SECUENCIA 15

AUTORAS:YAEL GUTIÉRREZ VELA

ALEJANDRA LAGUILLO DIEGOMARTA VILLA CORTAVITARTE

BAJO LA SUPERVISIÓN DE: ALBERTO AGUAYO DÍAZDIBUJOS: MARCOS PRIOR

SECUENCIA 13

LA FÍSICA

otros yensayosdeconstrucción

DESIERTO ARIZONA/EXTERIOR/DÍAEl coyote vaga por el desierto cuando de repente se topa con un cómic. Se detiene a

mirarlo y ve que se titula Wile E.Coyote and the Roadrunner. Sus ojos salen de sus órbi-tas al comprobar que se trata de la historia de su propia vida. Ojea el libro con avidez y

se ve cómo algunas de las situaciones que aparecen son su futuro. Se ve él mismoconstruyendo la máquina del tiempo. Cierra nervioso el libro y lee en la portada: “por

Chuck Jones”. En el siguiente plano vemos al coyote construyendo una máquina comola del dibujo. La máquina contiene todo tipo de ruedas, hélices, engranajes, palancas…

Es muy sofisticada. La construcción del artilugio le lleva tanto tiempo que a lo largo de laescena transcurre un día y una noche. Por fin por la mañana la tiene construida. Toca

una serie de palancas y con ellas determina la fecha a la que quiere viajar. Vemos aun enfurecido coyote que marca 1943. La máquina empieza a vibrar hasta que salta

una gran chispa que cubre todo. En el siguiente momento se ve al coyote de espaldas.A ambos lados suyos vemos pasar viñetas de cómic con su vida que son deformadas,

estiradas… a toda velocidad. Tras unos segundos empieza a aparecer luz blanca cadavez más fuerte hasta cubrir toda la pantalla. El coyote ya está en el pasado.

ESTUDIOS DE ANIMACIÓN WARNER BROS 1943/INTERIOR/DÍAEl coyote entra en el interior de los estudios. Desatado recorre los pasillos llenos de despachoshasta que se topa con una puerta en la que pone “Mr.Chuck Jones: guionista”. Abre violentamen-te la puerta y pega un portazo. Vemos cómo Chuck, que estaba trabajando en su mesa, se gira.Mira al coyote por encima de las gafas.

Sonríe pícaramente y le muestra un cartel en el que apareceescrito “Te estaba esperando”. Justo debajo hay dibujadauna pequeña viñeta con la misma escena que estamos vien-do. El coyote se abalanza sobre la mesa del dibujante, cogeuna goma e intentaborrar al correcaminos de todas las viñe-tas. Esto le resulta imposible ya que la goma parece cobrarvida e intenta escaparse de sus manos. A continuación elcoyote, movido por la ira, intenta estrangular a Chuck aga-rrándolo del cuello. No llega ni a tocarlo porque es repelidopor una especie de campo de fuerza. Además todo se vuel-ve como siempre contra él y sus manos se pegan contra supropio cuello. Cada vez que intenta estrangular a Chuck apa-rece una nube en la que está escrito:”Conjetura de protec-ción cronológica”.[...]

DEL CORRECAMINOSLHC/INTERIOR[...] Del laboratorio de clonación salen cinco coyotes, que ponen rumboal anillo. Se oye un ‘’bip, bip’’. Los coyotes se dividen en dos grupos,siendo acelerados en sentidos opuestos. Se ven coyotes dando vueltasa gran velocidad, cada uno en su sentido correspondiente, creando unasituación un tanto confusa. En una de estas vueltas vemos un primerplano de cómo dos de los clones que circulaban en sentidos opuestosse chocan entre sí en una violentísima explosión. Queda como resulta-do de esta una nubecilla que está compuesta por pequeñas partículasque están identificadas mediante e+ y p . Esta nube se materializa entres coyotes y un anticoyote. En la siguiente vuelta vemos cómo cho-can un coyote y un anticoyote produciéndose en dicha aniquilación unaenorme generación de energía. El resto de los clones van desapare-ciendo en sucesivos choques generando una cascada de partículaselementales.De este modo en el interior del túnel sólo quedan el coyote y el corre-caminos y corriendo cada vez más rápido y en sentidos opuestos. Trasfallidas tentativas de choque, este se produce. El impacto es tan violen-to que ambos quedan concentrados en un simple agujero negro (repre-sentado por un punto negro) [...]

SECUENCIA 17

SECUENCIA 19

SECUENCIA 23

Los núcleos activos de galaxias (NA)son regiones nucleares tan lumino-sas que pueden incluso superar en

brillo a la galaxia que los alberga; la luz queemiten a diferentes longitudes de onda,desde las ondas radio hasta los rayos X,muestra propiedades que no son explica-bles considerando únicamente procesosde formación de estrellas. La ingente can-tidad de energía se produce por la caída dematerial hacia un agujero negro muy masi-vo que se encuentra en el núcleo de lagalaxia. Se trata de un fenómeno cuyotiempo de vida dependerá del "combusti-ble" disponible y de la rapidez con queeste sea "engullido" por el agujero negro, yque suele ser de unas decenas de millonesde años.Mi primer encuentro con los NA fuedurante la fase final de la tesis, cuandoestudiaba las propiedades característicasde las galaxias espirales aisladas y cuando,por primera vez, me planteé cómo podíainducirse la actividad nuclear en galaxiaspara las que la interacción gravitacionalcon otras surte un mínimo efecto. Durantemis primeros años de postdoc, primero enParís y más tarde en el IAA, uno de misobjetivos fundamentales fue el de buscar,entre galaxias prácticamente aisladas, cuá-les de sus características podían relacio-narse con la presencia o no de un NA. Elresultado puede resumirse diciendo que,con o sin NA, las galaxias aisladas estudia-das eran equivalentes, lo que sugería queel fenómeno de actividad nuclear en estasgalaxias podía ser recurrente.Los NA de las galaxias aisladas no estabanentre los más potentes, ya que estos sehallaban generalmente en sistemas defuerte interacción con galaxias muy próxi-mas e incluso en procesos de fusión, pro-bablemente indicando que la alimenta-ción del NA tiene que ver con los mecanis-mos generados en colisiones muy violen-tas. En este extremo de alta potencia, estu-diamos una muestra de cuásares, muchomás lejanos. Para ello resultaba imprescin-dible contar con la mejor resolución espa-cial disponible. Nuestra aproximaciónconsistió en obtener imágenes con ópticaadaptativa, que nos permitieron estudiartanto la galaxia que albergaba estos núcle-os tipo cuásar como el entorno muy próxi-mo, con igual o mejor calidad que con el

Hubble Space Telescope, como fue el casodel cuásar PKS1700+514 (imagen). Casi al mismo tiempo empezaba a delimi-tarse una clara relación entre la masa delesferoide central de las galaxias y la masadel agujero central supermasivo, que seperfilaba como un componente caracterís-tico entre las galaxias masivas. Por otrolado, formación estelar y actividad nuclearparecían tener historias paralelas, demodo que el estudio del fenómeno de acti-vidad nuclear comenzaba a plantearsecomo una componente imprescindiblepara entender los procesos de formación yevolución de galaxias. Esta imbricación dela actividad nuclear en la evolución deluniverso queda patente en las simulacio-nes cosmológicas actuales, que requierende la energía retroalimentada por los NApara reproducir las observaciones másrecientes.

Los más débilesEn este contexto, las galaxias que alberganNA menos poderosos, mucho más nume-rosas que las que albergan NA más poten-tes, constituyen una familia especialmenteinteresante para entender cómo ocurre laactividad nuclear en los diferentes tipos degalaxias y cómo estos fenómenos puedanhaber sido diferentes desde el origen del

universo hasta nuestros días. Los núcleosde tipo LINER, definidos por una serie depropiedades específicas de sus espectrosen el visible, son una clase probablementeheterogénea que ha despertado mi interésdesde hace más de una década.Investigaciones recientes en nuestrogrupo han mostrado que una alta propor-ción de estos núcleos también serían NA,si bien los fenómenos de acreción pudie-ran ser mucho menos eficientes o pudie-sen estar mucho más oscurecidos que ensus parientes más potentes. La informa-ción que estamos obteniendo reciente-mente tanto en el rango de los rayos Xmuy energéticos con el satélite SUZAKU,como en el infrarrojo medio con VISIR/VLT (y que esperamos completar próxi-mamente con CanariCam en GTC), nospermitirá tanto estudiar los diferentesmecanismos de acreción posibles en NAde baja luminosidad, como cuantificar lacontribución de los NA altamente oscure-cidos en el universo local.

En breve se cumplirán 50 años del descu-brimiento de los cuásares*, cuandoSchmidt determinó que la radio fuentecasi estelar 3C273 era una galaxia a más demil millones de años luz de distancia, y porlo tanto más de cien veces más brillanteque una galaxia normal. Después de dosdécadas navegando en nuestro Pequod**particular, no son una sino muchas nues-tras ballenas, tan tenaces como MobyDick, y a las que perseguimos incluso sinhabernos privado de una pierna; fascinan-tes e imprescindibles para extraer conclu-siones sobre el origen y la evolución deluniverso en que vivimos.

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el “Moby Dick” de...

“Los LINERs, definidos porunas propiedades específicasde sus espectros en el visible,despertaron mi interés hacemás de una década”

Actividad NUCLEARen galaxias

...Isabel Márquez(IAA-CSIC)Nacida en Badajoz (1967), obtuvo su licenciatura enAstrofísica en la Universidad Complutense en 1990y se doctoró en 1994 en la Universidad de Granada.En el IAA trabaja como Investigadora Científica delCSIC desde 2009. Actualmente preside el Comité deAsignación de Tiempos de Calar Alto y es miembrode la Junta Directiva de la SEA.

PKS1700+514

* Está prevista la publicación del monográfico 50 years ofquasar discovery, del que I. Márquez es coautora.** Ballenero en el que el capitán Ahab surcaba los mares enbusca de Moby Dick.

Recientemente, el reconocido investigadorAvery Lier publicó en la prestigiosa revistaSociological Science Journal una extensa ypormenorizada revisión sobre el concepto defraude científico, más conocido como scienti-fic misconduct (término anglosajón empleadopara diferenciar la acción fraudulenta de laestricta mala praxis científica). En palabrasdel propio autor, “cualquier actividad humanaen la que tenga cabida la ambición, la egola-tría, la envidia, el rencor, el poder y el dine-ro es susceptible de caer en el engaño más vily el mundo científico es un cóctel perfecto detodos estos ingredientes”. Y es que el comportamiento deshonesto enciencia no es nuevo. Para el profesor FelipeMontero de la Universidad de París, es tanantiguo como la propia búsqueda del conoci-miento científico. “Es un hecho que Ptolomeoplagió y utilizó sesgadamente las observacio-nes de Hiparco para elaborar su teoría geo-céntrica. Aunque para mentirijillas científicaslas de la Biblia: que el Sol se detenga en plenabatalla (cap.10. Josué) suena a fraude divi-no”, ironiza el reconocido historiador.Pero, a pesar de su aparente diversidad, laconducta maliciosa en ciencia ha sido catego-rizada en tres tipos: “Es lo que definimoscomo la PIF, es decir, o lo Plagio, o loInvento, o lo Falsifico” señala el Dr. Lier. Hahabido falsificaciones realmente longevas,como el famoso Hombre de Piltdown: los res-tos fósiles de un cráneo encontrados en 1908en Sussex y que durante cuarenta y cinco añosfueron considerados por la paleoantropologíacomo el eslabón perdido, hasta que se descu-brió que eran una mezcla de cráneo humano ymandíbula de orangután; “...pero inglés, alfin y al cabo”, puntualiza Lier. En esta línea, el Dr. Morel de la Universidadde Villings considera que “si bien la creativi-dad es un don muy preciado en ciencia, lacapacidad inventiva de muchos investigadorespuede rayar en lo patológico”. Es el caso deR.J. Chandra, experto en nutrición e inmuno-logía, que no dudó en crearse un falso colegaque respaldaba todas y cada una de sus -tam-bién falsas- investigaciones en un revista espe-cializada de la que casualmente Chandra eraeditor. En otros casos, este gusto por la alegregeneración de conocimiento convierte amuchos investigadores en auténticos super-

hombres. Es el caso de R. Slutsky, cardiólogode la Universidad de San Diego que durante elperíodo entre 1983 y 1985 fue capaz de “fabri-car” un artículo cada diez días; o el de J.H.Schön, joven físico estrella de los LaboratoriosBell cuyo dominio del “cortapega” le situó enla carrera hacia el Nobel. “Lástima de esfuer-zo no dedicado a la investigación de verdad”,reflexiona Erika Berger, editora de la presti-giosa Science for the Millennium.

Pero, como el abogado especialista en malaconducta científica, Atticus Finch, destaca enLegal Science Magazine: “A pesar del irrepa-rable daño moral que supone la estafa cientí-fica, pocos son los casos en los que el inves-tigador acaba con sus huesos en la cárcel”.Este fue el caso de Eric Poehlman, una auto-ridad mundial en el campo de la obesidad ydel envejecimiento, con más de 200 artículosde referencia y que en 2005 fue condenado aun año entre rejas por haber falseado variosde ellos con el objeto de conseguir fondos.Más radical fue el castigo para el doctor mili-tar James Shaerer, que en 1916 inventó untipo de máquina que permitía obtener radio-grafías de alta calidad de los fragmentos deproyectil en los heridos de guerra, algo deenorme interés para el ejército. Un consejo de

guerra lo condenó a muerte cuando se descu-brió que todas eran radiografías convenciona-les manipuladas por él mismo (finalmente sele conmutó la pena máxima por prisión).De hecho, históricamente son tantos los casosde picaresca científica que los especialistas nopueden evitar tener sus favoritos. Lier recono-ce cierta admiración por J.E.W Keely, inven-tor en 1872 de un motor capaz de “extraer laenergía interatómica del éter”. Aunque nuncadesveló sus principios, ni por supuesto llegóa construir semejante máquina, nunca le fal-taron inversores, ni tuvo problemas económi-cos en toda su vida gracias a una serie de“trucadas” demostraciones públicas y a con-tinuas promesas de futuros prototipos.Tampoco le importó especialmente que en1887 Michelson y Morley demostraran que eléter no existía. “Keely era un crack” -conti-nua Lier-, “lo increíble es que a día de hoyexisten empresas que utilizan la misma estra-tegia, como Steorn y su sistema de energíainagotable ORBO”. Morel se decanta encambio por el eminente arqueólogo ShinichiFujimura, que en 2000 hizo reescribir la his-toria japonesa al ser descubierto por unosreporteros enterrando los restos arqueológi-cos que a la mañana siguiente su equipo “des-cubriría”. “No deja de tener algo de poético”–declara Morel- “es como una especie deSísifo científico incapaz de escapar de un per-verso circulo vicioso creado por él mismo”.Su justificación fue también de lo más poéti-ca: “El diablo me obligó a hacerlo”. Por últi-mo, Montero recuerda el caso más surrealis-ta de todos, el del dermatólogo W. T.Summerlin que, incapaz de enfrentarse al fra-caso en su aspiración de transplantar injertosde piel negra en ratones blancos, ¡no dudó enpintar estos últimos con tinta!Desgraciadamente, tras una friega de alcoholdesapareció todo rastro del revolucionariotransplante.Lier concluye su estudio con un inquietantedato: lejos de ser casos aislados, un recientetrabajo publicado en la revista Nature asegu-ra que cada año se dan unos dos mil casos deconductas potencialmente maliciosas, aunquela mayoría de los especialistas citados dudande la credibilidad de dicha revista. “No envano ha publicado numerosos artículos frau-dulentos en el pasado” -remata Lier-.

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POR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

La ciencia es un fraude... ...desde siempre

Durante cuarenta y cinco años, elHombre de Piltdown se consideró el

eslabón perdido (hasta que se descubrióque era una mezcla entre cráneo

humano y mandíbula de orangután)

HHISTORIASCIENCIA EN

MÁS INFO SOBRE FRAUDES EN:www.iaa.es/revista

Desvelada la fuente de emisión de unode los mayores Lyman Alpha Blobs

Actualidad

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u Uno de los grandes enigmas dela astrofísica observacional reside endesentrañar los procesos a través delos que se formaron y evolucionaronlas galaxias que vemos hoy día.Aunque existen predicciones teóricasque tratan de explicar estos proce-sos, el descubrimiento de objetos concaracterísticas inesperadas hacenplantearse la validez de estos mode-los y seguir abogando por una expli-cación más adecuada.Uno de estos objetos peculiares sonlos Lyman-Alpha Blobs (LABs). Setrata de gigantescas nubes de hidró-geno que pueden alcanzar tamañosde más de 100 kiloparsecs (tamañocomparable al de las galaxias másgrandes del universo) y luminosida-des entre veinte y cuarenta vecesmayores que galaxias a esa distan-cia. Su morfología y luminosidad escomparable a la de nebulosas aso-ciadas con radio galaxias muy ener-géticas, pero emiten en una propor-ción mucho menor en longitudes deonda de radio. Generalmente, estos objetos seencuentran a grandes distancias y sesuelen detectar a través de cartogra-fiados que utilizan la línea de emisióndel hidrógeno neutro Lyman-Alpha,tremendamente útil para trazar laevolución de galaxias en el universoa alto redshift. Estas nebulosas, porlo tanto, se formaron cuando el uni-verso tenía tan solo unos poco millo-nes de años. Es por eso que enten-der su naturaleza es crucial para des-entrañar los procesos de formación yevolución de las galaxias en las épo-cas iniciales del universo. Uno de losmayores retos que presentan los

LABs es la compresión de los meca-nismos físicos que los convierten enobjetos tan energéticos.El primer LAB fue descubierto en elaño 2000 por Steidel y colaborado-res, asociado a un cúmulo de gala-xias en formación (protocúmulo) aredshift 3,1. Se le llamó LAB-1. Conun diámetro de unos 130 kilopar-secs, esta nebulosa es una de lasmás grandes y luminosas que seconocen. Hasta la fecha, se handetectado unas decenas más.Recientemente, LAB-1 ha vuelto aser protagonista al publicarse en larevista Nature un trabajo liderado porMatthew Hayes, de la Universidadde Toulouse, en el que se ha realiza-do un estudio para esclarecer el ori-gen de su gran emisión energética.Existen dos teorías principales paraexplicar la formación y los grandesniveles de energía de los LABs. Laprimera, conocida como fenómenode corriente fría (cooling-flow eninglés), sostiene que el gas frío, alcaer hacia el objeto debido a la fuer-za gravitatoria, se calienta y liberaenergía. La segunda propone la exis-tencia de galaxias con gran actividadenergética o de formación estelaroscurecidas por el polvo en la líneade visión.Una de las posibles maneras de dife-renciar estos dos escenarios consisteen medir la polarización de las ondasde luz que emite el LAB para detectarsi la luz ha sufrido algún proceso físi-co antes de llegar a nosotros. Si la luzha sido reflejada o esparcida, enton-ces estará polarizada, es decir, elcampo magnético y eléctrico tomarán

una orientación específica. En elcaso contrario, la orientación deestos campos será completamentealeatoria. Estas mediciones necesi-tan de un instrumento de gran sensi-bilidad, ya que muchas veces estasvariaciones son muy sutiles, a la parque de un telescopio suficientementepotente como para recoger suficienteluz de un objeto a esa distancia. El citado grupo, mediante exposicio-nes prolongadas en el Very LargeTelescope (VLT), confirmó que la luzde LAB-1 estaba polarizada en unanillo alrededor de la región centralpero no había polarización en el cen-tro. Anteriores esfuerzos por desen-trañar estos dos escenarios en LAB-1 mediante polarimetría habían dadoun resultado nulo debido a una insu-ficiente precisión de las observacio-

nes. Este efecto es el que se espera-ría si la luz procediera originalmentede las galaxias contenidas en laregión central antes de que la luz seesparciera por el gas y es casi impo-sible de reproducir si la luz viene delgas cayendo en el LAB por gravedad. Aun si, por primera vez, prácticamen-te se ha confirmado el proceso queexplica la naturaleza de LAB-1, otrosresultados observacionales hansugerido el primer escenario como elmás adecuado para otros LABs. Porlo tanto, este descubrimiento no esta-blece que este proceso sea aplicablea todos los objetos de este tipo.Futuras mediciones refutarán esta-dísticamente o no la universalidad deeste descubrimiento.

Begoña Ascaso (IAA)

Imagen del LAB-1 (ESO/M. Hayes)Debajo, zoom a la región donde se halla LAB-1 (ESO/A.

Fujii/M. Hayes y Digitized Sky Survey 2

Los Lyman AlphaBlobs son nubes dehidrógeno que puedenalcanzar el tamaño delas mayores galaxiasdel universo y cuyaluminosidad es hastacuarenta veces mayorque las galaxias a esadistancia

u En diciembre de 2010, el asteroideScheila mostró durante apenas tressemanas rasgos propios de los come-tas, con un aumento repentino del bri-llo y el despliegue de una cola de pol-vo. Los asteroides del cinturón princi-pal -donde se halla Scheila- giran entorno al Sol en órbitas casi circulares,de modo que no sufren los cambiosde temperatura que, en el caso de loscometas, producen las característicascolas. Un grupo internacional deastrónomos, liderado por el Institutode Astrofísica de Andalucía, ha des-arrollado un modelo que atribuye laeventual metamorfosis de Scheila alchoque con un objeto menor."Se barajaban varias explicacionespara este inusual fenómeno -explicaFernando Moreno, investigador delIAA que encabeza el trabajo-, perodada la brusca disminución de brilloen pocos días lo acotamos a dos:podía deberse a una colisión con otroobjeto o a un proceso similar al que seregistra en los cometas frecuentemen-te, y que consiste en la liberaciónrepentina de gas y polvo por algúnmecanismo desconocido hasta ahora,que produce a su vez un aumento delbrillo". Sin embargo, el trabajo desarrolladopor Moreno y colaboradores descartaesta segunda opción. Gracias a uncomplejo y preciso modelo numéricohallaron que la velocidad a la que fue-ron expulsadas las partículas que for-maron la cola de Scheila solo podía

explicarse con una colisión, y calcula-ron que dicha colisión se produjo entorno al 27 de noviembre. Además,estiman que el impacto expulsó unosveinte millones de toneladas de mate-rial y que el objeto que chocó contraScheila medía entre 60 y 180 metrosde diámetro.

Actividad en el cinturónprincipalScheila se convierte así en un objetopeculiar por varias razones: se tratadel séptimo objeto de lo que se cono-

ce como "cometas del cinturón princi-pal", es decir, asteroides de estaregión que muestran característicaspropias de cometas. Además, constituye un ejemplo decolisión entre asteroides, algo muypoco común: a pesar de lo concurridaque se halla la franja en torno a Martey Júpiter que ocupan -conocida comocinturón principal de asteroides- y a laabundancia de choques que se produ-jeron en el pasado remoto del SistemaSolar, hoy día la mayor parte de losasteroides del cinturón principal ocu-

pan órbitas bastante estables, y lascolisiones, incluso sobre objetosgrandes como Scheila (que mide unos110 kilómetros de diámetro), son pocofrecuentes. Esta investigación, junto con loshallazgos cada vez más frecuentes dealgún tipo de actividad en asteroides(el año pasado se registraron otrosdos objetos con aumento súbito debrillo), parece apuntar a que estaregión del Sistema Solar es más acti-va de lo que se creía. Silbia López de Lacalle (IAA)

La cola del asteroideScheila se debió a unacolisión

El asteroide Scheila mostróa finales de 2010 unaapariencia similar a la delos cometas, con una colabien definida quedesapareció a los pocosdías

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La estrella que no debería existir u Gracias al Very Large Telescope (ESO), se ha hallado una estrella compues-ta casi exclusivamente por hidrógeno y helio, con una masa inferior a la del Sol yuna edad estimada de más trece mil millones de años, lo que la coloca en unaespecie de “zona prohibida”: teóricamente, una estrella de esa masa y con tanbaja proporción de metales (elementos más pesados que el helio) no podría exis-tir porque la nube a partir de la que se formó no llegaría a condensar. En la ima-gen se aprecia un fragmento de su espectro, donde la única evidencia de elemen-tos pesados son dos líneas correspondientes al calcio.

EN BREVE

Arriba: imagen de Scheila tomada el 11 de diciembre de 2010 por Steve Larson (S. Larson y A. Gibbs -Univ. Arizona/Catalina SkySurvey). Debajo, imágenes de Scheila correspondientes al 13, 14, 17 y 29 de diciembre, en las que se observa la desaparición de lacola, muy tenue en la imagen del día 29.

ESO/E. Caffau

u La astronomía en rayos gam-ma estudia los objetos más energé-ticos del universo y, desde suscomienzos hace apenas mediosiglo, ha lidiado con un problemagrave, que consiste en determinarde forma precisa y fidedigna laregión de donde procede la radia-ción que llega a los detectores derayos gamma, lo que permite a suvez averiguar el mecanismo a tra-vés del que se produce. Ahora, ungrupo internacional liderado porastrónomos del IAA ha localizado,por primera vez sin la aplicación demodelos y con un grado de confian-za superior al 99,7%, la región de laque surgió un destello en rayosgamma en el blázar AO 0235+164 yque permite conocer cómo se pro-dujo.Cuando se habla de blázares, eladjetivo “extremo” es inevitable. Losblázares combinan los rasgos esen-ciales de la familia de objetos a laque pertenecen (los núcleos degalaxias activas), es decir, la pre-sencia de un agujero negro super-masivo de hasta miles de millonesde masas solares rodeado de undisco de gas, con la presencia dejets relativistas, o chorros de partí-culas perpendiculares al disco queviajan a velocidades cercanas a lade la luz y que desde nuestra posi-ción vemos casi de frente, por lo quesu intensidad puede multiplicarseentre centenares y miles de veces.“Este trabajo es en cierto sentidorompedor porque estaba amplia-mente aceptado que los rayos gam-ma se producen en una región deljet muy cercana al agujero negro, amenos de tres años luz, y hemoshallado que en este caso el destellose produjo decenas de veces máslejos. Además lo localizamos en loschorros relativistas, lo que implica larevisión de los modelos de emisiónde altas energías en este tipo deobjeto”, destaca Iván Agudo, inves-tigador del IAA que encabeza elestudio. “Además, hemos obtenidolos resultados exclusivamentemediante el análisis de datos y sin

modelos, lo que aporta robustez alas conclusiones”.

Cronología del destelloEste trabajo ha empleado un méto-do que combina datos en casi todaslas longitudes de onda disponiblescon instrumentos astronómicos yque permite establecer una cronolo-gía del evento, que comienza conun aumento de la emisión en radio ymicroondas de AO 0235+164 quefue detectada con el VLBA (VeryLarge Baseline Array). Este instru-mento, que aporta una resolucióninigualable, muestra cómo, junto alnúcleo de emisión del chorro, surgeuna segunda región de emisión, quelos astrónomos atribuyen a la inyec-ción repentina de material en el cho-rro. El aumento en la emisión enradio viene acompañado de estalli-dos a lo largo de todo el espectroelectromagnético, desde ondas mili-métricas hasta rayos gammapasando por el óptico. El grupo investigador debía compro-bar que estos destellos, que apa-rentemente guardaban relación

estaban, en efecto, interconecta-dos. Y lo confirmaron con un gradode confianza superior al 99,7%. Apartir de ahí ataron cabos: losdatos del VLBA situaban el pico deemisión en radio en una región aunos cuarenta años luz del agujeronegro, de modo que buscaron unmecanismo que pudiera producir eldestello en rayos gamma en las pro-ximidades. Ese mecanismo maneja la existen-cia de dos “piezas”, una estática (elchorro) y otra en movimiento(correspondiente a la nueva inyec-ción de material), y de una regióndel chorro que, debido a la interac-ción con el medio circundante,reconfina el material del chorro,acelera las partículas y produce unaumento de la energía emitida.Cuando la nueva componente atra-viesa esa región (denominada ondade recolimación), comienzan a pro-ducirse los destellos observados.

El origen de los rayos gammaEn particular, el destello de rayosgamma se produce por la interac-

ción entre los fotones en óptico y loselectrones del chorro a través delefecto Compton inverso: un fotóncolisiona con un electrón y del cho-que resultan un electrón con menosenergía de la inicial y un fotón másenergético (rayo gamma). “Existenvarias regiones en el núcleo activode una galaxia donde tenemos foto-nes en óptico que podrían desenca-denar este efecto, pero el tipo decorrelación entre las curvas de luzdel destello en el óptico y del deste-llo en rayos gamma indica sin lugara dudas que el origen de los rayosgamma se localiza en el propio cho-rro” concluye Iván Agudo (IAA-CSIC). “Así que hemos sido capa-ces de determinar no solo la locali-zación del destello en rayos gam-ma, sino también el mecanismo quelo desencadena”.

Silbia López de Lacalle (IAA)

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Se detecta la localización de un destello de rayos gamma que se produjoen el chorro que emana de un blázar, el tipo más energético entre losnúcleos de galaxias activas

Anatomía de precisión del jet de un agujero negrosupermasivo: localizada la región donde seproducen los destellos de rayos gamma

Representación conceptual del fenómenoresponsable de los estallidos en rayos

gamma (en azul celeste) y en el resto delespectro electromagnético. © W. Steffen

(IA-UNAM & Cosmovisión).

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Al periodista no le gusta hacer copy-paste dela información. Él o ella lo que quieren eshablar con las primeras fuentes, contrastar, eintentar ser los primeros en dar la noticia oexplicar la historia. Por eso cuando el periodis-ta de ciencia se encuentra a una astrofísica quele dice “el pasado 28 de marzo descubrimos unaseñal muy extraña en nuestro telescopio derayos gamma, que pensábamos era una super-nova, pero resulta que es una estrella siendoingerida por el agujero negro del centro denuestra galaxia. Tendrá implicaciones muyimportantes, y lo estamos preparando paraNature”, su instinto le incita a pedirle más datosy publicar la historia lo antes posible. Pero

entonces se encuentra con una gran realidad delperiodismo de ciencia: “no puedo explicartemás, porque está embargado, y las revistas nosprohíben hablar con periodistas”. “Pues vayamierda!”, piensas de inmediato. Luego te cal-mas, y ves las ventajas del embargo; se evitanblufs, tienes tiempo para preparar bien la histo-ria, y al lector le llega la información de mane-ra rigurosa. Bien. Pero luego te sulfuras de nue-vo al darte cuenta de qué más implica todo esto:las notas de los diferentes medios serán prácti-camente idénticas, en realidad no hay intriga nihistoria sino exposición de datos, el periodistano tiene motivación para ir más allá de lo quetan bien mascadito nos regalan los embargos,

no hay controversia, ni opiniones desfavora-bles, la historia desaparece a los dos días y, enúltima instancia, la ciencia se vuelve más asép-tica y poco interesante para el público general.Mi conclusión particular: el embargo contentaa los investigadores pero disminuye radical-mente las posibilidades de hacer un periodismode ciencia interesante sobre temas de actuali-dad. Propongo el fin del embargo.

Pere Estupinyà es químico y bioquímico de for-mación, y trabaja de periodista científico. Es autordel libro “El ladrón de cerebros” y escribe en“Apuntes científicos desde el MIT “(El País) y en“Knight Science Journalism Tracker” (MIT)

ENTRE BASTIDORES PERE ESTUPINYÀ

PROPONGO EL FIN DEL EMBARGO

Plutón y su “familia numerosa” u Un hallazgo del telescopio espacial Hubble ha aumentado a cuatro elnúmero de satélites que giran en torno a Plutón. Así, la luna P4 (nombre pro-visional), con unos 13 o 14 kilómetros de tamaño, se une a Caronte, Nix eHydra. Se convierte así en la pequeña de la familia: Caronte mide unos milkilómetros y el tamaño de Nix e Hydra se estima en 46 y 61 kilómetros respec-tivamente. Se cree que este hallazgo confirma que el sistema en torno aPlutón se formó hace unos 4.600 millones de años debido a una gran colisión.

EN BREVE:

Encelado llueve sobre Saturnou El observatorio espacial Herschel (ESA) ha hallado que el agua queexpulsa el satélite Encelado forma un toroide gigante de vapor de agua entorno a Saturno. Este descubrimiento explica el origen del agua en laatmósfera superior del planeta, poniendo fin a una incógnita que ya durabatres lustros; además, prueba que Encelado es el único satélite del SistemaSolar con una influencia química conocida sobre el planeta en torno al quegira. Encelado expulsa unos 250 kilogramos de agua cada segundo a tra-vés de unas grietas situadas en el polo sur y conocidas como “manchas deltigre”;se calcula que entre un 3 y un 5% del total termina alrededor deSaturno, en una enorme estructura de vapor de agua.

u A principios del mes de agosto, dieciséis ante-nas de ALMA se encontraban ya ubicadas en elcerro de Chajnantor, a 5.030 metros de altura.Están en el proceso de caracterización, compro-bando que cumplen las condiciones bajo las quefueron diseñadas. Pero no solo eso: a final delinvierno austral, más de dos tercios del númerototal de antenas se encontrarán en Chile, reparti-das entre Chajnantor y los campus de ensamblajede las mismas. ALMA es ya una realidad.Simultáneamente, en primavera de 2011 se realizóya una primera llamada para propuestas de obser-vación. Se han presentado alrededor de novecien-

tas propuestas, de las que tan solo se observaráncien. Dado el carácter multinacional del observato-rio, el reparto del tiempo de observación se ha rea-lizado de modo que el 33.75% corresponden a

Europa, el 33.75% a América del Norte, el 22.5% aAsia y el 10% restante a Chile. Más de cincuentaastrónomos de todo el mundo han participado en elproceso de evaluación. A. Alberdi (IAA)

La red interferométrica ALMA (Atacama Large Millimeter Array) comienza a observar

SALA limpia

Este número inauguramos esta nueva sección, Sala Limpia, que busca cubrir cuestiones de ámbito tecnológico

porMiguelAbril (IAA)

la pregunta:¿Puede una cucaracha entrar en

una sala limpia?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.

*La Unidad de Desarrollo Tecnológico (UDIT) desde donde escribe el autor se halla frente al edificio donde se editan y maquetanestas páginas (la calle Sancho Panza separa ambos edificios).

Desde que entré a trabajaren el IAA, hace ya más deseis años, no he cambiadode ordenador. Seis años

son apenas un instante para la vidade una estrella, pero toda una eterni-dad para un sistema informático. Asíque hace unas semanas me comuni-caron que estoy entre los elegidospara renovar su equipo, y ayer mepuse a ver las características del quevoy a pedir. Desafortunadamente, yo me quedéen el Pentium IV (¿por qué demoniosluego no vino el Pentium V?), por loque mi primera duda fue si deberíapedirlo de dos o de cuatro núcleos(¿por qué no tres? A mí me gustan losimpares). Luego, mientras seguíapeleándome con las característicastécnicas (¿será suficiente con 4GB decaché? ¿Habrá mucha diferenciaentre 2.40 y 2.53 GHz? ¿Qué seráeso de QPI?) empecé a sentir torpeslos dedos y pesados los párpados,mientras mi cabeza buscaba incons-cientemente el teclado para usarlo

como almohada. Sí, la tecnologíaavanza con pasos enormes, peroademás puede ser enormementeaburrida. Sin embargo, también pue-de resultar apasionante. Los telesco-pios y los instrumentos astronómicoscon los que estamos acostumbradosa trabajar son sistemas complejos for-mados por cientos de elementos quetienen que funcionar coordinadamen-te y que, bajo una mirada atenta,constituyen una fuente inagotable depreguntas y respuestas. ¿Cómo seconsigue la precisión necesaria en elapuntado para poder estar segurosde que no estamos mirando la estre-lla que no es? ¿Cuántos espejos sepueden aluminizar con el aluminio deuna batería de cocina? ¿Por qué losópticos ponen tantísimos espejitos ensus instrumentos, con lo caros queson? ¿Por qué se llaman semicon-ductores los semiconductores?Vamos a ver: ¿conducen o no condu-cen? Y si la instrumentación astronómicabasada en tierra puede resultar fasci-nante, aún más lo son las misionesespaciales, en las que los retos tec-

nológicos son todavía másimportantes y exigen el

mayor de los esfuerzos

tecnológicos de los que el hombrepuede enorgullecerse. ¿Cómo seprotegen los instrumentos de lasradiaciones en el espacio? ¿Cómosoportan las violentas vibraciones deldespegue? ¿Se puede estableceruna base permanente en la Luna?¿Cómo serán las naves que nos lle-ven a Marte? ¿Cuánto vale alquilarun asiento para un astronauta si tehas quedado sin lanzaderas propias?Cuando me puse a pensar un títulopara esta sección lo primero que seme ocurrió fue Crónicas del edificiode enfrente* (en realidad, la primeraidea fue “crónicas de la acera deenfrente”, que descarté enseguidapor razones obvias). Sin embargo, laeditora, con buen criterio, apuntó queeso quizás limitaría nuestras miras alas actividades que se desarrollan enla UDIT, siempre dentro del campo dela instrumentación astronómica.Campo que, a pesar de ser apasio-nante y extenso (no en vano implicahasta cuatro disciplinas: óptica,mecánica, electrónica y software),dejaría fuera cuestiones no menosexcitantes. Y es que en el mundoexterior, más allá de la calle SanchoPanza, se plantean retos tecnológi-cos de lo más dispares, sobre los

cuales todos nos hemos hecho pre-guntas alguna vez. En esta secciónvamos a intentar dar respuesta aesas preguntas. Por una parte, parasatisfacer nuestra sana e innatacuriosidad (¿Cómo se las arregló elordenador Deep Blue para derrotar aKasparov? ¿Qué microprocesadoranima los movimientos y tendenciasalcohólicas del Bender de Futurama?¿Está justificada la expresión quepuede leerse en los labios de los fut-bolistas – ¡JABULANI! – cuando tiranfatal una falta?). Por otra, para satis-facer nuestros deseos más íntimos einconfesables (¿Qué haría yo conuna capa de invisibilidad como la deHarry Potter? ¿Para cuándo un robotque me limpie la casa? ¿Podríaaprender a tocar la guitarra sin tenerque pensar cómo mover los dedos?)a través de soluciones tecnológicasque, a veces, están mucho más cer-ca de hacerse realidad de lo quepensamos.Para abrir boca, en este primernúmero planteamos una preguntatecnológica a la que se dará res-puesta en el número siguiente.Como no podía ser de otra forma,hace alusión al nombre de esta nue-va sección:

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[dibujo: Miguel Abril]

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Separemos con una red imaginaria unconjunto de materia del resto del univer-so. Cualquier materia vale, unos trozosde hierro, un cubo de agua, una casa, laTierra entera, el Sol o una galaxia com-pleta con todas sus estrellas.Construyamos ahora un fino hula hoopcon circunferencia en metros igual a1,48x10-27 veces la masa total en kilo-gramos del conjunto de materia elegido.Si conseguimos compactar toda esamateria (como hacen los camiones de labasura) hasta que pueda pasar por den-tro del hula hoop en cualquier dirección,habremos conseguido formar un aguje-ro negro.Un trozo de hierro, o el Sol entero, gra-vita sobre sí mismo, esto es, intentaencogerse por efecto de la gravedad.Sin embargo, las fuerzas estructuralesdel material (la presión del gas en elcaso del Sol) son demasiado poderosascomo para dejarse ganar por la tenuefuerza de la gravedad. Sin embargo,cuando la materia es muy compacta enrelación a su masa total, la fuerza de lagravedad siempre acaba ganando, pro-duciendo el colapso sobre sí misma dela materia en cuestión y generando asíun agujero negro. Para hacernos unaidea de los números involucrados, siconsiguiéramos compactar la Tierrahasta que tuviera el tamaño de una típi-ca canica de cristal, se convertiría en unagujero negro. Sin embargo, no tene-mos que asociar necesariamente aguje-ro negro con densidades gigantescas.Cuanta más materia tengamos para for-mar un agujero negro la densidad que esnecesario alcanzar en la compactaciónes menor. Nuestra galaxia se convertiríaen un agujero negro con solo que la con-trajésemos hasta ocupar una región dediez años luz de radio, momento en elque tan siquiera habría alcanzado la den-sidad del aire que nos envuelve.Sin embargo, una cosa es lo que nosdice y permite la teoría general de larelatividad, la teoría más precisa de quedisponemos para describir los efectosgravitatorios, y otra cosa el camino queutiliza la naturaleza para formar agujerosnegros. Antes de llegar al tamaño críti-co de agujero negro, para que la mate-

ria vaya compactándose se necesitaque sea capaz de disipar energía enforma de radiación. La materia a gran-des escalas es poco disipativa, por loque se favorece que las estructuras ogrumos de materia que se encogen másrápidamente gracias a la gravedad seanlos más pequeños (es lo que se conocecomo formación jerárquica de estructu-ras). Pero precisamente una pequeñacantidad de gas en contracción inmedia-

tamente encuentra fuerzas estructuralesque la mantienen lejos de formar unagujero negro. Una cantidad de gascomo la que forma nuestro Sol al con-traerse empieza a generar reaccionestermonucleares que proporcionan unatremenda presión y detienen la contrac-ción gravitatoria. Cuando el combustiblede estas reacciones se acaba, la estrellavuelve a colapsar (tras pasar por unafase de gigante roja) hasta llegar a loque se conoce como fase de enanablanca. Aquí un nuevo tipo de presiónvuelve a soportar la estructura. Esta pre-sión tiene un origen cuántico y se basaen la aversión que tienen los electronesde los átomos de materia a estar dema-siado juntos. Esta es una propiedadcomprobada de la física de las partículaselementales que poseen un espín semi-entero. Podemos imaginar el espín delas partículas elementales como si estasgiraran sobre sí mismas, y espín semi-entero identifica una propiedad de giroespecial en la que la partícula tiene quedar dos vueltas sobre sí misma para vol-ver a su situación inicial; los constitu-yentes fundamentales de la materia, loselectrones, los protones y los neutronesposeen esta propiedad. Una enana blan-ca aislada se va apagando progresiva-mente hasta quedar como un estructurainerte que se conoce como enana

marrón. Ni rastro de un agujero negro.Si el gas inicial que forma la estrella con-tiene varias veces la masa del Sol, cuan-do se acaba el combustible termonucle-ar el colapso de la estructura deriva enel fenómeno conocido como supernova:una explosión de enormes proporciones.En ella gran parte de la materia de laestrella progenitora es expulsada almedio interestelar. A su vez, el núcleorestante forma una estrella de neutro-nes. Una vez más la repulsión debida alos espines, ahora de los neutrones,contrarresta a la gravedad. Una estrellade neutrones tiene una densidad gigan-tesca y un tamaño de unas dos veces el

tamaño crítico que la convertiría en agu-jero negro.Sin embargo, la relatividad general nosdice que la repulsión de los espines nopuede soportar estructuras con unamasa mayor de unas tres veces la masadel Sol. Si lanzamos materia adicionalsobre una estrella de neutrones, al finalla estructura colapsará sobre sí mismapara formar un agujero negro. Si lamasa de la estrella progenitora esextremadamente alta (más de cienveces la masa del Sol) también puedesuceder que en su explosión comohipernova (forma muy energética desupernova con emisión de rayosgamma) el núcleo tenga un sobrepesoque lo lleve directamente a formar unagujero negro. Todo indica que estasdos vías son las que llevan a la forma-ción de los objetos extremadamenteoscuros y compactos que se handetectado. Que realmente tengan untamaño menor que el crítico es algoque todavía desconocemos. Mientrasno se demuestre lo contrario, seguire-mos llamándolos agujeros negros.

¿CÓMO SE FORMAN LOS AGUJEROS NEGROS?

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR CARLOS BARCELÓ (IAA)

SI CONSIGUIÉRAMOS COMPACTAR LA

MASA DE NUESTRO PLANETA EN EL

TAMAÑO DE UNA CANICA DE CRISTAL SE

CONVERTIRÍA EN UN AGUJERO NEGRO

Pilares científicos

SI LANZAMOS MATERIA ADICIONAL

SOBRE UNA ESTRELLA DE NEUTRONES, AL

FINAL LA ESTRUCTURA COLAPSARÁ

SOBRE SÍ MISMA PARA FORMAR UN

AGUJERO NEGRO

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).

Hasta el 31 de octubre se pueden presentar imágenes aFOTCIENCIA, un certamen de fotografía científica con-vocado por el Consejo Superior de InvestigacionesCientíficas (CSIC) y la Fundación Española para laCiencia y la Tecnología (FECYT). En la página web pue-den consultarse las galerías de imágenes correspon-dientes a las ediciones anteriores.

D E S T A C A D O S FOTCIENCIA

SEMANA DE LA CIENCIA 2011

http://www.fotciencia.eshttp://www.fotciencia.es

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS

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

27 oct

24 nov.

15 dic.

Miguel Ángel Pérez Torres (IAA)

Francisco Garzón (IAC)

Alberto Castro Tirado (IAA)

S.O.S: Energía para el planeta Tierra

La Vía Láctea en infrarrojo50 años del vuelo al espacio de Gagarin: Elprimer hombre en el espacio

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

N o c h e s d e c i e n c i a 5

Este año celebramos el quinto aniversario del ciclo Noches deCiencia, organizado por el Instituto de Astrofísica de Andalucíapara la Semana de la Ciencia. Y hemos preparado algo especial:bajo el título “Con los ojos como platos” y el lema “Contarán loque quieran pero lo harán muy bien: ¡¡100% garantizado!!”, que-remos que el público entre en la sala solo con una idea tentati-va de lo que va a escuchar y salga absolutamente maravilladocon lo que ha oído. Hemos pedido a los conferenciantes que preparen la mejor char-la de su vida, sin temas ni ejes predefinidos. Estos serán losencargados de dejarnos boquiabiertos:

MARTES 8 NOV: Xurxo Mariño. Especialista en neurociencia, aunquetambién le hemos visto en la tele, en blogs de divulgación y mezclando aDarwin con el teatro.MIÉRCOLES 9 NOV: Fernando Ballesteros. Astrofísico. Sus interesesincluyen desde las “gramáticas extraterrestres” hasta los sonidos de laciencia. Seguro que nos sorprende.JUEVES 10 NOV: Miguel Ángel Sabadell. Físico y divulgador. En su bloghabla igual de bien sobre las leyes de la termodinámica como sobre lahistoria de la caza de brujas, los números de Fibonacci o el comporta-miento animal. MIÉRCOLES 16 NOV: Miguel Abril. Especialista en terremotos, tambiénes ingeniero electrónico y le encantan los robots. Ya intervino en la edi-ción de 2010 con un éxito abrumador.JUEVES 17 NOV: Ana García Bueno. Restauradora. Emplea tan a menu-do microscopios electrónicos, espectroscopía o rayos X como el bisturí, lospinceles o el yeso. Sabe “ver” a través de los cuadros.VIERNES 18 NOV: Matilde Barón. Bioquímica, apasionada de la divul-gación y coorganizadora de las ediciones anteriores de Noches de Ciencia:cerrará el ciclo con un dueto especial. No sabemos a quién traerá peroseguro que nos dejan con los ojos como platos. www.iaa.es/scyt2011

¡¡retransmisión online!!