MEMORIA 2004 - iac.es · MEMORIA IAC 2004 5 PRESENTACIÓN Necesariamente hay que empezar hablando...

MEMORIA2004

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS

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MEMORIA2004 IAC

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIASMAQUETACIÓN: Ana M. Quevedo

PORTADA: Gotzon CañadaPREIMPRESIÓN E IMPRESIÓN: Producciones Gráficas S.L.

DEPÓSITO LEGAL: TF-1905/94

GABINETE DE DIRECCIÓN

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Imagen de portada: Composición digital de posters de lasEscuelas de Invierno

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MEMORIA2004 IAC

PRESENTACIÓNCONSORCIO PÚBLICO IACLOS OBSERVATORIOS DE CANARIASNuevas instalacionesObservatorio del Teide (OT)Observatorio del Roque de los Muchachos (ORM)COMISIÓN PARA LA ASIGNACIÓN DE TIEMPO (CAT)ACUERDOSGRAN TELESCOPIO CANARIAS (GTC)ÁREA DE INVESTIGACIÓNEstructura del Universo y CosmologíaEstructura de las galaxias y su evoluciónEstructura de las estrellas y su evoluciónMateria InterestelarEl SolEl Sistema SolarHistoria de la AstronomíaÓptica atmosférica y Alta resolución espacialInstrumentación ópticaInstrumentación infrarrojaAstrofísica desde el espacioÁREA DE INSTRUMENTACIÓNIngenieríaProducciónAcciones de apoyo tecnológicoOficina de Transferencia de Resultados de Investigación (OTRI)ÁREA DE ENSEÑANZACursos de doctoradoSeminarios cientificosSeminarios del DirectorColoquiosBecasXVI Escuela de Invierno: "Planetas extrasolares"ADMINISTRACIÓN DE SERVICIOS GENERALESInstituto de AstrofísicaObservatorio del TeideObservatorio del Roque de los MuchachosCentro Común de Astrofísica de La PalmaOficina Técnica para la Protección de la Calidad del CieloEjecución del Presupuesto 2004GABINETE DE DIRECCIÓNEdicionesWebComunicación y divulgaciónSERVICIOS INFORMÁTICOS COMUNES (SIC)BIBLIOTECAPUBLICACIONES CIENTÍFICASArtículos en revistas internacionales con árbitrosArtículos de revisión invitados (Invited Reviews)Comunicaciones a congresos internacionalesComunicaciones a congresos nacionalesArtículos en revistas internacionales sin árbitros y comunicaciones cortasArtículos en revistas nacionalesPublicaciones del IACLibros y capítulos de librosTesis doctoralesREUNIONES CIENTÍFICASTIEMPO DE OBSERVACIÓN FUERA DE CANARIASDISTINCIONESVISITANTESORGANIZACIÓN Y PERSONASPERSONALDIRECCIONES Y TELÉFONOS

Indicegeneral

5 -6 -

13 -13 -16 -17 -18 -20 -23 -27 -29 -39 -60 -73 -80 -91 -95 -98 -

108 -116 -126 -141 -142 -148 -151 -158 -167 -167 -168 -171 -

171 -171 -173 -176 -176 -177 -178 -178 -179 -181 -182 -182 -185 -187 -203 -206 -207 -207 -214 -215 -223 -223 -224 -224 -224 -225 -226 -229 -230 -231 -236 -239 -251 -

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PRESENTACIÓN

Necesariamente hay que empezar hablando del Gran Telescopio CANARIAS(GTC). Estamos acercándonos, paso a paso y año a año, a la finalización deeste reto español. El trabajo complejo y el esfuerzo de cuantos trabajan en suOficina de Diseño va dando frutos visibles, que pueden seguirse en la Web.El telescopio ya se ve imponente. Hay que animar a cuantos hombres ymujeres están en la tarea para que sigan con buen ánimo y lo redoblen en laterminación de un proyecto de tanta trascendencia.

Amén de los frutos tecnológicos e industriales que ya va dando la construccióndel telescopio, no hay que perder de vista su objetivo final, que es hacerciencia de primera. Precisamente por ello se celebró en febrero, en México,el "II Congreso Internacional de Ciencia con el GTC", todo un éxito gracias albuen hacer de nuestros colegas mexicanos. El evento acercó a lascomunidades científicas de los países implicados en la preparación de losprogramas a realizar en cuanto el gigante vea su primera luz.

Por otra parte hay que resaltar que el 2004 ha sido un año bien productivo entodas y cada una de las secciones y áreas del IAC, como podrá comprobarel lector de esta memoria. Nuestro empeño permanente en la difusión de lacultura científica se ha centrado este año especialmente en la Isla de LaPalma.

Agradecemos las palabras de la presidenta de nuestro Consejo Rector,ministra de Educación y Ciencia, Maria Jesús Sansegundo, quien destacó enla rueda de prensa posterior a la reunión del Consejo el "altísimo nivel deproducción científica y desarrollo tecnológico" alcanzado por el IAC.

Este año hemos vuelto a tener el honor de ser visitados por el Príncipe deAsturias, Don Felipe de Borbón (Astrofísico de Honor del IAC), acompañadopor su esposa, la Princesa Doña Letizia, quien se interesó mucho por todasnuestras actividades y en especial por lo que estamos haciendo en divulgación.Por expreso deseo de los Príncipes, conocieron a nuestros investigadoresmás jóvenes y a los participantes de la "XVI Canary Islands Winter School",que este año estuvo dedicada a "Planetas Extrasolares".

Parece que 2004 ha sido un año de "exoplanetas". Precisamente, en veranose anunció el descubrimiento del planeta extrasolar TrES-1, descubierto conel telescopio STARE, desde el Observatorio del Teide, el primer planeta enórbita alrededor de una estrella brillante que se descubre mediante la técnicade tránsitos. Y también relacionado con planetas, en 2004 se inauguró lainstalación "SuperWASP", el proyecto más ambicioso en el campo de ladetección de planetas fuera de nuestro sistema solar. Dado que hasta ahorasólo se conocen más de cien planetas extrasolares, y puesto que hay muchasincógnitas sobre su formación y evolución, se espera que el instrumentoaporte nuevos resultados científicos en breve. Estamos ante una nueva eraen la detección y estudio de los exoplanetas, tanto desde tierra como desdeel espacio.

Prof. Francisco SánchezDIRECTOR

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CONSORCIO PÚBLICO

"INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS"

El Consorcio Público "Instituto de Astrofísica deCanarias" está integrado por la Administracióndel Estado (a través del Ministerio de Ciencia yTecnología), la Comunidad Autónoma deCanarias, la Universidad de La Laguna y elConsejo Superior de Investigaciones Científicas.

Esta fórmula jurídica de consorcio fue unaavanzada solución administrativa, consecuenciade un pacto por el que las entidades implicadas,concentrando sus esfuerzos y evitandoduplicidades innecesarias, se comprometierona unificar objetivos y medios en un único ente,al que dotaron de personalidad jurídica propia.Se trataba de que el IAC fuese un centro dereferencia, no sólo capaz de cumplir lasresponsabilidades derivadas de los AcuerdosInternacionales de Cooperación en materia deAstrofísica, en los cuales representa a España,sino además de ser palanca para el desarrollode la Astrofísica en el país.

Cada uno de estos entes consorciados aportaalgo esencial. La Comunidad Autónoma deCanarias: el suelo y, sobre todo, el cielo deCanarias; la Universidad de La Laguna: elInstituto Universitario de Astrofísica, germen delpropio IAC; y el Consejo Superior deInvestigaciones Científicas: su experiencia enrelaciones científicas internacionales. La

Administración del Estado a través delMinisterio de Ciencia y Tecnología, por suparte, no sólo contribuye con el mayorporcentaje al presupuesto del Instituto, sinoque, además, lo engloba dentro de susorganismos públicos de investigación y loproyecta en la comunidad científica nacionale internacional.

Especialmente importante es la participacióninternacional. Téngase en cuenta que lamayoría de las instalaciones telescópicas delos Observatorios del IAC pertenecen a otrosorganismos e instituciones de investigacióneuropeos.

La participación de las instituciones de losdiversos países en los Observatorios se realizaa través del Comité Científico Internacional(CCI). Se produce un "Informe Anual" en elcual se recoge la actividad científicadesarrollada en los Observatorios y las mejorasen sus instalaciones. Este informe tiene unaamplia difusión internacional.

La contrapartida principal que se recibe por el"cielo de Canarias" es del 20% del tiempo deobservación (más un 5% para programascooperativos) en cada uno de los telescopiosinstalados en los Observatorios del lAC. Unporcentaje realmente significativo que unaComisión para Asignación de Tiempo (CAT)reparte cuidadosamente entre las numerosaspeticiones formuladas por los astrofísicosespañoles.

El IAC lo integran:

EL INSTITUTO DE ASTROFÍSICA (La Laguna - Tenerife)EL OBSERVATORIO DEL TEIDE (Izaña - Tenerife)EL OBSERVATORIO DEL ROQUE DE LOS MUCHACHOS (Garafía - La

Palma)

Se estructura en áreas:

InvestigaciónInstrumentaciónEnseñanzaAdministración de Servicios Generales

El Real Decreto 557/2000, de 27 de abril, creó el Ministerio de Ciencia y Tecnología comoDepartamento responsable de la política científica y tecnológica, de las telecomunicaciones y delimpulso de la sociedad de la información.

En virtud del Real Decreto 696/2000, de 12 de mayo, por el que se establece la estructura orgánicabásica del Ministerio, el Instituto de Astrofísica de Canarias se relacionará administrativamente conel Departamento a través de la Secretaría de Estado de Política Científica y Tecnológica, queasume las competencias en materia de investigación científica y desarrollo tecnológico.

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Organos Directivos

CONSEJO RECTOR 1

PRESIDENTE Ministro de Ciencia y Tecnología

VOCALES Presidente del Gobierno de CanariasRepresentante de la Administración del EstadoRector de la Universidad de La LagunaPresidente del CSICDirector del IAC

DIRECTOR

Organos Colegiados

COMISIÓN ASESORA DE INVESTIGACIÓN (CAI)

COMITÉ DE DIRECCIÓN (CD) 30

Consejo de Investigadores2

Comisión de Investigación 19Comisión de Enseñanza 22Comité de la Biblioteca 2

COMITÉ CIENTÍFICO INTERNACIONAL (CCI) 2

SUBCOMITÉS Finanzas 2Operación del Obs. del Roque de los Muchachos

2Operación del Obs. del Teide 1Calidad Astronómica del Cielo 1

COMISIÓN PARA LA ASIGNACIÓN DE TIEMPO (CAT)

Telescopios nocturnos (sala nocturna)2

Telescopios solares (sala diurna) 1

Nº Reuniones

Nº Reuniones

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El pasado 23 de noviembre, SS.AA.RR., losPríncipes de Asturias, Don Felipe y Doña Letizia,realizaron una visita privada al IAC, en LaLaguna (Tenerife). La razón de esta visita eraconocer personalmente la marcha de laconstrucción del Gran Telescopio CANARIAS(GTC) así como a los investigadores más jóvenesdel IAC y a los participantes de la XVI CanaryIslands Winter School of Astrophysics (Escuelade Invierno de Astrofísica de las Islas Canarias).Esta Escuela, organizada anualmente por elIAC desde 1989, estuvo dedicada en estaocasión a los "Planetas extrasolares".

Al acto asistieron el Presidente del GobiernoAutónomo de Canarias, Adán Martín, elDelegado del Gobierno, José Segura, elConsejero de Educación, Cultura y Deportes,José Miguel Ruano, el Secretario General dePolítica Científica del Ministerio de Educacióny Ciencia, Salvador Bar-berá, y el Rector de laUniversidad de La Laguna, Ángel Gutiérrez,junto a otros representantes del Gobierno de laComunidad Autónoma de Canarias. Asimismoestuvieron presentes los miembros del Comitéde Dirección del IAC y la Dirección del GranTelescopio CANARIAS, junto con unarepresentación de los socios mexicanos yestadounidenses participantes en el proyectode este telescopio y que asistían a las reunionesdel Comité Científico Asesor y del Comité deSeguimiento y Utilización del GTC que secelebraban en esos días.

SS.AA.RR. LOS PRINCIPES DE ASTURIASVISITARON EL IAC

El acto, que tuvo lugar en el Aula de la sedecentral del IAC, se inició con unas palabras delDirector del IAC, Francisco Sánchez, y unapresentación de la evolución del GTC, en laque se mostró un vídeo sobre la construcción delGTC seguido de una intervención del Directordel Proyecto, Pedro Álvarez. A continuaciónhablaron José Guichard, Director del InstitutoNacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica(INAOE), de México, y Thomas E. Walsh,Secretario de la Fundación para la Investigaciónde la Universidad de Florida, de Estados Unidos.

Posteriormente intervino Juan Antonio Belmonte,investigador del IAC y uno de los organizadoresde la XVI Canary Islands Winter School, queexplicó a SS.AA.RR. el tema de la Escuela deeste año: los planetas fuera de nuestro sistemasolar. También dijo unas palabras SalvadorBarberá, en representación del Ministerio deEducación y Ciencia.

En las fotos SS.AA.RR. los Príncipes de Asturias a su llegada al IAC, en el Aula del Instituto,acompañados de autoridades canarias, profesores y organizadores de la XVI Escuela de Invierno

e investigadores del IAC, y firmando en el Libro de Honor.

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Los Príncipes mantuvieron a continuación unareunión informal con los más jóvenes astrofísicosdel IAC y de la Canary Islands Winter School ofAstrophysics.LA ESCULTURA "Nebulosa PlanetariaPríncipes de Asturias"

Al final del acto, el Director del IAC hizo entregaa Don Felipe y a Doña Letizia de la escultura"Nebulosa Planetaria Príncipes de Asturias".Esta escultura, realizada por el artista GotzonCañada, conmemora el bautizo en honor deSS.AA.RR. de una nueva nebulosa descubiertarecientemente desde el Observatorio del Roquede los Muchachos, en La Palma). (Ver IACNoticias 1-2004).

También le fueentregado a losPríncipes un albunrecopilatorio de lasactividades dedivulgación llevadas acabo por el IAC.

Nebulosa "Príncipes de Asturias"(PNG 126.62+1.32),descubierta desde el Observatoriodel Roque de los Muchachos.

En las fotos los Príncipes saludan a losrepresentantes de México y EE.UU.,

países que participan en el GranTelescopio CANARIAS (fotos de la

izquierda) y a los organizadores de laXVI Escuela de Invierno (fotos de la

derecha).

Don Felipe y Doña Letiziacon personal del IAC.

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REUNIONES CELEBRADASReunión del Consejo Rector

M. Jesús Sansegundo, Ministra de Ecuación y Ciencia, y Adán Martín, Presidente del Gobierno deCanarias, presidieron, el pasado 27 de julio, en la sede central del Instituto de Astrofísica de Canarias(La Laguna), el Consejo Rector del IAC.

Entre otros puntos se aprobó el programa general de la futura expansión del IAC y el presupuestode esta institución para el año 2005. El Director del IAC presentóun informe sobre las actividades del Instituto y sus ObservatoriosInternacionales desde la última reunión y, en especial, sobre losprincipales logros científicos y técnicos. Además, se dio el vistobueno a la creación de la llamada "Fundación del IAC" para ladivulgación cultural y a los procedimientos necesarios para lacontrucción del "Parque Cultural del Roque de los Muchachos"(Centro de visitantes en La Palma).

Acompañados por Adán Martín y otras autoridades, la Ministravisitó las instalaciones de la sede central del IAC.

En la rueda de prensa ofrecida a los medios de comunicación tras la reunión del Consejo Rector,la Ministra señaló "esta institución mantiene un altísimo nivel de producción científica y desarrollotecnológico" y añadió que "tanto el Gobierno Central como el Gobierno de Canarias apoyarán almáximo nivel la estrategia para consolidar lo que ya se ha logrado, haciendo del IAC un lugar muydestacado en el continente europeo y, al mismo tiempo, impulsar el futuro del centro, con lainstalación de dos telescopios americanos y facilitando la instalación de telescopios supergiganteseuropeos". Por otro lado, la Ministra dijo que las tareas de difusión cultural son importantes, sinenfocarlas como una decisión puntual, sino como una estrategia a largo plazo que debe sercompartida por todos.

Por su parte, el Presidente del Gobierno de Canarias, Adán Martín, subrayó que el IAC "es un lugarclave para la Astronomía del S XXI en el mundo" y señaló que espera que los acuerdos adoptadospara desarrollar la Astrofísica en el Observatorio del Roque de los Muchachos sean también "unaoportunidad para la isla de La Palma".

Martín destacó también que la entrada de España en la ESO (Observatorio Europeo del Sur)

potenciará la situación de Canarias en la Astronomía europea, colocando a los observatorios del IACcomo líderes de la Astrofísica mundial.Asistieron a la reunión:

- M. Jesús Sansegundo, Ministra de Ecuación y Ciencia- Adan Martín, Presidente del Gobierno de Canarias- Carlos Martínez, Presidente del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC)- Angel Gutiérrez, Rector Magnífico de la Universidad de La Laguna- Ricardo Melchior Navarro, Presidente del Cabildo de Tenerife- José Luis Perestelo Rodríguez, Presidente del Cabildo de La Palma

Un momento de la reunión. La Ministra de Educacón y Ciencia y el Presidente del Gobiernode Canarias durante la rueda de prensa.

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- Francisco Sánchez Martínez, Director del IAC- Rafael Arnay de la Rosa, Administrador deServicios Generales del IACReuniones del Comité CientíficoInternacional (CCI)

El 4 de junio, en el Rectorado de la Universidadde Copenhague (Dinamarca), el CCI celebró sureunión número 51. Durante la misma losrepresentantes del Consorcio InternacionalMAGIC presentaron su propuesta de instalar unsegundo telescopio, MAGIC II, de las mismascaracterísticas que MAGIC I (telescopio de rayoscósmicos de17 m de diámetro) y el IAC presentóun informe detallado sobre el progreso del GTCen el ORM así como los planes de desarrollo delservicio de banda ancha de telecomunicacionesuniendo los observatorios con el IAC y el exterior.También se presentó el Proyecto "OPTICON" yse informó detalladamente sobre la financiacióndisponible para las Actividades de la Red deColaboración ENO, y sus proyectoscorrespondientes, además de resaltar la especialrelevancia de la actividad de accesotransnacional; organizado por el IAC a favor detoda la comunidad astronómica europea desdeel comienzo del año. El CCI acordó asignar unaño del Tiempo Internacional del 5% alProyecto "Towards a Global Understanding ofClose Binary Evolution".

La reunión número 52 del CCI se celebró, el 29de octubre, en el Vicerrectorado de laUniversidad de La Laguna (Tenerife). En lareunión se trataron, entre otros temas, los últimosdescubrimientos desde los Observatorios deCanarias así como el estado de los nuevosproyectos, entre ellos el Gran Telescopio

CANARIAS (GTC), el telescopio STELLA, eltelescopio Liverpool y el telescopio solarGREGOR. También se abordó el estado delCALP (Centro Común de Astrofísica en LaPalma), que constituye la sede complementariadel IAC en la Palma, la cual contará condiversas instalaciones. Además, se analizó elprogreso de los Observatorios del IAC, basándoseen los informes de sus Administradores y de losSubcomités de Operaciones y de Finanzas, yen especial se estudió el problema relacionadocon la mejora de las telecomunicaciones conlos Observatorios.

25 aniversario de los AcuerdosInternacionales

Precisamente, en 2004 se cumplieron los 25años de la firma de los Acuerdos Internacionalesde Cooperación en Astrofísica, que tuvieronlugar en el Cabildo Insular de Santa Cruz de LaPalma en 1979. Era la primera y única vez queel Estado español firmaba oficialmente unosacuerdos internacionales en la Isla de La Palma.

A través de ellos, en los Observatorios del IAChoy están presentes, con sus telescopios einstrumentos más avanzados, más de sesentainstituciones científicas pertenecientes a unaveintena de países: Alemania, Armenia,Bélgica, Dinamarca, España, Estados Unidos,Finlandia, Francia, Irlanda, Islandia, Italia,México, Noruega, Países Bajos, Polonia, ReinoUnido, Rusia, Suecia, Taiwán y Ucrania,constituyendo su conjunto el Observatorio NorteEuropeo.

España se comprometió a proteger los

Previamente, el lunes 26, la Ministra y las autoridades de su Ministerio que la acompañaban(Secretario General de Política Científica y Tecnológica, Directora General de Investigación yDirector General de Política Tecnológica) visitaron el Observatorio del Roque de los Muchachos (LaPalma), haciendo un recorrido por varios telescopios y, en especial, por las obras del GranTelescopio CANARIAS (GTC).

Dos momentosde la visita a lasinstalaciones del

Gran Telescopio CANARIAS GTC.

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Observatorios según las normas de la UniónAstronómica Internacional y garantizó laparticipación de los organismos firmantes através de un Comité Científico Internacional(CCI). La contrapartida principal que se recibepor el "cielo de Canarias" es el 20% del tiempode observación (más un 5% para programascooperativos) en cada uno de los telescopios einstrumentos instalados en estos Observatorios.Ésta ha sido la mejor palanca para el logro delespectacular desarrollo de l Astrofísica española,ciencia que hoy ocupa un lugar destacado en elpaís.

Durante la mañana también se firmó un acuerdocon el Consorcio MAGIC para la instalación deun segundo telescopio como el que ya existeactualmente en el Observatorio del Roque de losMuchachos, en el término municipal de Garafía(La Palma) y que fue inaugurado oficialmente el10 de octubre de 2003. MAGIC, con 17 m dediámetro, es un telescopio de altas energías quesirve para la búsqueda de materia oscura ydetecta la luz visible producida por la radiacióngamma al penetrar en la atmósfera.

En el acto de la firma estuvieron presentesÁngel Gutiérrez, Rector de la Universidad de laLaguna, como representante del Consejo Rectordel IAC, Christoffel Waelkens, como Presidentedel CCI, Manel Martínez (IFAE Barcelona) yMosé Mariotti (INFN Padova), comorepresentantes del Consorcio MAGIC, y FranciscoSánchez, como Director del IAC.

Reunión del Comité Ejecutivo del JAD

El pasado 30 de abril se celebró en el HotelNivaria de La Laguna, en colaboración con elIAC, la reunión del Comité Ejecutivo del JAD(Joint Astrophysics Division) de la SPS/EPS(Solar Physics Section of the European PhysicalSociety) y la EAS (European AstronomicalSociety). Este Comité está formado por un totalde 15 científicos europeos y su objetivo es lapromoción de la colaboración entre la Física yla Astronomía, para lo que llevan a caboactividades tales como la organización deconferencias y reuniones interdisciplinares asícomo la participación en los foros de discusión.Presidió esta reunión el Prof. Mike Cruise, de laUniversidad de Birmingham (Reino Unido).

Reunión de "RadioNet"

La Red de Institutos de RadioastronomíaAvanzada en Europa (RadioNet) eligió el IAC,en La Laguna (Tenerife), para su reunión decoordinación con OPTICON (Red Europea deAstronomía Óptica e Infrarroja), el pasado 11de marzo. Tras la reunión de la junta directiva,celebraron una serie de charlas de intercambioen el Aula del IAC con astrónomos de estecentro de investigación. Después, los miembrosde RadioNet visitaron el Observatorio del Teide(Tenerife).RadioNet es un nuevo programa astronómicoeuropeo, que formalmente se puso en marchaen marzo con la reunión en Tenerife. Essignificativo que, aunque RadioNet sea unaagrupación de observatorios deRadioastronomía, este encuentro se celebraraen la sede de un centro con observatorios en sumayor parte ópticos, que constituyen de hechoel European Northern Observatory. Estoobedece a uno de sus principales objetivos: laconstrucción de puentes y la mejora de lacomunicación entre todos los astrónomos de laUnión Europea. "Pensaron que sería buenoreunirse en un instituto ajeno a la red parainteraccionar con los colegas que trabajan enotras longitudes de onda. Esto es muy importantepara conseguir una visión global del Universo",comenta Artemio Herrero, Coordinador deInvestigación del IAC y catedrático de Astrofísicade la Universidad de La Laguna.

En los últimos años, la Radioastronomía se habeneficiado de importantes fondos de laComisión Europea (CE). RadioNet es unainiciativa de infraestructura integrada,financiada dentro del VI Programa Marco de laCE, actualmente en curso, con 12,4 millonesde euros para los próximos 5 años. Cuenta con20 socios, que llevarán a cabo diferentesactividades de coordinación, acceso a losradiotelescopios y proyectos conjuntos dedesarrollo tecnológico en el campo de laRadioastronomía.

Entre otras metas, RadioNet busca elfortalecimiento de toda la comunidad científicaeuropea, estrechando los lazos con OPTICON eILIAS, programas de Astronomía tambiénfinanciados por la CE.

Asistentes a la reunión de RadioNet.

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LOS OBSERVATORIOS DE CANARIAS

El pasado 16 de abril, en las oficinas del Grupode Telescopios Isaac Newton (ING) en SantaCruz de La Palma, tuvo lugar el acto deinauguración oficial de SuperWASP (WideAngle Search for Planets), un nuevo instrumentoinstalado en el Observatorio del Roque de losMuchachos, en el término municipal de Garafía(La Palma). Este instrumento, diseñado paradetectar planetas fuera de nuestro sistema solar,funcionará por control remoto.

Abrió el acto Carlos Martínez Roger, Subdirectordel Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC),quien señaló: "Si bien es cierto que losObservatorios de Canarias tienen merecida famapor los resultados sobresalientes obtenidos conlos muchos y grandes telescopios solares ynocturnos que se han ido instalando, a lo largode las últimas décadas, también nos complacepoder ofrecer emplazamientos excelentes aaquellos instrumentos especialmente dedicadosa un único programa, como es el caso deSuperWASP". Y expresó como investigador yen nombre de toda la comunidad científica suagradecimiento a la isla de La Palma y, enparticular, al municipio de Garafía, "por suamable hospitalidad".

Como Investigador Principal del Proyecto, DonPollacco, de la Universidad Queen’s de Belfast,dijo que "a pesar de que sólo han pasado nuevemeses desde la construcción y las fases depuesta en servicio de la instalación, elSuperWASP representa la culminación de

muchos años de trabajo dentro del ConsorcioWASP. La información obtenida por elSuperWASP conducirá a un emocionanteprogreso en diversos campos de la Astronomía,desde el descubrimiento de planetas alrededorde estrellas cercanas hasta la detección de otrotipo de objetos variables, como supernovas engalaxias lejanas". Y aseguró: "Vamos a descubrirplanetas en algún momento durante este año".

Martin Ward, de la Universidad de Leicester yrepresentante del Particle Physics andAstronomy Research Council (PPARC) en esteacto, destacó el hecho de poder tenerextraordinarios resultados con un pequeñoinstrumento SuperWASP, que finalmente podríadar respuesta a si estamos solos en el Universoo no.

También René Rutten, Director del Grupo deTelescopios Isaac Newton, señaló queSuperWASP "es un muy buen ejemplo de cómolas ideas ingeniosas para aprovechar los últimosavances tecnológicos pueden abrir ventanasnuevas para la exploración del Universo quenos rodea, y demuestra que se puedendesarrollar importantes programas científicosde coste moderado".

Por su parte, Vicente Peñate, Alcalde de Garafía,declaró sentirse muy orgulloso porque laaportación del Observatorio del Roque de losMuchachos sea sustancial no sólo en el númerode planetas que se descubran con este nuevo

NUEVAS INSTALACIONES

INAUGURACIÓN DE SUPERWASP EN LA PALMA

Distintos momentos delacto de inauguración

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instrumento, sino también por su importancia.Y ante "el compromiso de que se van a descubrirnuevos planetas", pidió que se tuviera previstoun nombre local palmero para su identificacióna la hora del bautizo. Pese a celebrarse enSanta Cruz de La Palma, el Alcalde de Garafíaconcluyó el acto mediante el corte simbólico ya distancia de una cinta colocada al efecto enel instrumento, situado en el Observatorio delRoque de los Muchachos. El corte se ejecutó alapretar un botón desde un ordenador conectadoa la instalación mediante una webcam. De estemodo, el nuevo telescopio robótico fueinaugurado también por control remoto.

Planetas extrasolares

Hasta ahora sólo se conocen poco más de cienplanetas extrasolares, y aún hay muchasincógnitas sobre su formación y evolución, dadoque es necesario recopilar más datosobservacionales. Se espera que esta situaciónmejore de forma radical cuando SuperWASP,que inicia ahora su fase operativa, aporteresultados científicos. La construcción de esteinstrumento comenzó en mayo de 2003, y losprimeros datos experimentales se recogieron elotoño pasado, demostrando un rendimientomayor del esperado inicialmente.

SuperWASP es el proyecto más ambicioso enesta especialidad en todo el mundo. Su campoconsiderablemente amplio, junto con sucapacidad para medir la luminosidad de formamuy precisa, le permite observar grandesextensiones del cielo y controlar con detalle elbrillo de cientos de miles de estrellas. Si algunade ellas tiene alrededor un planeta del tamañode Júpiter, éste puede atravesar el disco de suestrella y provocar una disminución de su brillo.

Aunque ningún telescopio podría llegar aobservar el planeta de forma directa, su paso otránsito tapa una pequeña fracción de la luz desu estrella (observamos que la estrella parecemás tenue durante algunas horas). Un fenómenoparecido tuvo lugar el 8 de junio del 2004 ennuestro propio sistema solar durante el tránsitode Venus a través del disco solar.Una sola noche de observación con elSuperWASP generará unos 50 millones demedidas de brillo estelar, lo que da como resultadouna gran cantidad de información, hasta 60 GB,el tamaño de un disco duro de un ordenadorcomún (o de 42.000 disquetes). A continuación,esta información es procesada usando algoritmoscomplejos y se almacena en una base de datospública proporcionada por la "Leicester Databaseand Archive Service" de la Universidad deLeicester.

La historia del Proyecto durante los últimosdiez años, que incluye el descubrimiento de lacola de sodio del Cometa Hale-Bopp en 1997,puede encontrarse en http://www.superwasp.org/history.html y los demásenlaces incluidos.

La instalación SuperWASP está dirigida por elConsorcio WASP, compuesto por las siguientesinstituciones: Universidades de Cambridge,Keele, Leicester, Open, Queen’s Belfast y St.Andrews (Reino Unido), el Instituto de Astrofísicade Canarias IAC y el Grupo de TelescopiosIsaac Newton ING (La Palma).

El instrumento SuperWASP ha costadoaproximadamente 600.000 Euros, y ha sidofinanciado a través de contribucionesimportantes por parte de la Universidad Queen’sde Belfast, el Particle Physics and Astronomy

R e s e a r c hCouncil y laOpen Universitybritánica.

El SuperWASPtiene un diseñoóptico nuevo,que incluyehasta ochoc á m a r a scientíficas, cadauna con funciónparecida a la deuna cámaradigital común, yconjuntamenteconectadas a

una montura telescópica convencional. ElSuperWASP cuenta con un campo de visiónunas 2.000 veces mayor que un telescopioastronómico común. El instrumento, que

SuperWASP con la cúpula delTelescopio "William Herschel"

(WHT) al fondo.

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El IAC en el marco de sus proyectos educativosy de divulgación, ha firmado un acuerdo con laentidad "Sociedad del Telescopio" (ST), deDelaware (EEUU), en representación de"Telescope Time Inc.", para el establecimientoen el Observatorio del Teide (Tenerife), detelescopios ópticos bajo control remoto. Setrata de poner en marcha una experiencia de"Astronomía en vivo", denominada SLOOH que,en un futuro, pretende crear una red alrededordel mundo para poder observar durante todo eldía.

La toma de contacto con la Sociedad delTelescopio con el IAC y las posterioresconversaciones han tenido lugar gracias altrabajo de la Sociedad PROEXCA (PromocionesExteriores de Canarias).

Según sus estatutos, la ST pretende captar elinterés mundial hacia la Astronomía. Para ellodesea situar una red de telescopios, gobernados

por control remoto, en los lugares de mayorcalidad de todo el mundo y ponerlos adisposición del público en general bajo el pagode una cuota.En virtud del acuerdo firmado en 2003, estanueva instalación del Observatorio del Teide,llamada "Optical Telescope Array" (OTA), podrállegar a albergar hasta 10 pequeños telescopios.Por el momento OTA consiste en dos cúpulasautomáticas con estación meteorológica, dos

TELESCOPIOS ROBÓTICOS

Michael P. Paulucci, Presidente de ST, y FranciscoSánchez, Director del IAC en el momento de la firma

del acuerdo.

telescopios reflectores Schmidt Cassegrain de16" FIO (de 40,64 cm cada uno), una monturade telescopio robótica con un margen de errorinferior a 5 segundos de arco y una cámarameteorológica.Las condiciones geográficas y atmosféricasúnicas que se dan en los Observatorios del IACpara la observación, junto con la diferencia dehuso horario en relación con Estados Unidos,permitirá que la ST, según su Presidente,Michale P. Paulucci, presentar en su paísAstronomía durante el día.

El IAC tiene previsto dedicar un 5% de tiempode observación de los telescopios que se instalenen el Observatorio el Teide para facilitarobservaciones a escuelas, museos de la cienciay planetarios. En el futuro, este tiempo se podráusar utilizando telescopios situados en otroslugares del mundo para así poder observardurante todo el día. En este sentido, la STtraducirá su programa educativo al español, loque permitirá aumentar la apreciación de lasciencias astronómicas por toda la sociedadhispano-hablante.

Uno de los nuevos telescopios robóticos.

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OBSERVATORIO DEL TEIDE(OT)

- Superficie: 50 hectáreas- Altitud: 2.390 m

- Situación: Isla de Tenerife (Islas Canarias/España)- Longitud: 16030’35" Oeste

- Latitud: 28018’00" Norte

A= Alemania, B= Bélgica; E= España, EEUU= Estados Unidos; FR= Francia;IT= Italia; RU= Reino Unido; Taiwán; Intern.= Internacional

SERVICIOS- Comunicaciones: Red IBERCOM (6 líneas de emergencia con 65 extensiones, 2 líneas de fax), sistema de radio-enlace con 1 estación de base, 5 a bordo de vehículos y 5 portátiles.- Alojamientos: Residencia = 24 plazas.- Vehículo: 6 adscritos a las instalaciones telescópicas y 4 todo-terreno.- Energía: 3 centros de transformación con 660 KVA y 3 grupos electrógenos con 295 KVA.- Centro de visitantes: Aforo 43 personas.- Otras instalaciones: Zona de servicios, Garajes y Cuarto de Máquinas.

Diámetro(cm)

10

30

40 x 2

50

60

80

90

100

120

150

155

INSTRUMENTO

Telescopio STARE

Telescopio robótico Bradford

Red de telescopios ópticos (OTA)

Telescopio MONS

Telescopio solar de Torre al Vacío (VTT)

Telescopio IAC-80

Telescopio solar THEMIS

Telescopio OGS

Telescopio robótico STELLA

Telescopio solar GREGOR

Telescopio infrarrojo Carlos Sánchez (TCS)

Interferómetro de microondas (VSA)

Radiotelescopios COSMO10 y COSMO15

Instrumentos en el LABORATORIO SOLAR:- Espectrofotómetro integral MARK-I

- Espectrofotómetro ECHO-T- Tacómetro de Fourier GONG- Fotómetro de alta resolución TON +

PROPIETARIO

HAO Boulder (EEUU)

Univ. de Bradford (RU)

Sociedad del Telescopio (EEUU)

Univ. Mons (B)

Inst. Kiepenheuer (A)

IAC (E)

CNRS-INAF (FR-IT)

IAC-ESA (E-Intern.)

Inst. Postdam (A)Obs. Hamburgo (A)Inst. Kiepenheuer (A)Univ. Gottingen (A)Inst. Postdam (A)IAC (E)

Univ. Cambridge (RU)Univ. Manchester (RU)IAC (E)IAC (E)

Univ. Birmingham (RU)IAC (E)HAO Boulder (EEUU)NSO (EEUU)Univ. Tsing-Hua (Taiwán)

Operativo(año)

2001

2003

2004

1972

1989

1993

1996

1996

2005

2005

1972

2002

1996

1978

200019961993

MEMORIAIAC 2004

17

- Superficie: 189 hectáreas- Altitud: 2.396 m

- Situación: Isla de La Palma (Islas Canarias/España)- Longitud: 17052’34" Oeste

- Latitud: 28045’34" Norte

OBSERVATORIO DEL ROQUEDE LOS MUCHACHOS

(ORM)

A= Alemania; AR= Armenia B= Bélgica; D= Dinamarca; E= España;EEUU=Estados Unidos; FI= Finlandia; FR=Francia; IR= Irlanda; IT= Italia;M= México;N= Noruega; PB= Países Bajos; P= Polonia; RU= Reino Unido;

R= Rusia; S= Suecia; U= Ucrania; IS=Islandia*Consorcio WASP: Universidades de Cambridge, Keele, Leicester, Open,

Queens Belfast y St. Andrews (RU) IAC-ING (E)**Consorcio MAGIC: Inst. Física d´Altes Energies (E); Univ. Autónoma Barcelona

(E); Obs. de Crimea (U); Univ. California (EEUU); Univ. Gottingen (A); Univ. Lodz (P);Univ. Complutense de Madrid (E); Inst. Nuclear Research (R); Inst. Max-Planck

Munich (A); Univ. Padua (IT); Univ. Potchefstroom (PB); Univ. GH-Siegen (A); Univ.Siena (IT);

Obs. Tuorla (FI); Univ. Wurzburg (A); Inst. Física Yerevan (AR)SERVICIOS

- Comunicaciones: Red IBERCOM (30 líneas externas con 114 extensiones, 2 líneas de fax), sistema de radio-enlace con 6 estaciones de base y 42 a bordo de vehículos, lÍnea de datos a 2 Mbits de velocidad.- Alojamientos: Residencia = 29 habitaciones (24 individuales y 5 dobles); Anexo = 30 habitaciones (9 individualesy 21 dobles).- Vehículos: 3 todo-terreno, 1 turismo.1 camión (quitanieve y contraincendios) y 1 ambulancia.- 4 Helipuertos.- Otras instalaciones: Zona de Servicios con despachos, Laboratorio de Electrónica, Taller de Mecánica, Almacén,Garajes, Grupos Electrógenos, Transformadores, Cuarto de Máquinas, Taller de Soldadura y Gasolinera.

Diámetro(cm)

18

20

45

97

60

100

120

200

250

256

350

420

1.135

1.700

1.700

INSTRUMENTO

Cámara robótica SuperWASP

Telescopio Meridiano de Carlsberg (CMT)

Monitor de seeing (DIMM)

Telescopio solar Abierto Holandés (DOT)

Refractor solar (SST)

Telescopio óptico

Telescopio Jacobus Kapteyn (JKT)

Telescopio MERCATOR

Telescopio robótico Liverpool (LT)

Telescopio Isaac Newton (INT)

Telescopio Nórdico (NOT)

Telescopio Nacional Galileo (TNG)

Telescopio William Herschel (WHT)

Gran Telescopio CANARIAS (GTC)

Telescopio Cherenkov MAGIC I

Telescopio Cherenkov MAGIC II

PROPIETARIO

Consorcio SuperWASP *

Univ. Copenhague-IOA-ROA (D-RU-E)

IAC-Univ. Niza (E-FR)

Univ. Utrecht (PB)

R. Academia de Ciencias (S)

R. Academia de Ciencias (S)

PPARC (RU-PB-IR)

Inst. Sterrenkunde (B)Univ. Leuven (B)Univ. John Moore Liverpool (RU)

PPARC (RU-PB-E)

Asoc. Cientifica NOT (D-FI-N-S-IS)

INAF (IT)

PPARC (RU-PB-E)

GRANTECAN (E-EEUU-M)

Consorcio MAGIC**

Consorcio MAGIC**

Operativo(año)

2004

1984

1984

1997

2002

1982

1984

2002

2003

1984

1989

1998

1987

2006

2003

2006

18

MEMORIA2004 IAC

COMISIÓN PARA LA ASIGNACIÓNDE TIEMPO (CAT)

en los Observatorios del IAC

quedado vacante, de tal manera que vayan renovándose los vocales de uno en uno.Sala nocturna

El CAT, en la sala nocturna, para los telescopios nocturnos, se reunió en dos ocasiones yasistieron a las reuniones:

a través de la "Comisión de Asignación deTiempo" (CAT), de la que van formando partetoda la comunidad astrofísica española. Lasnormas sobre su composición y funcionamientoson fijadas por el Consejo Rector del IAC. Losmiembros del CAT no permanecen en él más de4 evaluaciones consecutivas (2 años). Al final decada reunión semestral evaluadora, se nombrael vocal correspondiente a la plaza que ha

Entre los objetivos del IAC figura "promover lainvestigación astrofísica" y "fomentar lasrelaciones con la comunidad científica nacionale internacional". La forma más directa quetiene el Instituto de actuar en tal sentido esfacilitando el uso de tiempo de observacióndisponible en cada uno de los telescopiosinstalados en los Observatorios de Canarias. Laasignación de tiempo de observación se realiza

12, 13 y 14 de mayo

Presidente:Juan A. Belmonte, del IACVocales del IAC:- Casiana Muñoz-Tuñón- José M. Rodríguez EspinosaVocales de la Comunidad Nacional:- Ruth Carballo, de la Univ. de Cantabria- Margarita Hernanz, del IEEC- Luis F. Miranda, del IAARepresentante del Comité CientíficoInternacional:Oscar Strainero, del Obs. de Téramo (Italia)Vocales de Tiempo Adicional:- José M. Rodríguez Espinosa, del IAC- Artemio Herrero, del IAC

Tatiana Karthaus, del IAC, como Secretaria.

10, 11 y 12 de noviembre

Presidente:Juan A. Belmonte, del IACVocales del IAC:- Casiana Muñoz-Tuñón- César EstebanVocales de la Comunidad Nacional:- Ruth Carballo, de la Univ. de Cantabria- M. Rosa Zapatero, de LAEFF- Guillem Anglada, del IAARepresentante del Comité CientíficoInternacional:Oscar Strainero, del Obs. de Téramo (Italia)Vocal de Tiempo Adicional:- José M. Rodríguez Espinosa, del IAC

Tatiana Karthaus, del IAC, como Secretaria.

Sala diurna

El CAT, en la sala diurna, distribuyó el tiempo de observación de los telescopios solares. Se reunióen dos ocasiones y asistieron a las reuniones:

6 de febrero

Presidente:José A. Bonet, del IACVocal del IAC:Manuel VázquezVocales de la Comunidad Nacional:- Vicente D. Codoñer, de la Univ. de Valencia- José L. Ballester, de la Univ. de Palma deMallorca

Representante del Comité CientíficoInternacional:Luis Bellot, del Kiepenheuer Inst. (Alemania)

14 de febrero

Presidente (en funciones):Manuel Vázquez, del IACVocal del IAC:Manuel VázquezVocales de la Comunidad Nacional:- Vicente D. Codoñer, de la Univ. de Valencia- José L. Ballester, de la Univ. de Palma deMallorca- José C. del Toro, del IAARepresentante del Comité CientíficoInternacional:Carine Briand, del Obs. París-Meudon(Francia)

MEMORIAIAC 2004

19

* El factor de sobrepetición expresa el número de noches solicitadas por cada nocheconcedida.

FACTORES DE SOBREPETICIÓN PARA EL TIEMPO ESPAÑOLEN LOS TELESCOPIOS NOCTURNOS DEL OT Y ORM

NOTA: Las resoluciones del CAT, con las propuestas seleccionadas, aparecen detallados en lasiguiente direcciones electrónicas:

- telescopios solares http://www.iac.es/cat/diurno/HOJA.html- telescopios nocturnos http://www.iac.es/cat/index_noc.html

por lo que para evitar repeticiones no se incluirán en esta Memoria. (Información: Tatiana Karthaus,Secretaría del CAT)

275 noches solicitadas en el telescopio WHT (ORM)

29%

71%

concedidas denegadas

Factor de sobrepetición 3,4 (340%)

118 noches solicitadas en eltelescopio INT (ORM)

14%

86%


Factor de sobrepetición: 1,2 (120%)

159,3 noches solicitadas en el telescopio NOT (ORM)

62%

38%



29,5 noches solicitadas en eltelescopio LT (ORM)

69%

31%



320 noches solicitadas en eltelescopio TCS (OT)

69%

31%



144,3 noches solicitadas en el telescopio TNG (OT)

60%

40%



325,3 noches solicitadas en el telescopio IAC-80 (OT)

22%

78%



20

MEMORIA2004 IAC

ACUERDOSespañola, ciencia que hoy ocupa un lugardestacado.CONCIERTO DE COLABORACIÓNPARA LA FORMACIÓN EN CENTROSDE TRABAJO

El IAC y el IES Virgen de la Candelaria hanformado un concierto específico de colaboraciónpara la realización de un programa formativodel módulo profesional de formación en centrosde trabajo, por el que alumnos de este centrodocente realizarán prácticas en el IAC.

ACUERDO CON LA OFICINA DEPATENTES DE EEUU

Firma de un acuerdo con la Oficina de Patentesde Estados Unidos para el uso de la patente «AWideband 180 Degree MicroWave PhaseSwitch», un conmutador de fase de 180°inventada por el ingeniero del IAC RogerHoyland, en el marco de la participación delIAC en el instrumento LFI del satélite PLANCK.

CONVENIO DE COLABORACIÓN CONEL DEPARTAMENTO DE CIENCIAS YTÉCNICAS DE NAVEGACIÓN DE LAUNIVERSIDAD DE LA LAGUNA

Convenio que tiene por objeto la realizacióndel programa para la formación de ZabensuiPalomo Cano, alumno de Ciencias y Técnicasde Navegación de la Univesidad de La Laguna,en virtud del decreto que regula la posibilidadde establecer programas de cooperacióneducativa con las Empresas/Entidad para laformación de alumnos en los dos últimos cursosde una Facultad, Escuela Técnica Superior oEscuela Universitaria concreta.

CONVENIO CON EL CSIC PARA EL"PROYECTO ALHAMBRA"

El IAC ha firmado con el Consejo Superior deInvestigaciones Científicas (CSIC) un conveniorelativo a la participación de personal del IACen el "Proyecto Alhambra: implementación y

25 AÑOS DE LOS ACUERDOSINTERNACIONALES

En el Cabildo Insular de Santa Cruz de LaPalma, España firmó el 26 de mayo de 1979,con varios países europeos, el Acuerdo y elProtocolo de Cooperación en Astrofísica, haceahora 25 años. Era la primera y única vez queel Estado español firmaba oficialmente unosacuerdos internacionales en la Isla de La Palma.

A través de ellos, en los Observatorios del IAChoy están presentes, con sus telescopios einstrumentos más avanzados, más de sesentainstituciones científicas pertenecientes a unaveintena de países: Alemania, Armenia,Bélgica, Dinamarca, España, Estados Unidos,Finlandia, Francia, Irlanda, Islandia, Italia,México, Noruega, Países Bajos, Polonia, ReinoUnido, Rusia, Suecia, Taiwán y Ucrania,constituyendo su conjunto el Observatorio NorteEuropeo (ENO).

España se comprometió a proteger losObservatorios según las normas de la UniónAstronómica Internacional y garantizó laparticipación de los organismos firmantes através de un Comité Científico Internacional(CCI). La contrapartida principal que se recibepor el «cielo de Canarias» es el 20% del tiempode observación (más un 5% para programascooperativos) en cada uno de los telescopios einstrumentos instalados en estos Observatorios.

Ésta ha sido la mejor palanca para el logro delespectacular desarrollo de la Astrofísica

Un momento de la firma de los Acuerdos Internacionales deAstrofísica en La Palma en 1979.

MEMORIAIAC 2004

21

organización de sistemas de adquisición yreducción de datos" gestionado por el CSIC.ACUERDO CON EL CONSORCIO MAGIC

Se firmó un acuerdo con el Consorcio MAGIC,para la instalación de un segundo telescopiocomo el que ya existe actualmente en elObservatorio del Roque de los Muchachos, enel término municipal de Garafía (La Palma) yque fue inaugurado oficialmente el 10 deoctubre de 2003. MAGIC, con 17 m de diámetro,es un telescopio de altas energías que sirvepara la búsqueda de materia oscura y detecta laluz visible producida por la radiación gamma alpenetrar en la atmósfera.

En el acto de la firma estuvieron presentesÁngel Gutiérrez, Rector de la Universidad de laLaguna, como representante del Consejo Rectordel IAC, Christoffel Waelkens, como Presidentedel CCI, Manel Martínez (IFAE Barcelona) yMosé Mariotti (INFN Padova), comorepresentantes del Consorcio MAGIC, y FranciscoSánchez, como Director del IAC.

PROTOCOLO DE COLABORACIÓNCON TELEFÓNICA

El Presidente Ejecutivo de Telefónica deEspaña, Julio Linares, visitó el pasado 17 denoviembre las instalaciones del Instituto deAstrofísica de Canarias (IAC), donde fue recibidopor su Director, Francisco Sánchez. A lo largo

de la visita, el director del IAC explicó todos lospormenores del Centro y expuso las necesidadesque, en materia de telecomunicaciones, elInstituto debe acometer.

Durante el encuentro, el Director Territorial deTelefónica en Canarias, Armando Santana y elDirector del IAC firmaron un protocolo de

Durante la visita a las instalaciones del IAC.

colaboración en proyectos de investigación,desarrollo de nuevos servicios y difusión de laciencia y de nuevas tecnologías, incorporandopara ello todos los factores de innovaciónnecesarios.PARTICIPACIÓN EN OPTICON

El IAC participa en la iniciativa europeaOPTICON. Bajo este proyecto de cooperacióninternacional, financiado bajo el SextoPrograma Marco, un total de 47 entidadeseuropeas, que representan a casi un centenarde centros de investigación, universidades yempresas, llevan a cabo varias actividades decoordinación y proyectos de desarrollotecnológico. También desarrollan un programade acceso a los telescopios operados por Europa.

El proyecto supera los 30 millones de euros conuna financiación comunitaria de 19,2 millonesde euros. La participación del IAC, en estafinanciación, representa 1,5 millones de euros,aproximadamente.

El IAC es la entidad responsable de la gestióny coordinación del Programa de Acceso a untotal de 22 telescopios europeos repartidos portodo el mundo (Canarias y Península, Chile,Hawai, Francia, Grecia y Australia), participa entres de los seis proyectos de desarrollotecnológico y es responsable de una de lasactividades de coordinación, además departicipar también en el resto.

CONTRATO DE COOPERACIÓNEDUCATIVA

En virtud del contrato de cooperación educativafirmado entre el IAC y el British Yeoward School,que fomenta la enseñanza práctica de actividades

Un momento de la firma del Acuerdo con Telefónica.

22

MEMORIA2004 IAC

© Patrick Soborg.

MEMORIAIAC 2004

23

GRAN TELESCOPIO CANARIAS (GTC)El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) es el primer proyecto de "gran ciencia" liderado por España,para ser instalado en nuestro territorio. Es, además, un proyecto industrial de alto valor tecnológicocon una importante participación de la industria de nuestro país. Es un proyecto liderado por elInstituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y financiado por el Estado Español, a través del Ministeriode Educación y Ciencia, el Gobierno Autónomo de Canarias, a través de la Consejería deEducación, Cultura y Deportes, el Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma deMéxico (IA-UNAM), el Instituto de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) de Puebla (México) y laUniversidad de Florida (EEUU). Este telescopio, con un espejo primario segmentado de 10,4 metrosde diámetro equivalente, se está actualmente construyendo en el Observatorio del Roque de LosMuchachos, en la Isla de La Palma.

El GTC verá su Primera Luz en el año 2005 y su explotación científica se iniciará formalmente unaño después, tras su puesta en marcha, en lo que se acostumbra llamar Día Uno.

En el año 2004 que acaba de concluir se ha levantado la estructura mecánica del telescopio, hanllegado ya al Observatorio los primeros doce segmentos del espejo primario, las dos unidades deadquisición y guiado de los focos Nasmyth y el Instrumento de Verificación.

Es de destacar el delicado proceso de montaje y alineado del segundo eje del telescopio o eje deelevación. Esto ha supuesto al ajuste de una masa de unas 100 toneladas y 13 metros de diámetrodentro de unas especificaciones de una décima de milímetro. El tiempo dedicado en este procesose ha de ver recompensado por el preciso movimiento del conjunto del telescopio durante su usocientífico.

SE COMPLETA EL MONTAJE DELA ESTRUCTURA MECÁNICA DEL

TELESCOPIOLa parte más delicada y laboriosa del montajede la estructura mecánica del telescopio hasido, sin duda, el montaje del anillo de elevacióny alineado del eje de elevación que define esteanillo y las bancadas que le soportan. Paraalcanzar la rigidez requerida en la estructuraque define este eje, la celda del espejo primario,y el "tubo inferior" forman un todo unitario conel anillo de elevación. Todo este conjuntopresenta una masa del orden de 100 toneladas

y unas dimensiones máximas que rondan los 13metros. El eje de giro de este conjunto hubo deser ajustado con una precisión de una décima demilímetro. Este proceso llevó algunos meses,controlando el ajuste de cada una de las piezasque forman este conjunto con una metrologíadimensional muy precisa.

En el mes de diciembre se terminaron de montarlos elementos que conforman el "tubo superior"del telescopio. Esta previsto que la parte másalta de esta estructura: el anillo-soporte delespejo secundario o "araña", que corona el"tubo superior" se instale en enero de 2005.

Estructura mecánica delGTC.

24

MEMORIA2004 IAC

La torre del espejo terciario y los dos rotadoresde instrumentos de los focos Nasmyth serecibieron en La Palma y se encuentranalmacenados a la espera de ser montados en eltelescopio, en la primera mitad del año 2005.LOS ELEMENTOS OPTICOS

En el año 2004 se ha iniciado la entrega de losprimeros segmentos que conformarán el espejoprimario del telescopio. Como consecuenciadel singular procedimiento de metrologíainterferométrica que se utiliza para ajustar yverificar el correcto pulido de estos segmentos,estos se suministran desde la factoría SAGEM-REOSC, en París (Francia), en lotes de seissegmentos cada uno. Son los dos primeros lotesde seis segmentos los que se encuentran ya enel Observatorio a la espera de ser aluminizadose instalados en el telescopio, una vez esté laestructura terminada.

No se ha podido completar en el año 2004 elproceso de pulido del espejo secundario. Lasdificultades técnicas se han concentrado en lassoluciones adoptadas para el correcto pulido

Observatorio y allí se preparará para su posteriorinstalación en el telescopio en 2005.

El espejo terciario se ha pulido y se esperarecibir en el Observatorio en los primeros mesesde 2005 para su posterior aluminizado ymontaje en el telescopio.Como estaba previsto, las denominadas Cajasde Adquisición y Guiado de los focos Nasmythy la Cámara de Pruebas o Instrumento deVerificación se han recibido en el Observatoriodonde se están integrando con el sistema decontrol del telescopio para que, cuando seinstalen en el telescopio, estén listas paratrabajar.

EL SISTEMA DE CONTROL

Los sistemas informáticos finales de control deltelescopio y el software que se está desarrollandoya se está probando y poniendo en marcha enel Observatorio conectándose a los subsistemasque allí se van preparando para su instalaciónposterior en el telescopio. El ya voluminosopaquete de software que va dando forma alSistema de Control del GTC comienza a serutilizado con los sistemas finales a controlar.

LA INSTRUMENTACIÓN CIENTÍFICA

El GTC contará, desde su puesta en operación,con dos instrumentos científicos de primerageneración: OSIRIS y CanariCam. Además,contará con ELMER, un instrumento concebidopara minimizar los riesgos ante la posibilidadde que los instrumentos de Día Uno no estén apunto. Todos estos instrumentos están en unavanzado estado de fabricación. Algunos yahan iniciado su integración en laboratorio yotros lo harán en breve.

Alrededor de estos instrumentos se estádesarrollando una intensa actividad científicade preparación de programas de observación,ya que el propósito es que el impacto científicodel GTC sea importante desde el comienzo.

El primer instrumento de segunda generación,EMIR, ha progresado de forma importante ensu diseño detallado o avanzado.

OSIRIS

OSIRIS (Optical System for Imaging and lowResolution Integrated Spectroscopy, SistemaÓptico para Imagen y Espectroscopía Integradade Resolución Baja/Intermedia), es uninstrumento para obtener imágenes directasdel cielo así como espectroscopía de bajaresolución de varios objetos a la vez en el rango

de este espejo hasta sus bordes (por el diseñoóptico del GTC, que optimiza el telescopiopara su uso en el infrarrojo, es en el espejosecundario donde se encuentra la pupila deentrada del telescopio). Esperamos que el pulidode este espejo se complete satisfactoriamenteen los primeros meses de 2005.Los ajustes finales de los mecanismos de soportey movimiento de este espejo se han completadoeste año 2004. Este sistema se enviará al

Proceso de pulido del espejo terciario del GTC.© LZOS

Espejo secundario delGTC en

la factoría de SAGEM/REOSC.

© SAGEM/REOSC

MEMORIAIAC 2004

25

visible.

OSIRIS incorpora detectores CCD (ChargeCoupled Device, dispositivo de carga acoplada)de última generación, combinados con filtrossintonizables. El instrumento combina sucapacidad de hacer espectrofotometría rápidacon un amplio campo de visión paraespectroscopía multiobjeto con máscaras, conlo que será uno de los instrumentos más versátilesy potentes de su clase.El grupo de científicos e ingenieros de OSIRIS,liderado por el Dr. Jordi Cepa-Nogué (IAC),está haciendo un gran esfuerzo por llevar abuen término este proyecto de carácterinternacional, con participación,fundamentalmente, de España y México.

En la actualidad, OSIRIS está finalizando sufase de fabricación, tanto en la industria comoen los centros participantes. El inicio de suintegración en laboratorio está previsto paraprincipios del año 2005. OSIRIS cuenta confinanciación tanto del propio Proyecto del GTCcomo del Plan Nacional de Astronomía yAstrofísica.

OSIRIS, entre otros resultados, proporcionaránuevos datos a los científicos en diversas áreasde conocimiento de la Astrofísica, como las

de obtener imágenes, hacer espectroscopía,polarimetría y coronografía en el rango espectraldel infrarrojo medio, capacidades que confierena este instrumento aspectos únicos dentro de suclase. El equipo de CanariCam está lideradopor el Prof. Charles Telesco (Univ. de Florida,EEUU) y se está construyendo en su totalidad endicha Universidad.

3D de OSIRIS.

Criostato del instrumento CanariCam, construido para el GTCpor la Universidad de Florida (EEUU).

© Univ. de Florida (EEUU).

atmósferas de los planetas del Sistema Solar;los objetos compactos emisores de rayos X(posibles agujeros negros); las supernovas muylejanas, que sirven de referente para conocer laedad del Universo; las llamadas explosiones derayos gamma, (emisiones muy intensas deenergía cuyo origen se desconoce y que espreciso identificar); o la formación y evoluciónde las galaxias y los cúmulos de galaxias.

Más información sobre OSIRIS puedeencontrarse en la página del Proyecto: http://www.iac.es/project/OSIRIS/CanariCam

CanariCam es un espectrógrafo con capacidadde imagen en el infrarrojo térmico que podrá"detectar" el calor de las estrellas. Será capaz

CanariCam permitirá llevar a caboobservaciones espectroscópicas con resoluciónbaja e intermedia en las bandas de 10 y 20 µm,entre unos valores bastante más bajos que loslímites alcanzados por los satélites de infrarrojoslanzados hasta ahora. Además será el únicocoronógrafo existente en un telescopio de grantamaño y capaz de trabajar en la banda de 10µm. La coronografía en el rango del infrarrojomedio puede ser muy útil para, entre otrosproyectos, la detección de posibles planetas debaja masa en torno a estrellas de secuenciaprincipal. Por último, CanariCam podrá realizarpolarimetría en 10 y 20 µm.En el año 2004 se ha completado la fabricaciónde los elementos que forman CanariCam y seha avanzado en su integración en laboratorio.Su fecha de entrega está prevista para finales el2005. El Prof. Telesco está haciendo un granesfuerzo por aglutinar en torno a CanariCam ungrupo científico con elevada participaciónespañola.

CanariCam será un instrumento ideal para elestudio de zonas de formación estelar, tantogalácticas como extragalácticas, para aportarnuevas claves en el análisis de la conexión entreactividad nuclear y formación estelar, o para elestudio de galaxias lejanas, sin dejar de lado laobservación de objetos de baja masa, tales comoenanas marrones, objetos protoestelares, oplanetas extrasolares.

Más información sobre CanariCam puedeencontrarse en la página del Proyecto: http://electron.astro.ufl.edu/CanariCam/index.htm

26

MEMORIA2004 IAC

ELMER

ELMER es un instrumento pensado para hacerimagen y espectroscopía de baja resolución enel rango visible a un costo reducido, en términostanto monetarios como de riesgo. Es, pordefinición, un instrumento de emergencia.Responde a una recomendación del ComitéCientífico Asesor (SAC) para tener uninstrumento simple en la Primera Luz. Laexperiencia en otros grandes telescopios indicaque los primeros instrumentos, debido a sucomplejidad y ambición desde el punto devista científico, suelen retrasarse en llegar altelescopio, por lo que es necesario contar conun instrumento simple, cuya construcción noofrezca dificultades innecesarias, que estuvieralisto para ser usado en caso necesario.ELMER será capaz de obtener imágenesconvencionales con filtros de banda ancha yestrecha que permitirán hacer comprobacionesde calibración del propio telescopio,espectroscopía de rendija larga, fotometríarápida, espectroscopía rápida de rendija corta,espectroscopía sin rendija o espectroscopíamultiobjeto. Esto, combinado con su alta calidadde imagen y alta transmisión óptica, hace queELMER pueda ser un instrumento relativamenteversátil a pesar de su simplicidad, y uno de losmás sensibles.

Tan solo las VPHs son los elementos de ELMERcuya fabricación está aun realizándose. Esteinstrumento se encuentra totalmente integradoen los talleres del IAC, donde se han realizadola totalidad de pruebas de sus subsistemas. Enel año 2005 se realizarán las pruebas a nivel desistema quedando así listo para ser instalado enel GTC cuando se requiera.

La ciencia que podrá hacerse con ELMERabarca desde el estudio del Sistema Solar,variables cataclísmicas, pulsares, objetosviolentamente variables y brotes de rayosgamma, pasando por galaxias activas, cúmulosde galaxias y Cosmología.

Más información sobre ELMER puedeencontrarse en la página del Proyecto: http://www.gtc.iac.es

EMIR

EMIR (Espectrógrafo Multiobjeto Infrarrojo) esun espectrógrafo multi-objeto con capacidadde imagen. Es el primer instrumento de segundageneración del GTC y el primero que trabajaráen el infrarrojo cercano, un instrumento clavepara el estudio de la historia de la formación deestrellas en el Universo.

EMIR es un instrumento ambicioso y, como tal,complejo. Su gran reto está en conseguir uncampo de visión grande que permita observarmuchos objetos simultáneamente al usar elmétodo de máscaras multirrendija, que permiteseleccionar la parte del campo visible que sequiere observar. Esta característica lo dotará deuna gran eficiencia observacional para muchostipos de proyectos en los que se necesita observarun número elevado de galaxias o estrellas.

El Dr. Francisco Garzón (IAC) es el investigadorprincipal de EMIR, quien lidera un equipoaltamente motivado de científicos e ingenierosde varias instituciones, además del IAC: laUniversidad Complutense de Madrid (UCM) y elLaboratoire d’Astrophysique - Observatoire Midi-Pyrénées (LAOMP, Francia).

Las características principales de EMIR son sugran campo de visión, necesario para realizarespectroscopía multi-objeto, su rango espectralhasta la banda K, y su relativamente altadispersión. Todas estas necesidades hacen quese lleve al límite el diseño óptico. Además,EMIR ha de enfriarse a temperaturas criogénicas(200º bajo cero) para disminuir el fondo térmicoinfrarrojo, por lo que la gran ventana de entradaen un instrumento criogénico es todo un reto de

Criostato de pruebas del instrumento de segunda generaciónEMIR, en el laboratorio del IAC.

diseño. También es un reto el mecanismo quese utilice para cambiar las máscaras sinnecesidad de calentar el instrumento cada vezque se haga un cambio. EMIR es un instrumentocomplejo, pero único, un instrumento que abriráel camino de la espectroscopía multi-objetoinfrarroja.

Los objetos típicos observados serán galaxiasdébiles, estrellas poco masivas, objetos estelaresjóvenes, enanas marrones, regiones de HII yzonas de formación estelar, supernovasdistantes, núcleos galácticos y galaxiasprimordiales.

A lo largo de 2004 EMIR ha avanzado de formaimportante en su diseño de detalle y se hainiciado la fabricación de los primeros elementosy de prototipos necesarios para resolver aspectostecnológicos críticos en este instrumento. EMIRse espera que llegue al telescopio en el año2007.

MEMORIAIAC 2004

27

ÁREA DE INVESTIGACIÓNCorresponde al Área de Investigación la "elaboración y desarrollo de Proyectos de Investigación enel campo de la Astrofísica y en áreas relacionadas con ella". A fin de cumplimentar sus objetivos,el Área tiene una estructura organizativa, de gestión y de servicios enfocada a facilitar y encauzarel desarrollo de la actividad investigadora.

El Área está encabezada por el Coordinador de Investigación como responsable directo de lasactividades de investigación del IAC. El Consejo de Investigadores (con normativa pendiente deaprobación) es el órgano asambleario del Área y en él están presentes todos los Doctores querealizan su actividad investigadora en el Centro, con una antigüedad de al menos seis meses en elIAC. Tiene como máximas atribuciones el proponer el nombramiento (y, en su caso, el cese) delCoordinador, así como valorar sus informes de Gestión y los de las comisiones que de él dependen.

Para asistir al Coordinador en el desempeño de sus funciones, existe la Comisión de Investigación,que él mismo preside, y de la que forman parte el Director del Departamento de Astrofísica de laUniversidad de La Laguna y cinco doctores del centro, uno de ellos elegido por los estudiantes deDoctorado. Si bien es éste un órgano consultivo del Coordinador, para estudiar todos los asuntosrelativos a la investigación y proponer las resoluciones pertinentes a los órganos competentes, éstelleva a través de la misma una dirección colegiada del Área de Investigación.

La organización del Área se apoya en la Secretaría y cuatro Servicios. El Gerente, que dirige laSecretaría, tiene como misión la de asistir al Coordinador en sus funciones y llevar a cabo, bajo susdirectrices, la gestión interna del Área. La Secretaría (compuesta por tres administrativos) asiste alCoordinador y al Gerente en las tareas administrativas y de gestión, a la vez que ofrece apoyo al

ÁREA DE INVESTIGACIÓN

Coordinador

GERENTE

CONSEJO DE INVESTIGADORES

SECRETARÍA COMISIÓN DE

INVESTIGACIÓN

PROYECTOS DE INVESTIGACIÓN

Investigadores Principales ( IPs )

INSTALACIONES TELESCÓPCAS

OBSERVATORIO DEL TEIDE

JOT

SERVICIOS

Servicios Informáticos Específicos (SIE)

Servicio Multimedia (SMM)

Servicio Corrección Lingüística (SCL)

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Coordinador

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CONSEJO DE INVESTIGADORES

SECRETARÍA COMISIÓN DE

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PROYECTOS DE INVESTIGACIÓN

Investigadores Principales ( IPs )

INSTALACIONES TELESCÓPICAS

JOT

SERVICIOS

Servicios Informáticos Específicos (SIE)

Servicio Multimedia (SMM)

Servicio Corrección Lingüística (SCL)

personal investigador.Los Servicios del Área comprenden la Operación de las Instalaciones Telescópicas del IAC, losServicios Informáticos Específicos, el Servicio Multimedia y el Servicio de Corrección

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MEMORIA2004 IAC

Lingüística.

Operación de las Instalaciones Telescópicas. Se lleva a cabo de modo estructurado y encolaboración con el Área de Instrumentación y la propia Administración del Observatorio. Losobjetivos de esta unidad son optimizar el uso de los telescopios y la instrumentación específica,posibilitar la máxima explotación científica de las observaciones y apoyar el acceso a la instalacionesde científicos de la comunidad nacional e internacional. Se estructura en un "Jefe de Operacionesde las instalaciones Telescópicas" (JOT), astrónomo experimentado, y a su cargo están los"Operadores" de los telescopios y los "Astrónomos de Soporte"- investigadores contratados condedicación parcial a labores concretas relacionadas con los telescopios y con su instrumentación.Los avances en este servicio pueden encontrarse en el informe del correspondiente Proyecto deInvestigación.

Servicios

- Servicios Informáticos Específicos (SIE). Su misión es la instalación, mantenimiento yasistencia al usuario, en lo que concierne a todo el software de uso astronómico. El Servicio cuentacon un astrónomo responsable y gestor del mismo, y la adscripción de un investigador que dedicanuna buena parte de su tiempo a estas labores de soporte.

- Servicio MultiMedia (SMM). Ofrece apoyo a los usuarios en todo lo referente a temas gráficos,tratamiento de imágenes, elaboración de ilustraciones o pósters y trabajos de vídeo o de infografía3D. El Servicio está compuesto por tres técnicos especializados y es coordinado por un investigadorsenior del Área.

- Servicio de Corrección Lingüística (SCL). Encargado de la revisión de textos de investigaciónastrofísica en lengua inglesa, destinados a ser publicados en revistas especializadas en la materia.El servicio está formado por un técnico especializado.

Proyectos de Investigación

Finalmente, la actividad netamente investigadora en el IAC se estructura en Proyectos deInvestigación que actualmente se engloban en once líneas de investigación temática y queabarcan la mayoría de campos de la Astrofísica tanto teórica como observacional o instrumental.Las Líneas de Investigación actuales en el IAC son: Estructura del Universo y Cosmología; Estructurade las Galaxias y su Evolución; Estructura de las Estrellas y su Evolución; Materia Interstelar; El Sol;Sistema Solar; Historia de la Astronomía; Óptica atmosférica y Alta Resolución Espacial;Instrumentación Óptica; Instrumentación Infrarroja y Astrofísica desde el Espacio.

Cada uno de los treinta y ocho Proyectos individuales, actualmente vigentes, está dirigido ygestionado por un "Investigador Principal" y aglutina la dedicación formal (total o parcial) deinvestigadores pre y post-doctorales del IAC. Las vinculaciones y colaboraciones con investigadoresde otros centros están reconocidas e incentivadas.

El personal adscrito al Área (con relación contractual) se eleva a 129 personas. Existen además otros24 Doctores con el status de "Colaborador", quienes participan en distintos proyectos.

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ESTRUCTURA DELUNIVERSO Y

COSMOLOGÍAANISOTROPÍA DEL FONDO CÓSMICODE MICROONDAS(P5/86)

R. Rebolo.C. Padilla, R. Génova Santos, E. Battistelli,J.A. Rubiño, S. Hildebrandt, C. Gutiérrez, S.Iglesias Groth y J.L. Salazar.

R. Watson, R. Davis y R. Davies (Jodrell Bank,Reino Unido); M. Hobson, R. Saunders y K.Greinge (Cavendish Astrophysics. Group, ReinoUnido); J. Dellabrouille, P. Vuelva y G. Patachon(College de France, Francia); F. Atrio (Univ. deSalamanca); E. Martínez-González y J.L. Sanz(IFCA, Cantabria); A. de Oliveira-Costa (MaxTegmark Univ. Pennsilvania, EEUU); P. Lubin yP. Meinhold (Univ. de California en SantaBárbara, EEUU).

Introducción

El Proyecto persigue determinar las variacionesespaciales en la temperatura del Fondo Cósmicode Microondas en un amplio rango de escalasangulares que van desde pocos minutos dearco hasta varios grados. Las fluctuacionesprimordiales en la densidad de materia, quedieron origen a las estructuras en la distribuciónde materia del Universo actual, debieron dejaruna huella impresa en el Fondo de Microondasen forma de irregularidades en la distribuciónangular de su temperatura. Experimentos comoel COBE o el de Tenerife han mostrado que elnivel de anisotropía a escalas angulares devarios grados está en torno a 1x10-5. La obtenciónde mapas del Fondo de Microondas a variasfrecuencias y con sensibilidad suficiente paradetectar estructuras a estos niveles esfundamental para obtener información sobre elespectro de potencias de las fluctuacionesprimordiales en densidad, la existencia de unperiodo inflacionario en el Universo muytemprano y la naturaleza de la materia y energíaoscura. Recientemente el satélite WMAP haconseguido mapas del Fondo Cósmico deMicroondas que han permitido establecer cotassobre múltiples parámetros cosmológicos. ElProyecto concentra sus esfuerzos en realizarmedidas a más alta resolución espacial ysensibilidad que las obtenidas por este satéliteutilizando para ello el experimentointerferométrico Very Small Array, en tratar de

entender los agentes de emisión galáctica quecontaminan las medidas cosmológicas agrandes escalas con los datos que proporcionael experimento COSMOSOMAS.Algunos resultados relevantes

El experimento COSMOSOMAS ha logrado ladetección directa de emisión anómala demicroondas en una región asociada con elcomplejo molecular de Perseo. Se trata de unaactiva región de formación estelar dondecombinando datos del experimentoCOSMOSOMAS con los del satélite WMAP seha medido un exceso de emisión de microondassuperior en un factor 10 a la emisión sincrotrón,libre-libre o emisión térmica de polvo. Es laprimera vez que se mide la distribución espectralde esta emisión anómala de microondas en tanamplio rango de frecuencias (entre 10 y 90GHz). Se ha podido establecer, por primeravez, que el nuevo proceso de emisión alcanzasu máximo cerca de 20 GHz y tiene uncomportamiento que encaja con el predichopor modelos de la emisión dipolar eléctrica depequeños granos de polvo interestelar.

Con el experimento VSA se ha obtenido elmapa más sensible del Fondo Cósmico deMicroondas que existe en dirección a unsupercúmulo de galaxias. Se ha detectado lapresencia de un fuerte decremento en la señalde microondas en la región central delsupercúmulo. Este decremento no puede serexplicado de forma natural por fluctuacionesgaussianas primordiales de caráctercosmológico. Su origen podría estar asociadocon la existencia de grandes cantidades de gasrelativamente caliente (temperaturas de 0.5-1keV) distribuida en filamentos de materia conuna densidad un factor ~ 5 veces inferior que lasmáximas densidades observadas en los cúmulosde galaxias. En este gas caliente, que habríadejado su huella en el Fondo Cósmico deMicroondas por dispersión Compton inversa,podría residir buena parte de la materiabariónica que hay en el Universo. Se estátrabajando con el experimento MITO afrecuencias mucho más altas para confirmar odescartar esta explicación.

Evolución del Proyecto

Se ha continuado la adquisición de datos con

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VSA en su configuración extendida con el finde conseguir una determinación precisa delespectro de potencias hasta multipolos l~1500.Durante el año 2004 se han concluido lasobservaciones de campos seleccionados por subaja densidad de radiofuentes para establecerlas propiedades estadísticas de la señalcosmológica. Se ha concluido el análisis deestos campos y realizado su interpretacióncosmológica empleando técnicas de cadenasde MonteCarlo-Markov sobre un dominio demás de 10 parámetros cosmológicosindependientes. Los resultados obtenidosconfirman las restricciones que experimentoscomo WMAP han establecido sobre losprincipales parámetros cosmológicos, enparticular sobre la energía y materia oscura. Unanálisis combinado con los datos de este satélitey con datos sobre la distribución a gran escalade galaxias (2dF) ha permitido establecer cotasmás precisas sobre las posibles variaciones conla escala del índice espectral de las fluctuacionesprimordiales o la cantidad de materia en formade neutrinos que hay en el Universo.

Como complemento al estudio llevado a cabosobre el efecto Sunyaev-Zeldovich extendido enel supercúmulo de Corona Boreales, ycontinuando con la búsqueda de materiabariónica a gran escala en dicho supercúmulo,se han realizado observaciones fotométricas conla Wide Field Camera del telescopio INT envarios filtros. Se está estudiando la población degalaxias y cúmulos de galaxias en la regióndonde se detectó el decrecimiento más intensode la señal del Fondo Cósmico de Microondas.

Se han realizado estudios sobre lagaussianeidad de la señal cosmológica en losmapas obtenidos con VSA empleando variastécnicas como el biespectro, funcionales deMinkowski, wavelets y un análisis conjuntoBayesiano de desviaciones de la gaussianeidady del espectro de potencias.

Se ha llevado a cabo una correlación de losdatos del satélite WMAP con el catálogo defuentes extensas del Two Micron All Sky Survey,para buscar indicios del efecto Sunyaev-Zeldovich térmico que podría inducir el gascaliente del universo local.

Se ha encontrado un decremento en temperaturaasociado con la región de cielo deaproximadamente 26 grados cuadrados quecontiene el mayor número de galaxias por ángulosólido. Los estudios realizados sugieren que lamayor parte de esta señal es posiblementecausada por cúmulos de galaxias.

Se ha caracterizado las propiedades espacialesy las simetrías del efecto Rees-Scian producidoen cúmulos de galaxias interactivos. Se hapropuesto un método para extraer los parámetrosfísicos de los cúmulos en interacción que sebasa en el cálculo del momento cuadrupolarde la distribución de brillo observada en elcielo.

Se han obtenido los primeros mapas delexperimento COSMO-10. Cubren una regiónde más de 7.000 grados cuadrados con unaresolución de ~0.9 grados a una frecuencia de10.7 GHz. Se han obtenido unos 50 días útilesde observación. La sensibilidad alcanzada afinal de año era de aproximadamente 150microK por haz comparable a los resultadosobtenidos con el experimento COSMO-15 afrecuencias más altas. La correlación con WMAPmuestra que el Experimento detecta conclaridad el Fondo Cósmico de Microondas. Losmapas están bajo análisis para investigar lasposibles correlaciones entre COSMO-10 y DIRBEque se esperan sean entre tres y cinco vecesmás débiles.

ASTROFÍSICA RELATIVISTA YTEÓRICA(P6/88)

E. Mediavilla.J. Buitrago, M. Serra, A. Oscoz, C. Abajas, J.Betancort, S. Patiri y R. Barrena.

Colaborador del IAC: J. Lisandro.

L.J. Goicoechea y R. Gil-Merino (Univ. deCantabria); R. Schild y E. Falco (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EEUU); E.Simonneau (IAP, Francia); A. Férriz Mas (Univ.de Vigo); F. Atrio Barandela (Univ. deSalamanca); L. Popovic, M. Dimitrievic y E.Bon (Obs. Astronómico de Belgrado, Rep.Serbia); M. Ramella (Obs. de Trieste, Italia); C.Giammanco (Univ. Roma II Tor Vergara, Italia);A. Bette (Royal Inst. of Technology, Suecia); G.Lewis (Univ. de Sidney, Australia); C.S.Kochanek (Univ.de Ohio, EEUU); P. Gómez(GTC).

Introducción

Lentes Gravitatorias

El estudio de las lentes gravitatorias proporcionapoderosas herramientas para medir diversos

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parámetros cosmológicos, tales como laconstante de Hubble, la densidad de materiadel Universo o la constante cosmológica. Laconstante de Hubble se puede obtener a partirdel retraso entre las curvas de luz de dosimágenes de un sistema múltiple de QSOs y deuna estimación de la masa del objeto queactúa como lente. Desde 1995, el grupo deLentes Gravitatorias está llevando a cabo unseguimiento fotométrico de varios sistemas lentepara obtener estimaciones fiables de laconstante de Hubble. Por otro lado, paradeterminar λ

0 y Ω

0 se estudia, en colaboración

con el grupo de lentes gravitatorias del CfA, laincidencia estadística de sistemas múltiples deQSOs en una muestra de radiofuentesadecuadamente seleccionada.

Otra de las aplicaciones de las lentesgravitatorias es el estudio de la materia oscuraen galaxias a partir de la detección de eventosde microlensing. Varios de los programas quese desarrollan en este Proyecto estánrelacionados con la materia obscuradirectamente o a partir del estudio de losmodelos de lente gravitatoria: detección deeventos de microlensing en las curvas de luz delos sistemas bajo seguimiento fotométrico,estudio teórico y observacional de la influenciadel microlensing en las líneas de emisión de losQSOs en el óptico y en rayos X y observacionesespectroscópicas en 2D de los sistemas lenteconocidos. La detección de eventos demicrolensing y su análisis teórico constituyen,también, una herramienta poderosa para elestudio de las regiones no resueltas en losnúcleos activos de galaxias y cuásares.

Cúmulos de galaxias, evolución de estructurasa gran escala y Cosmología

El estudio de la abundancia relativa de loscúmulos de galaxias es muy importante paraconocer el contenido de materia del Universo ydeterminar correctamente los parámetrosrelacionados con su geometría y evolución.Particularmente interesante es el estudio desistemas de galaxias de baja masa que nopueden ser identificados a partir de la emisiónen rayos X típicas de los grandes cúmulos. Sepropone el uso de algoritmos innovadores, comoel de Voronoi, para identificar con fiabilidadsistemas de galaxias a partir de imágenes antesde recurrir a su confirmación espectroscópica.

Otro objetivo de este Programa es trataranalíticamente la evolución gravitatoria de uncampo de fluctuaciones de densidad, de formaque sea posible, entre otras cosas, obtener la

estadística del campo actual dado el inicial. Aeste fin hay que desarrollar, por un lado,aproximaciones Lagrangianas, válidas hasta laformación de cáusticas, y, por otro lado,aproximaciones que permitan tratar la formaciónde cáusticas.

El estudio del crecimiento de estructurasprimordiales en el Universo que pueden darlugar a las estructuras que hoy se observan,tales como supercúmulos, filamentos y vacíos,es uno de los temas de mayor interés en laCosmología actual. El trabajo se centra enaspectos teóricos y fenomenológicos de laevolución no lineal de las fluctuaciones dedensidad, intentando aplicar en lo posiblemétodos analíticos que puedan favorecer lacomprensión de los procesos que tienen lugaren la formación de estas estructuras.

Métodos de inversión. Nuevos algoritmos paraproblemas de transporte radiativo.

Los métodos de inversión son esenciales paracomprender muchas de las observaciones quese llevan a cabo en Astrofísica. El objetivo deeste Programa es estudiar opciones alternativasa los procedimientos estándar de inversión(algoritmos tipo Lucy). En particular, se piensanaplicar al estudio de las galaxias, de sudistribución 3D de brillo y de su cinemática.

El objetivo del Programa de transporte es laformulación cinética de la teoría de formaciónde las líneas espectrales, en particular el estudiode las funciones de redistribución (estasfunciones expresan la probabilidad conjuntade que un fotón, que viaja en una dirección ycon una frecuencia dada, sea absorbido y luegoreemitido por un átomo, en una direccióndiferente y con otra frecuencia). Las observacionesespectrofotométricas con alta resolución espectraly angular disponibles hoy en día reclaman elcálculo de funciones de redistribución queguarden toda la información sobre los aspectosdireccionales de la física del problema. Lateoría actual, sin embargo, sólo permite expresarfunciones promediadas direccionalmente. Conel fin de superar esta limitación, se ha realizadoun estudio detallado de los procesos atómicosque están en el origen de la formación de laslíneas espectrales. Este estudio ha conducido auna formulación operativa de las funciones deredistribución, que permite expresarlas tantoen función de la frecuencia como de la dirección.

Altas energías

Varios miembros del Proyecto han tenido la

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MEMORIA2004 IAC

oportunidad de participar en el seguimientofotométrico de objetos muy energéticos, comosupernovas o GRBs. El interés del seguimientode las supernovas radica en su papel de candelascalibrables. Por otro lado, tras la confirmaciónde su naturaleza extragaláctica, los GRBspresentan gran interés para la AstrofísicaRelativista.

Algunos resultados relevantes


Se han detectado efectos cromáticos que ponenen evidencia la estructura no resuelta del discode acreción alrededor del agujero negrosupermasivo central en SBS 0909+532. Conobservaciones de LIRIS se ha completado elespectro de las componentes de este sistemalente desde el UV lejano hasta el infrarrojo. Eneste rango se encuentran un gran número delíneas de emisión que no son amplificadas pormicrolensing y que sirven como testigo paraestudiar la amplificación en el continuo. Se haencontrado que esta amplificación inducidapor microlensing es dependiente de la longitudde onda (cromaticidad) resultado que seinterpreta como la manifestación de unaestratificación de la emisión del disco deacreción consistente con las predicciones de lateoría estándar.El sistema lente J1004 presenta una insólitavariabilidad en las líneas de emisión ancha dela imagen más brillante. Las observacionesllevadas a cabo con INTEGRAL han permitidodemostrar que esta variabilidad es recurrente yno aparece en las otras imágenes, circunstanciasque complican extraordinariamente suinterpretación.

Cúmulos de galaxias, evolución de grandesestructuras en el universo y Cosmología

Los resultados sobre el estudio de la dinámicade los cúmulos 1E0657-56 y A2219 han reveladola intensa relación existente entre las altastemperaturas observadas en el gasintergaláctico, su emisión difusa en radio y elchoque entre las subestructuras presentes en losmismos. Se ha desarrollado una teoría dechoques que explica la emisiónextremadamente alta en rayos X y radio.



Este año se ha continuado la investigación enlas líneas prioritarias del grupo que se fueron

perfilando durante 2003: extinción en galaxiaslente (y microlensing cromático); espectroscopía2D; seguimiento fotométrico y microlensing enlas líneas de emisión anchas. En lo que respectaa las colaboraciones se está participandoactivamente en la red europea ANGLES y semantienen estrechas relaciones con lasuniversidades de Valencia y Cantabria, con elCfA y la Universidad de Ohio. En colaboracióncon estos centros (también con J. Wambsganssy M. Ramella) se ha elaborado el ProyectoVariability in Gravitacional Lenses. Esteambicioso Proyecto solicita dos años del tiempointernacional del ORM para determinar losparámetros cosmológicos y estudiar ladistribución de la materia oscura en galaxiaslente. En lo que respecta a la actividad de losestudiantes, se ha leído la tesis de R. Barrena,se ha comenzado la escritura de la de C. Abajasy se ha avanzado substancialmente en la de P.Gómez.

La línea de investigación más activa ha sido lade extinción en galaxias lente. Se ha escrito (yha sido aceptado en Astrophysical Journal) unartículo basado en espectroscopía obtenidacon el HST del sistema SBS 0909+532 en elque se presenta la primera curva de extinciónque abarca desde el óptico hasta el UV lejanode un objeto más allá de las nubes deMagallanes. Las características de la curva deextinción de este objeto a z=0.83 son parecidasa las de la ley medida en la Gran Nube deMagallanes. Se siguen recibiendo y analizandonuevas observaciones del HST (fotometría).También se han analizado y presentadoobservaciones en filtros de banda estrechaobtenidas con el telescopio NOT. Estos trabajosestán abriendo un nuevo camino para el estudiode las propiedades del polvo en el Universo yde su evolución.

Con nuevas observaciones de LIRIS se haextendido el espectro de las dos componentesde SBS 0909+532 hacia el infrarrojo. Estosdatos han servido para comparar la emisión enun gran número de líneas con la del continuopermitiendo la detección fiable de efectosdependientes de la longitud de onda (cromáticos)asociados al microlensing. Estos efectoscromáticos son una manifestación de la estructurano resuelta del cuásar fuente y se pueden usarpara acceder al estudio del disco de acreción.Los primeros estudios muestran que los datos sepueden ajustar bien con el modelo estándar deacreción.

Se ha publicado un re-análisis basado en elestudio detallado de los perfiles de las líneas deemisión de la espectroscopía 2D de la Cruz de

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Einstein. Estos resultados confirman la existenciade una región extensa de emisión de líneasestrechas en la galaxia que alberga al cuásarfuente. Se ha analizado la espectroscopía 2Dobtenida con INTEGRAL del nuevo sistemalente de gran separación J1004. Estos datoshan permitido estudiar la variabilidad en laslíneas de emisión anchas en principio atribuidasal efecto microlente. Sin embargo, los resultadosapuntan a una recurrencia de la variabilidad dela parte azul de las líneas de alta ionización enla componente A del sistema que no apoya lahipótesis de microlensing. La ausencia de estosefectos en la componente B es también difícilde explicar bajo la hipótesis alternativa devariabilidad intrínseca. En cualquier caso, lavariabilidad de las líneas de emisión ancha esen sí un fenómeno insólito e interesantísimoque permite acceder al estudio de la región querodea al disco de acreción fuente del continuoen los cuásares. También se ha continuado conel análisis y separación de componentes, basadoen una técnica de interpolación en 3D, de laespectroscopía 2D de HE 1104. Los resultadosdel estudio de este sistema muestran que estásujeto a microlensing pero que los efectoscromáticos, importantes en el pasado, no sondetectados en la actualidad. Durante el próximoaño se piensa completar el estudio de estesistema y también el de los cuádruples 0435 y1115.

A pesar del considerable trabajo rutinario queimplica y de las objetivas limitaciones dededicación del grupo a esta tarea, se hacontinuado con las campañas de observacióncon el telescopio IAC-80, con la reducciónsemanal y con el análisis de los datos paradeterminar las curvas de luz. Se ha dadoprioridad a las observaciones de Q 0957+561 yJ1004. Las curvas de luz del último objeto hanpermitido una primera estimación del retrasoentre las imágenes A y B y parecen indicar queel microlensing, si lo hay, no es muy importante.Se está a la espera de terminar la campaña encurso para analizar los datos completos. Se haemprendido, con la ayuda de J. Jiménez (Univ.de Granada), un re-análisis basado en el uso defotometría PSF de los datos de Q 0957+561para confirmar los resultados ya obtenidos queindican la existencia de extinción en un sistemamuy cercano al cuásar fuente. Estos datospermitirían estudiar la curva de extinción a z=2.Se ha escrito un artículo (ya aceptado)analizando algunos de estos resultados a partirde datos del telescopio NOT. También se hanrecibido algunas (escasas) observaciones deltelescopio de Liverpool, en el que se tienenpuestas grandes esperanzas cuando se puedan

hacer observaciones rutinariamente. Se hapublicado un trabajo comparando la fotometríade Q 2237 en R y V para estudiar la estructurano resuelta de este cuásar. Se mantiene la ideade llevar a cabo un estudio global devariabilidad de lentes gravitatorias para inferirla constante de Hubble y estudiar la distribuciónde materia oscura. El crecimiento de la actividaden esta línea viene motivado por los últimostrabajos teóricos que indican que la influenciadel modelo de distribución de materia de lagalaxia lente en la determinación de Ho puedeser obviada en gran parte. Para llevar a caboestos estudios se solicitará de nuevo, en elmarco de una colaboración internacionalcoordinada por el grupo de lentes del IAC,Tiempo Internacional en el ORM durante dosaños.

Se han desarrollado las herramientas necesariaspara estudiar el efecto microlensing encondiciones de alta profundidad óptica. Se hangenerado patrones de amplificación asociadosa varios sistemas lente (2237, 1600 y 1004) paraestudiar estadísticamente los efectos de estefenómeno en el continuo y líneas de emisiónanchas. Los primeros resultados en el ópticoindican que hay cierta correlación entre laamplificación en las líneas y en el continuo.Estos estudios constituyen el último capítulo dela tesis de C. Abajas. En la región de rayos X seha estudiado, en colaboración con L. Popovic,los efectos del microlensing en el continuo y enla línea de Fe Kα en la aproximación de crucepor caústica rectilínea. Para analizar un grupomás amplio y realista de posibilidades se haobtenido un patrón de amplificación conresolución espacial muy alta que permitirádescribir el paso del diminuto disco que generael continuo y la línea ancha del hierro por unaregión con alta densidad de microlentes.

Cúmulos de galaxias, evolución de estructurasa gran escala y cosmología

Se ha continuado con las investigaciones sobretwistores y la ecuación de Dirac. En particularse ha obtenido el spinor de cuarto orden delcampo electromagnético a partir detransformaciones infinitesimales del grupoSL(2,C). Este resultado amplía y da validez, enel marco spinorial, al principio geométrico quepermite obtener la Fuerza de Lorentz a partirde la geometría del Espacio-Tiempo deMinkowski. Las ecuaciones no l ineales,obtenidas inicialmente, que describían laFuerza de Lorentz Generalizada en lenguajespinorial se han podido sustituir por otras mássencillas de carácter lineal.

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MEMORIA2004 IAC

Se ha continuado con el desarrollo de lastécnicas para el calculo de probabilidades devacíos y de las funciones de masa condicionada.En colaboración con el A. Klypin se hadesarrollado un código para la detección devacíos tanto en catálogos simulados como encatálogos observacionales. Se ha comenzadoa trabajar en el estudio de los halos extendidosde materia oscura fría. A partir de este trabajo seha elaborado un artículo que se envió alAstrophysical Journal y cuya referencia es PatiriS., Betancort-Rijo J. & Prada F. On an analyticalframework for voids: Their abundances, densityprofiles and local mass functions, (astro-ph/0407513). Se publicó ,juntamente con M. LópezCorredoira el trabajo: Fluctuations of K-bandgalaxy counts (M. López-Corredoira & J.E.Betancort-Rijo, 2004, A&A ,416,1-7).

Se ha leído la tesis de R. Barrena publicándosesus resultados. Se ha continuado con ladetección de sistemas de galaxias a redshiftintermedio y con el análisis de su dinámica.Con el estudio de otros sistemas como A773,A697 y A115, A796, se pretende continuardesarrollando las teorías propuestas sobrechoques de cúmulos y sus efectos sobre el gasintergaláctico. Tres trabajos relacionados conestos estudios están en vías de finalización ypublicación.

GALAXIAS Y "REDSHIFTS":FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN(P9/97)

C.M. Gutiérrez.I. García de la Rosa y R. Juncosa.

H. Arp (MPIA, Alemania); M. Burbidge (Univ. deCalifornia, EEUU); M. López-Corredoira (Univ.de Basilea, Suiza); F. Prada y M. Azzaro (IAA,Granada); J. Funes (Steward Obs., EEUU); S.Laine (CALTECH, EEUU); O. López-Cruz(INAOE, México); A. Fernández-Soto (Univ. deValencia).

Introducción

Las dos líneas de investigación que conformanel Proyecto son el estudio de los procesos físicosque gobiernan el estado y la evolución de lasgrandes estructuras del Universo, y la realizaciónde diversos tests cosmológicos. Dentro de laprimera línea se analizan sistemas en diversasescalas y estados de agregación desde grupospobres a cúmulos ricos de galaxias tratando dedeterminar cuáles son las influencias relativas

de los procesos físicos internos y de los efectosdel medio ambiente en la evolución y estadodinámico de las galaxias pertenecientes a estasestructuras. Estos estudios son, en general, decarácter estadístico y se realizan mediante elanálisis de las propiedades fotométricas de lasgalaxias que componen estos sistemas. Lasobservaciones se llevan a cabo con imágenesópticas en badas anchas y estrechas. Según eltipo de objetos se han usado telescopios desde0,8 a 4 m. En la actualidad se están estudiandolas propiedades de galaxias satélites en torno aespirales gigantes, cúmulos de galaxias cercanos(hasta z~0.3) y cúmulos de galaxias lejanos (en elrango 0.5<z<1).

El principal foco de atención está centradoactualmente en el estudio de sistemas máslejanos para lo que se están analizando diversossurveys profundos y de gran campo en el óptico.Principalmente el survey DLS del cual se disponees de unos 6 grados cuadrados en 4 filtros conprofundidades típicas de 26 magnitudes en R.El estudio involucra la estimación dedesplazamientos al rojo fotométricos y labúsqueda de estructuras en el espaciotridimensional. Este análisis permitirá ladetección de unos 50-100 cúmulos de galaxiasa z>0.5 de entre los cuales se seleccionará unamuestra adecuada para ulteriores estudios contelescopio GTC.

La línea relacionada con los tests cosmológicosse ha centrado hasta ahora en el estudio de lasasociaciones de objetos con desplazamientosal rojo muy diferentes. Este estudio tiene uncarácter tanto individual (como en los casos delanálisis de los sistemas NGC 7603 y NEQ3 yarealizados, y los de NGC 720, NGC 891 y NGC3079 en curso), como estadístico. El resultadoprincipal de estos estudios es la constatación dela existencia de asociaciones no explicablespor meros efectos de proyección. Dentro delmodelo estándar la explicación más plausiblees la existencia de efectos de amplificacióngravitatorios por objetos de masa intermedia enlos halos galácticos. En la actualidad se trabajaen la elaboración de modelos de distribuciónde materia que puedan reproducir los resultadosobservados.

Dentro de esta línea cabe destacar igualmenteel estudio en marcha de una muestra completade fuentes de rayos X ultraluminosas existentesen los halos de galaxias cercanas. Existe ungran debate acerca de la naturaleza de dichasfuentes, habiéndose propuesto la posibilidadde que sean la manifestación de agujeros negros

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de masa intermedia. Los resultados hanpermitido la identificación óptica y clasificaciónde un gran número de estos objetos, habiendoresultado la mayoría de ellos cuásares condesplazamiento al rojo mayor que el de lagalaxia asignada. En la actualidad se trabajaen la interpretación de este sorprendenteresultado.


Se han desarrollado y validado técnicas dedetección eficientes de cúmulos lejanos quepermitirán elaborar uno de los mayorescatálogos de estos objetos seleccionados portécnicas ópticas.

Se ha extendido el estudio acerca de lanaturaleza de las fuentes de rayos X deluminosidad intermedia existentes en torno agalaxias cercanas, mostrando que al menos un80% de ellas son cuásares con altodesplazamiento al rojo.


Cúmulos de galaxias

En 2004 se ha finalizado el análisis de laprimera parte del estudio de galaxias satélitesen torno a espirales gigantes. El principalresultado ha consistido en la extensión ygeneral ización de las propiedades yrelaciones encontradas para las galaxiassatélites del Grupo Local, a otros sistemas desimilar riqueza. Entre estas propiedadescomunes son destacables, las relaciones color-luminosidad, la estructura fotométrica internay los gradientes de color.

R. Juncosa presentó a mediados de año suMemoria de Investigación, DEA y proyecto detesis doctoral. Se estableció una colaboracióncon O. López-Cruz para la aplicación de losmétodos de detección de cúmulos a un surveymuy extenso (7 grados cuadrados) en tresfiltros en el visible con profundidad típica de21.5 mag en R. Este survey ya ha sidoanalizado por medio de otras técnicas, por loque el estudio permitirá una comparación yvalidación de los métodos aplicados en esteProyecto. Los primeros análisis indican queestos métodos tanto para la estimación de losz fotométricos como de las sobredensidadesen dicho survey son fiables y eficientes.

La no obtención del tiempo solicitado para

completar el survey DLS en el infrarrojocercano ha supuesto una seria limitaciónespecialmente en lo que se refiere a ladetección de los objetos más lejanos, por loque provisionalmente se ha restringido labúsqueda a z<1.Tests cosmológicos

La continuación de este estudio se ha vistoralentizada por la escasez de tiempo deobservación a lo largo de 2004. No obstante, lasobservaciones en tiempo de servicio y 2 nochesen el telescopio WHT en febrero permitierondeterminar la naturaleza de unas 15 fuentes derayos X previamente reconocidas como fuentesultraluminosas intermedias. Como se haindicado con anterioridad, la gran mayoríaresultaron ser cuásares con alto desplazamientoal rojo. Igualmente se finalizó el trabajo acercadel sistema NGC 7603 y la primera fase sobreNEQ3.

SIMULACIÓN NUMÉRICA DEPROCESOS ASTROFÍSICOS(3I1303)

F. Moreno-Insertis.J. Trujillo Bueno, M. Balcells Comas, V.Archontis, C. González, M.C. Eliche Moral, A.Asensio Ramos y E. Rantsiou.

L. Ciotti (Univ de Bolonia, Italia); M. Cheung yM. Schussler (MPI for Solar System Research,Alemania); K. Galsgaard y A. Nordlund (NielsBohr Inst., Copenhague, Dinamarca): A. Hood yM. Morris (Univ. St Andrews, Escocia); R. MansoSainz (HAO, EEUU); N. Shchukina (Obs. deKiev, Ucrania); H. Uitenbroek (NSO, EEUU); T.Svan Albada (Kapteyn Astronomical Inst.,Groningen, Países Bajos).

Introducción

La simulación numérica mediante códigoscomplejos de ordenador es una herramientafundamental en la investigación física y en latécnica desde hace décadas. El crecimientovertiginoso de las capacidades informáticasjunto con el avance notable de la matemáticanumérica han hecho accesible a los centros deinvestigación de tamaño medio esta rama de lainvestigación, a caballo entre la Física teóricay la experimental. La Astrofísica no es excepcióna lo anterior, habiéndose desarrollado desdefinales de los años 70 una especialidad de lamisma, la Astrofísica Computacional, que ha

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MEMORIA2004 IAC

permitido llegar a comprender gran variedadde fenómenos inaccesibles a la investigaciónteórica pura y dar cuenta de observacioneshasta entonces inexplicadas. Su mayor campode aplicación en las décadas pasadas han sidolos fenómenos (magneto) hidrodinámicos y dedinámica de gases en multiplicidad de entornoscósmicos, por ejemplo los interiores y atmósferasestelares y planetarios y el Medio Interestelar,incluyendo magnetoconvección y dínamo, discosde acreción, evolución de Nebulosas Planetarias,explosiones y restos de supernova, etc. De enormeinterés reciente es la extensión masiva de lastécnicas de simulación numérica a la cosmología,primero con modelos de N cuerpos y másrecientemente con modelos hidrodinámicos. Laincorporación a las simulaciones numéricas delas ecuaciones del transporte radiativo, ocurridaya en décadas pasadas, ha permitido dotar demayor realismo a los estudios de procesoshidrodinámicos en fotosferas y cromosferasestelares.

El presente Proyecto quiere apoyar el desarrolloen el IAC de la investigación astrofísica basadaen el uso de grandes códigos numéricos querequieren el uso de ordenadores masivamenteparalelos. Objetivo general de este Proyecto esla realización de cálculos de física de fluidoscósmicos, de transporte radiativo y de N cuerposcon códigos de ordenador masivamenteparalelos. La temática de dichos cálculos secentrará en: fenómenos de dinámica de gasesmagnetizados en interiores y atmósferasestelares; transporte de radiación y señales depolarización en líneas espectrales en base amodelos atómicos y moleculares realistas y losefectos Hanle y Zeeman y evolución estructuraly formación estelar en galaxias.


Se ha encontrado un mecanismo de emisiónde jets a temperaturas de cientos de miles degrados (jets EUV) asociados a la emergencia deflujo magnético en la atmósfera solar comoresultado de la concentración de downflows dealta velocidad en la base de la burbuja deplasma magnetizado ascendente. Estefenómeno se produce por la geometría enforma de abanico que adopta el campomagnético debido a la fuerte expansión sufridapor el plasma en el ascenso. Los jets EUV sonchorros de materia emitidos a nivel de la coronabaja o región de transición y se miden mediantedetectores a bordo de satélites espaciales. Elresultado ha sido obtenido mediante simulaciónnumérica del proceso de emergencia de flujoen la atmósfera solar en ordenadoresmasivamente paralelos. El mecanismoencontrado no está relacionado con laconducción térmica y, por tanto, es una clasedistinta de los flujos conocidos como jets deevaporación.

En los últimos años, dos ideas han orientado elestudio de la formación y crecimiento de losbulbos centrales de las galaxias de disco: laformación por fusiones anteriores a la formacióndel disco y el crecimiento, llamado secular, apartir de inestabilidades dinámicas tipo barraen el disco gaseoso, que concentran materialen el centro de la galaxia. El grupo, a través delestudio de acreciones de satélites sobre galaxiasde disco, han permitido establecer que ambosprocesos no son mutuamente excluyentes.Mejorando trabajos anteriores del grupo, sehan llevado a cabo simulaciones a N cuerposde acreciones de satélites cuyos tamaños seescalan con los de la galaxia principal mediantela relación Tully-Fisher, lo que asegura una

Izquierda: isosuperficie de la presión gaseosa que muestra exceso de presión (en forma de picos) a la alturade la región de transición del sol en la base de una región magnética emergente desde el interior solar hacia lacorona. Dichos picos coinciden con zonas de densidad elevada y están asociados con la emisión de materia(jets) con temperatura de cientos de miles de grados hacia la corona. Los picos coinciden con las zonas en

donde convergen las líneas de campo magnético de la región ascendente y se producen como resultadoindirecto de la enorme expansión que sufre el plasma al entrar en zonas fuertemente enrarecidas, como es la

corona solar. Las flechas muestran el campo de velocidad asociado a uno de los picos. El gran arco visible enla figura coincide con la capa de corriente en el borde superior de la región magnética ascendente.

Derecha: líneas de campo magnético de la región magnética ascendente.

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relación realista entre las densidades de materia,elemento clave para la evolución durante lafusión. Se ha demostrado que, aunque muypoca materia del satélite alcanza las regionesdel bulbo principal, éste crece durante la acreción,debido, sobre todo, al flujo hacia las zonascentrales de material que inicialmente pertenecíaal disco principal. Se trata pues de una evoluciónsecular de las galaxias, causada no por elenfriamiento dinámico del disco, sino por barrastransitorias inducidas por el campo de marea delsatélite que se fusiona. Las fusiones explicanmuchas de las correlaciones observadas entre losparámetros globales de las galaxias de disco.


Se han realizado experimentos numéricos desimulación tridimensional de la emergencia deflujo magnético desde el interior solar haciauna atmósfera con campo magnéticopreexistente de gran escala espacial. Losexperimentos incluyen una estratificaciónsimplificada de las capas superiores de la zonade convección, la fotosfera y la corona. En elestadio actual, no se incluye transporte radiativo,conducción térmica ni procesos de enfriamientoópticamente delgado. En cambio, se incluyeresistividad óhmica, que es el ingredientefundamental para que tenga lugar la reconexiónmagnética entre el plasma emergente y elcampo ambiente coronal y viscosidad. Se haestudiado en detalle la complicada topologíaresultante para el campo magnético tras lareconexión, así como la producción de flujosmateriales (jets) a diferentes niveles de la coronay la región de transición. Se han obtenidofundamentalmente dos tipos de jets: a) jets dealta velocidad (cientos de km/seg) y temperatura(varios millones de grados Kelvin), comparablesa los observados repetidamente con el satéliteYohkoh en rayos X (detector SXT) la décadapasada. b) jets de alta densidad producidos enla región de transición, con temperaturas devarios cientos de miles de Kelvin, comparablesa chorros observados en el EUV mediante elsatélite SOHO. Se realizó un estudio detalladode las capas de corriente, topología de líneasde campo y calentamiento resultantes de lacolisión entre los dos sistemas de flujomagnético. Los experimentos se han realizadoen al cluster Linux del IAC y en el superclusterde la Univ. de St Andrews. (V. Archontis y F.Moreno-Insertis, en colaboración con K.Galsgaard y A. Hood).

Se han realizado simulaciones numéricas de

magnetoconvección utilizando un código MHDcon hiperdifusividad óhmica y viscosa y rutinasde transporte radiativo fotosférico. Losexperimentos se realizan en una caja queincluye una colección de varias decenas degránulos y se centran en el ascenso de flujomagnético desde el fondo de dichos gránuloshacia la superficie. Se han obtenido resultadosque se están analizando en el presente, peroque han permitido una primera comparaciónpositiva con observaciones. Los experimentosse realizan en el cluster IBM del centro decomputación de la Univ. de Göttingen. (F.Moreno-Insertis con M. Cheung y M. Schussler).

Se ha finalizado y publicado en AstrophysicalJournal una investigación sobre el problema dela determinación de las abundancias del hierroy del oxígeno en las atmósferas de estrellas muypobres en metales. La novedad radica en haberlogrado determinar las abundancias de taleselementos químicos mediante simulacionesnuméricas realistas de transporte radiativo (sinsuponer ETL) en modelos tridimensionaleshidrodinámicos de las fotosferas de dichasestrellas. Este avance en la modelización delos espectros estelares ha permitido descubrir laexistencia de errores importantes en cuantoconcierne a las metalicidades asignadaspreviamente a las estrellas observadas, lo queayudará a desarrollar un modelo empírico másfiable sobre la evolución química de nuestraGalaxia (J. Trujillo Bueno en colaboración conN. Shchukina).

Se ha iniciado una nueva investigación sobrela polarización por "scattering" en las líneas deMgH observadas en la atmósfera solar, las cualesson sensibles a la acción de débiles camposmagnéticos mediante el efecto Hanle. Elobjetivo es mejorar la comprensión delfenómeno de la magnetoturbulencia en elplasma solar mediante la confrontación deobservaciones espectropolarimétricas consimulaciones numéricas de la polarizacióninducida por procesos de «scattering» enmodelos 3D magneto-hidrodinámicos. (A.Asensio Ramos y J. Trujillo Bueno).

Se ha completado el análisis de una serie desimulaciones a N cuerpos que modelan la fusiónde galaxias espirales. El objetivo es precisaraspectos de la fenomenología de los objetosresultantes sobre los que la literatura presentadesacuerdos. Los resultados demuestran quelos resultados de la fusión de galaxias espiralesdepende en gran medida de la presencia o no

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de bulbos centrales en las galaxias precursoras.Así, las fusiones con bulbos dan lugar a objetoscon muchos parecidos con las galaxias elípticas,lo que no ocurre en las fusiones sin bulbos (C.González García y M. Balcells). Como parte deeste trabajo, se han realizado estudiosparticulares destinados a conocer la forma de lafunción de distribución de velocidades engalaxias resultado de fusiones. El objetivo esver si las fusiones pueden explicar la peculiardependencia, observada en galaxias elípticas,entre el parámetro de asimetría y la magnitudde la velocidad de rotación. Estos estudios, queprecisan de un número elevado de partículas,se han podido realizar usando un códigotreecode paralelo en el cluster Beowulf. Losexperimentos demuestran que las dependenciasobservadas en galaxias elípticas puedendeberse a fusiones de galaxias de disco, en loscasos de elípticas rotantes, y a fusiones degalaxias elípticas, en el caso de elípticasgigantes sin rotación. (C. González García, M.Balcells y V. Olshevsky).Se ha realizado un estudio de la formación desubestructuras cinematicas y su evolución engalaxias enanas que interactúan con galaxiasgigantes. Para ello se han llevado a cabosimulaciones de interacciones impulsivasutilizando el cluster Beowulf del IAC. Sedemuestra que la transferencia de momentoangular durante interacciones impulsivas dalugar a contrarrotación entre el núcleo y laenvoltura de galaxias elípticas enanas, en elcaso de alta interpenetración.Aproximadamente un 2% de las elípticas enanasen el cúmulo de Virgo podrían haber adquiridocontrarrotación por este proceso. (C. GonzálezGarcía, M. Balcells y J.A.López Aguerri).

En el marco de la línea de estudios de formacióny crecimiento de bulbos galácticos, se hacompletado el análisis de una serie desimulaciones a N cuerpos de la acreción desatélites sobre galaxias de disco. El objetivoprincipal es estudiar si la acreción lleva a unaumento simultáneo de la relación bulbo-disco(B/D) y del índice de Sérsic del perfil de brillodel bulbo, cuando se usan relaciones realistasentre las densidades del satélite y la galaxiaprincipal y cuando el satélite se modela con supropio halo de materia oscura. Escalando lasdensidades mediante la relación Tully-Fisher,se observa que B/D y el índice de Sérsicaumentan con la fusión, a pesar de que pocomaterial del satélite llega al centro de la galaxiaresultante. El aumento en B/D está causado en

Destrucción y fusión de una galaxia satélite en órbita alrededorde una galaxia de disco vista de cara. Los paneles de la

izquierda muestran la evolución de la materia de los bulbos deambas galaxias. Los paneles

de la derecha muestran la materia de los discos.Entre cada panel transcurren 400 millones de años.

El análisis de la distribución final de materia permite cuantificarel crecimiento de los bulbos galácticos

a través de acreciones.

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ESTRUCTURA DE LASGALAXIAS Y SU

EVOLUCIÓN

ESTUDIOS CINEMÁTICOS,ESTRUCTURALES Y DECOMPOSICIÓN, DE LOS MEDIOSINTERESTELARES EINTERGALÁCTICOS(P3/86)

J.E. Beckman.A. Vazdekis, M. Pohlen, M. Relaño, C.Giammanco, C. Carretero, R. Azzolini.

Colaboradores del IAC: E. Casuso, R. Génovay P. Edwin.

A. Zurita (Univ. de Granada); J. Knapen y E.Brinks (Univ. de Hertfordshire, Reino Unido); P.James (Univ. John Moores, Reino Unido); B.Jones y A. Cardwell (Open Univ., Reino Unido); I.Shosman (Univ. de Kentucky, EEUU); J. Palous(Obs. de Praga, Rep. Checa); V. Quilis (Univ. deValencia); R. Jansen (Univ. de Arizona, EEUU); I.Trujillo (MPI, Heidelberg, Alemania); F.J.Lockman (NRAO, EEUU).

Introducción

El objetivo principal del Proyecto es estudiar laevolución de las galaxias y su estructura, y sobretodo, el papel desempeñado por el medioestelar e intergaláctico y sus interacción con lacomponente estelar de la galaxia. Hace tiempoque el origen del Proyecto sobre el estudiodetallado del Medio Interestelar Local hallegado a ser de interés principalmente histórico,aunque la base física de entendimiento de lasfases del Medio Interestelar que proporcionaeste estudio sigue contribuyendo al desarrollode esta investigación. En la actualidad elProyecto abarca estudios sobre el propio MedioInterestelar, la Física Estelar y su contribución ala Física de las Galaxias, el Medio Intergalácticoy aspectos cosmológicos.

Los objetivos más concretos incluyen dos líneasprincipales de investigación: el estudiofotométrico de las galaxias externas mediantesus líneas de emisión que provienen de su gasionizado y el estudio dinámico y morfológicode las componentes gaseosa y estelar de lasgalaxias espirales. La primera línea proporcionainformación sobre el Medio Interestelar y sobre

la distribución del gas ionizado dentro y fuerade las galaxias, abordando aspectos del gasintergaláctico ionizado y del problema de lamateria oscura bariónica del Universo. Lasegunda trata el problema de la construcciónprogresiva de las galaxias en el marco de losmodelos cosmológicos, a través de laadquisición de material mediante agregación.En este contexto, se suele dar mayor peso a lasfusiones de galaxias, pero este Proyecto secentra en la posibilidad de que la evolución delas galaxias en los últimos 7-10 años se haimpulsado más por la adquisición de masa enla forma de nubes subgalácticas (con suscorrespondientes halos de materia oscura).

Temas relacionados con los anteriores quetambién se estudian en el contexto del Proyectoson: las poblaciones estelares y la informacióninferida (fotométrica y espectroscópicamente)sobre la formación y evolución de sus estructuras,las barras en las galaxias barradas y sus efectos enla evolución de sus zonas nucleares, y se continúacon el desarrollo del método de medir bien lasdistancias intergalácticas vía las propiedadescolectivas de las poblaciones de las regiones HIIen las espirales e irregulares.


El descubrimiento de los antitruncamientos enlos discos de las galaxias espirales tempranas.Desde las observaciones en los años 70 decortes abruptos de brillo en los perfiles radialesfotométricos de galaxias espirales, ha sidoconvencional suponer que este fenómeno(truncamiento) prevalece en los discos. Estaconclusión se ha basado en medidas sobregalaxias observadas de perfil. En un estudiodetallado de las galaxias que se observan decara, M. Pohlen puso en entredicho hace dosaños el grado de generalidad del fenómeno.Actualmente en el contexto del Proyecto se hamostrado, en números más o menos iguales,que los de los truncamientos, se encuentranantitruncamientos en los bordes de las galaxiasy que ninguno de los dos fenómenos es el queprevalece. En la mayoría de las galaxiasobservadas el perfil de brillo exponencial deldisco sigue sin cambios hasta más de 5longitudes de escala del centro. Los teóricoshan prestado bastante atención al fenómeno

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de los truncamientos y ahora harán falta nuevosescenarios para explicar las nuevasobservaciones.

Se ha establecido que hay una componenteexpansiva en todas las regiones HII conluminosidades altas. La fracción de la masa delgas que comparte esta expansión es del ordende 10-20% de todo el gas en la región. Es muyprobable que estas cáscaras expansivas seanlas precursoras de las cáscaras gigantes de HIque se encuentran en profusión en la exploraciónde la Vía Láctea con el interferómetro deWesterbork. Es la primera vez que se haestablecido sistemáticamente, con parámetrosfísicos medibles para comparar con modelosteóricos. La razón es el uso de un espectrómetroFabry-Perot que resalta la componente débilpero muy extenso de materia en expansión.Tanto la presencia de la expansión como susparámetros dinámicos (velocidad, energíacinética) y el hecho de no incluir la mayoría delgas de la región ofrecen la posibilidad deproducir modelos realistas para su explicación.

Se ha comprobado que el ritmo de construcciónde las galaxias de masas intermedias dependede su entorno, en le sentido que las que se hanformado en cúmulos más ricos y densos seformaron más rápidamente. Este resultado estáen acuerdo básico con el paradigma de losmodelos cosmológicos de tipo lambda-CDM.Sin embargo, del mismo trabajo se ha deducidoque la escala de tiempo de la formación de lasgalaxias masivas en los cúmulos esaparentemente bastante más corta que lapredicha por dichos modelos. Estas deduccionesson el resultado de la aplicación de nuevastécnicas al definir y medir índices de metalicidadcapaces de romper la degeneración entre edady metalicidad, desarrolladas dentro de estegrupo.


Uno de los avances principales del trabajorealizado en 2004 fue la finalización delcartografiado en la línea de Ha en emisión demás de 300 galaxias locales, llevado a cabojunto con los colaboradores de la Univ. JohnMoore de Liverpool (Reino Unido), uno de losúltimos resultados obtenidos con el telescopioJKT y una prueba más de la gran utilidad de lostelescopios pequeños (J. Beckman con A.Cardwell). Además de aportar con informaciónestadística del comportamiento de las galaxiasobservadas en términos de su formación estelarglobal, el cartografiado ofrece una base dedatos importante en el desarrollo de unametodología para seguir la morfología de laformación estelar en galaxias en función de

época. Actualmente está siendo utilizado porR. Azzolini en la preparación de su proyecto detesis, trabajo que continuará durante los años2005-2007. La idea es utilizar la distribución dela formación estelar como un elemento en lacomprobación de los modelos cosmológicos dela formación de las galaxias. Se ampliará eltema durante el resto de este informe.

Se han llevado a cabo trabajos que relacionanla distribución de la metalicidad en las estrellasde tipo enana-K en la vecindad solar y el ritmode formación de las enanas G en función de laedad con el ritmo de adquisición de gas por lagalaxia durante la vida del disco. Con lasenanas K se ha comprobado lo que se habíapredicho en trabajos anteriores usando datosde enanas G, es decir, que la tendencia deadquirir gas no tiende a caer con la edad, sinoa subir, en contradicción con la «sabiduríaaceptada». En un artículo publicado enAstronomy & Astrophysics (E. Casuso y J.E.Beckman), se atribuyó esta tendencia a laadquisición de gas en la forma de un flujocontinuo de nubes de masas subgalácticas (esdecir con una masa de 10 millones de masassolares o menor) relacionando el fenómenocon el de las «nubes de alta velocidad» (HVC),observadas alrededor de la Vía Láctea. Estahipótesis puede funcionar perfectamente dentrodel marco del modelo estándar de Cosmología,es decir, la creación y desarrollo de las galaxiasen el contexto de la condensación yaglomeración de bariones dentro de los halosde materia oscura. Sin embargo, este proceso,que puede haber dominado la evolución de losdiscos de las galaxias espirales, no ha recibidosuficiente atención ante la dificultad de sucomprobación. Se proponen una serie depruebas, en donde se combinan observacionesópticas y de radio con modelos teóricos de losefectos de las HVC en la evolución de unapoblación estelar en un disco, pruebas quecomenzarán a efectuarse a principios de 2005.

Otro trabajo finalizado en 2004 fue elestablecimiento de la relación entre laspropiedades cinemáticas y dinámicas de laspoblaciones de regiones HII en galaxiasexternas. Se ha comprobado que en las regionesHII luminosas entre el 10-20% del gas ionizadose encuentra en expansión con velocidades deentre 50 y 100 km/s. La energía necesaria paramantener este proceso expansivo proviene delas estrellas OB que causan la ionización de laregión HII. Mediante modelos se ha comprobadoque los vientos estelares de estas estrellaspodrían contribuir con energía cinética ymomento de expansión suficiente para causarlas expansiones generalizadas, pero sobre todoen las expansiones más energéticas hace faltauna contribución adicional. Asimismo, se ha

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comprobado que el acoplamiento de laradiación estelar al gas vía el polvo interestelarpodría ofrecer este suplemento al impulso delos vientos. A través de una detalladacomparación de los resultados del grupo contrabajos anteriores de gran escala sobre regionesHII luminosas en M33 y la nube grande deMagallanes se ha podido distinguir entre losefectos de vientos y de radiación con los de lassupernovas que exploten dentro de las regiones.Se ha especulado que las cáscaras expansivasque se detectaron mediante la emisión en Hαdel gas ionizado son las precursoras de cáscarasen expansión del tipo observadas en HIdistribuidas en la Vía Láctea con radios muchomás grandes y velocidades reducidas. Lasobservaciones darán lugar a modelos de mezclade gases en gran escala en los discos de lasgalaxias.

Un tercer trabajo abordado en 2004 fue elanálisis de los perfiles fotométricos de lasgalaxias espirales tempranas donde se hanencontrado dos resultados de gran interés. Enprimer lugar, se ha encontrado que una fracciónimportante de los bulbos de estas galaxias noson realmente bulbos, sino discos con un bulbopequeño en su centro. Las implicaciones sobrelos modos de formación de su estructura sonevidentemente importantes. En segundo lugar,se ha encontrado que la mayoría de las galaxiastempranas no tienen un corte más o menosabrupto en su brillo superficial (es decir, en ladensidad columnal de su población estelar), unllamado "truncamiento". Esto va directamenteen contra a lo que antes se creía, usandoobservaciones de galaxias de canto, y es elresultado de un trabajo minucioso con galaxiasobservadas de cara (M. Pohlen, P. Edwin y J.E.Beckman). Incluso como resultado de uncartografiado de unos 65 galaxias se hadescubierto el fenómeno del "antitruncamiento":galaxias cuyos perfiles de brillo en vez de mostrarcortes de brillo en el borde, muestran gradientesque cambian de mayor a menor en los bordes delas galaxias.

En la citada muestra hay una fracción más altade antitruncamientos que de truncamientos.Analizando los perfiles de brillo se hanencontrado dos tipos distintos deantitruncamientos, uno abrupto y el otro másgradual. El primero puede tener una explicaciónen la interacción de la galaxia con un objetoexterno, pero todavía es una explicaciónprovisional. El segundo se achaca al efecto dela componente estelar esferoide de la galaxia,que domina sobre la componente del disco aradios grandes. De todos modos la mayoría delos objetos no muestran ni truncamiento niantitruncamiento, sino un perfil perfectamente

exponencial hasta 6 longitudes de escala delcentro de la galaxia. Estos resultados son undesafío para los teóricos.

Una cuarta línea de investigación en la que seha progresado durante 2004 ha sido el análisisde las luminosidades y las razones deluminosidad de líneas de emisión que provienende las regiones HII, sobre todo de las regionescon mayor luminosidad. Utilizando los modeloscon Medio Interestelar inhomogéneo dentro delas regiones HII se ha encontrado que las pruebastradicionales para distinguir entre regiones sinescape de fotones y regiones con escape, engeneral, no son válidas. Se ha comprobadoque una región puede dar la signatura de ceroescape de fotones cuando en realidad unafracción alta de escape de fotones ionizantesestá ocurriendo. La explicación viene entérminos de la fuerte inhomogeneidad. Cadagrumo denso es una zona que absorbecompletamente los fotones ionizantesincidentes, con lo cual las razones de líneasproducidas por la colectividad de grumosreproduce la predicción de una región "limitadapor ionización", mientras que a través de laszonas de baja densidad y baja densidadelectrónica se escapan una fracción importantede los fotones. Se ha desarrollado un diagnósticocapaz de medir la fracción de escape de losfotones, y que se ha utilizado en datos de laliteratura con resultados interesantes. Duranteel año 2005 se emplearán las técnicas en datospropios con perspectivas de resultados másprecisos. Asimismo, en 2004 se han exploradolos efectos del uso de los modelosinhomogéneos en las inferencias de lasabundancias elementales mediante las líneasde emisión del Medio Interestelar ionizado yse ha ut i l izado el pr incipio deinhomogeneidad de forma tentativa a lapredicción de razones de intensidad de líneasde emisión del medio interestelar difuso, ladenominada "capa de Reynolds" observadaen galaxias externas.

Otra novedad en cuanto a los resultados delProyecto en 2004 ha sido la utilización de losíndices de metalicidad en la exploración de laformación de las galaxias. Se trata de comparar,en cúmulos de galaxias, las sobreabundanciasde CN y Mg comparados con Fe para galaxiastempranas en ocho cúmulos cubriendo un rangoamplio de densidad (riqueza) en su poblacionesde galaxias, usando la luminosidad del cúmuloen rayos-X, Lx como medida del parámetro deriqueza. Los datos provenían del Proyecto"Sloan" complementados con observacionespropias en el telescopio WHT y en telescopio de3,5 m de Calar Alto. Se encontraron pendientesen las relaciones [CN/Fe] v Lx y [Mg/CN] v Lxpero no en la relación [Mg/Fe] v Lx.

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MEMORIA2004 IAC

Trabajando con los diferentes tiempos deformación de cada elemento, muy corto paraMg, muy largo para Fe, e intermedio para CN,se deduce que las galaxias con masasintermedias se forman más rápidamente en loscúmulos ricos que en los cúmulos menos ricos,una conclusión en acuerdo cualitativo con losmodelos "estándar" jerárquicos de formacióngaláctica en el contexto de los modelos lambda-CDM cosmológicos. Sin embargo, el hecho deque [CN/Fe] varíe con riqueza implica que lasgalaxias tempranas se ensamblan en tiemposcomparables con la producción masiva de CN,que es una escala bastante más corta que lapredicha por los modelos estándar. Aunqueeste resultado (C. Carretero et al. 2004) muestracon claridad que el entorno afecta a la evoluciónde las galaxias, está claro que más pruebas detipo análogo son necesarias antes de llegar aconclusiones definitivas. Es alentador que eltrabajo haya sido posible únicamente a travésdel uso de nuevos índices desarrollados dentrodel grupo (A. Vazdekis) y capaces de rompercon finura la degeneración entre edad ymetalicidad. Con la utilización de nuevas"librerías" de espectros estelares y los nuevosmodelos desarrollándose dentro del grupo seespera que esta línea avance mucho másdurante 2005.

El Proyecto muestra un flujo constante, tantoen personal como en objetivos específicos,pero las líneas básicas se han mantenido durante2004.GALAXIAS ACTIVAS Y CUÁSARES:MORFOLOGÍA Y CINEMÁTICA DEL GASEXTRANUCLEAR(P10/86)EL ORIGEN DE LOS FONDOS DERADIACIÓN EXTRAGALÁCTICOS(P20/00)

I. Pérez Fournon.E. Hatziminaoglou, A. Afonso Luis, A. HernánCaballero, F. M. Montenegro Montes y J. Fritz.

Colaboración ELAIS (European Large Area ISOSurvey); Proyecto SWIRE de Legado Científicodel satélite SPITZER, Red Europea "POE(Probing the Origin of the ExtragalacticBackground Radiation", Proyectos Herschel/SPIRE y Herschel/PACS y Colaboración AXIS;M. Arévalo Sánchez, D. Vicente Hernández, yJ.M. Corral Santana (Univ. de La Laguna).

Introducción

El grupo desarrolla varios proyectosextragalácticos en diferentes rangos del espectroelectromagnético utilizando satélites espacialesy telescopios en tierra para estudiar la evolucióncosmológica de las galaxias y el origen de losfondos de radiación extragalácticos. LosProyectos principales son:


Participación en el Proyecto SWIRE ("SPITZERWide-area Infrared Extragalactic Survey")

El Proyecto "SPITZER Wide-area InfraredExtragalactic Survey (SWIRE)" es el mayor delos proyectos de Legado Científico del satéliteSPITZER, con un total de 851 horas deobservación de SPITZER y varias semanas deobservación con telescopios en tierra, graciasprincipalmente a los acuerdos entre la NASA ylos observatorios National Optical AstronomicalObs. (NOAO) y European Southern Obs. (ESO).

Los objetivos científicos principales de SWIREson:

1.- Estudio de la evolución cosmológica degalaxias con formación estelar intensa paradeterminar la historia de la formación galácticay de la formación estelar global en el Universoen el contexto de la formación de estructuras enel Universo.

2.- Estudio de la distribución espacial de galaxiasevolucionadas, galaxias con formación estelarintensa y galaxias activas y su relación con ladistribución de materia oscura.

3.- Determinación de la contribución de galaxiasactivas (procesos de acrecimiento de materiaalrededor de agujeros negros supermasivos) yde galaxias con formación estelar intensa(nucleosíntesis) a los fondos de radiacióncósmicos.

Todas las observaciones con SPITZER delProyecto SWIRE han sido completadas con

La figura muestra una pequeña zona (de 0,03 grados cuadrados)del primer campo SWIRE observado con

el satélite Spitzer, el campo de Lockman. La imagenes una combinación de observaciones a 3,6 micras (azul), 4,5

micras (verde) y 24 micras (rojo). (Reproducida de Lonsdale et al. 2004, Astrophysical Journal

Supplement Series, 154, 54).

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éxito en el año 2004 y los datos están siendoanalizados por el Consorcio SWIRE con laparticipación del grupo SWIRE del IAC.SWIRE ha dado lugar a un gran número deproyectos complementarios, que incluyen, entreotros, programas de seguimientoespectroscópico con los mayores telescopiosdisponibles (Keck, Gemini, VLT, AAT/2df, etc.),observaciones profundas en radio y en rayos X,observaciones en los rangos mm (IRAM 30m/MAMBO) y submm (JCMT/SCUBA). LosConsorcios Herschel SPIRE y PACS observaránlos campos SWIRE en el infrarrojo lejano yondas mm en sus programas de tiempogarantizado del telescopio WHT. El grupoSWIRE del IAC participa activamente en lamayor parte de estos proyectos

Observaciones espectroscópicas en el infrarrojocon SPITZER de galaxias ultraluminosas (ELAIS-IRS)

Este Proyecto, liderado por I. Pérez Fournon,está orientado al estudio de los procesos físicosen galaxias ultraluminosas de z alto (z > 1) pormedio de espectroscopía infrarroja con elinstrumento IRS de SPITZER, y es uno de losmayores proyectos de SPITZER en el primeraño de observaciones de uso general. Lamuestra de 70 galaxias fue seleccionada apartir de los estudios con el satélite ISO en elProyecto ELAIS y cuenta también con fotometríamultibanda en las 7 bandas de las cámarasIRAC y MIPS de SPITZER, al estar contenidoslos campos principales ELAIS en los camposSWIRE.

Los objetivos de este Proyecto son investigar:

- El origen de las altas luminosidadesbolométricas de los objetos más luminosos enel Universo distante- La física del polvo y gas en objetos de z altoutilizando herramientas de diagnóstico espectralpara el infrarrojo medio- La relación de las galaxias luminosas con laformación de galaxias y de estructuras cósmicas- La conexión entre actividad nuclear y formaciónestelar en galaxias

GRUPO DE ESTUDIOS DE FORMACIONESTELAR "GEFE"(P1/92)

C. Muñoz-Muñón.V. Melo, J.A. López Aguerri, N. Caon, A.M.Varela, M. Prieto, J.M. Rodríguez Espinosa,J.A. Acosta Pulido, I. Martínez Delgado, R.Amorín Barbieri, B. García Lorenzo y L.M.Cairós.

Colaboradores del IAC: D.R. Gonçalves, A.M.Pérez García y M.L. García Vargas.

A.M. Prieto (MPIA, Alemania), J. Iglesias (Obs.de Astronomía Espacial; Marsella, Francia); G.Tenorio Tagle y S. Silich (INAOE, México); E.Simmoneau (IAP, Francia); M. Mas Hesse(LAEFF, Madrid); J.M. Vílchez (IAA, Granada);M. Santos Lleó (XMM, Villafranca, Madrid), A.Moiseev (SAO, Rusia).Introducción

El objetivo central del Proyecto es el estudioobservacional y teórico de brotes masivos deformación estelar, o starbursts, y su impacto enlas galaxias que los albergan. La intención esdefinir el alcance de estos eventos así comoencontrar los parámetros que llevan a larealimentación, o "feedback", y por tanto a laformación de futuras generaciones de estrellas.Para ello se ha seleccionado una muestra degalaxias starbursts que cubre un amplio rango,desde starbursts nucleares en galaxias espiralesgrandes cercanas, a los encontrados en galaxiasenanas, pasando por las regiones HII Gigantesen galaxias espirales e irregulares, así como losque suceden en galaxias con núcleos activos.Se han diferenciado los objetos aislados y quepor tanto constituyen un ecosistema cerrado, deaquellos que se encuentran en entornos másdensos, como las galaxias en cúmulos o engrupos, que ciertamente pueden serdeterminantes en la formación y evolución delos cúmulos de estrellas masivas (starbursts).Cada uno de los apartados que se plantea tienesu muestra de objetos característicos.

Los brotes estelares también juegan un papelfundamental en los modelos de formación yevolución de galaxias. La disyuntiva entre losmodelos jerárquicos o monolíticos para laformación de las galaxias puede ser exploradaen el Universo próximo mediante el estudio dela morfología y la formación estelar en galaxiasen cúmulos. Por esta razón se incluyen tambiéncúmulos cercanos entre la muestra, lo quepermite además incluir el estudio de laformación estelar en relación con el entorno(este bloque se trata en un Proyecto internonuevo).


Se han catalogado los SSC (Super Star Clusters)del starburst activo de la galaxia M82analizando imágenes en Ha del HST. Se hanIdentificado 197 cúmulos estelarescaracterizados por ser muy compactos (3 <

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R(pc)<9) y masivos (4 < log M(Mo) < 6). Se hapresentado un catálogo de los SSC donde sedan las coordenas, radios, flujos, luminosidades,masas, anchuras equivalentes, extinciones, etc.para cada cúmulo. Las separaciones entrecúmulos son muy pequeñas, del orden de 2-3veces el radio medio de los mismo, siendo unaspecto clave a la hora de formar los filamentosde los SVG (Super Vientos Galácticos) tal ycomo proponen G. Tenorio-Tagle et al.(Astrophysical Journal, 597, 279.)

Se realizó un estudio sistemático y detalladode la estructura de la componente subyacentede bajo brillo en una muestra de 8 galaxiasenanas compactas azules (BCD), utilizandoimágenes profundas en el óptico. Lacomparación de los parámetros estructuralesderivados para las galaxias de la muestra conlos parámetros de enanas elípticas e irregularesy galaxias de bajo brillo superficial, sugiere laexistencia de conexiones evolutivas entre lasBCDs y los diferentes tipos de galaxias enanas.Los resultados aparecerán en AstrophysicalJournal.


Impacto de los starbursts nucleares. Disparo yconfinamiento

Se ha catalogado los SSC (Super Star Clusters)del starburst activo de la galaxia M82 analizandoimágenes en Hα del HST. Los resultados hansido publicados en la revista AstrophysicalJournal. Se Identificaron 197 cúmulos estelarescaracterizados por ser muy compactos (3 <R(pc)<9) y masivos (4 < log M(Mo) < 6). Sepresentó un catálogo de los SSC donde se danlas coordenadas, radios, flujos, luminosidades,masas, anchuras equivalentes, extinciones, etc.para cada cúmulo. Las separaciones entrecúmulos son muy pequeñas, del orden de 2-3veces el radio medio de los mismo, siendo unaspecto clave a la hora de formar los filamentosde los SVG (Super Viento Galáctico) tal y comoproponen G. Tenorio-Tagle et al. (2003,Astrophysical Journal, 597, 279.).

También se catalogaron los SSC de la galaxiaNGC 253 como parte del trabajo de tesis de V.Melo. Se encontraron 48 SSC en el starburst dela galaxia. Las características de estos sonsimilares a la de los cúmulos encontrados en M82. Los radios, luminosidades, masas, etc. tomanvalores similares a los de M 82. La únicadiferencia significativa se ha encontrado en laseparación entre los SSC que es el doble de loscúmulos de M 82, aún así son lo suficientemente

cercanos para ser capaces de formar filamentossegún G. Tenorio-Tagle et al.

Se empezó el análisis de las observaciones deTIMMI de NGC 253 pero aún se están reduciendolos datos. Se ve que el starburst de esta Galaxiatiene una fuerte emisión en NeII y emisión delos PAH 11.3 micras.

Con los catálogos de SSC de NGC 253 y M 82y las características morfológicas de ambasgalaxias se obtuvieron conclusiones en cuantoa las estructuras formadas en el halo de lasmismas. En M 82 hay casi 200 SSC que handesarrollado una compleja estructura defilamentos de superviento galáctico que excedelos límites de la galaxia. En NGC 253 no se hanformado tantos SSC, además esta galaxia estárodeada de un extenso halo de polvo frío queimpide que los materiales formados en elstarburst alcancen el Medio Intergaláctico.Asimismo, se catalogaron los SSC de NGC4631 y se encontraron 102 SSC. Se ha descubiertoque los cúmulos de esta Galaxia son muysimilares en masa y luminosidad a los de lasotras dos galaxias estudiadas (M 82 y NGC 253)pero presentan una característica muy diferente,son menos compactos, los radios típicos estánen el rango de 10 a 45 pc. Se determinaron lasluminosidades, masas, etc. de cada uno de loscúmulos. Estos parámetros van a servir paraconcluir escenarios posibles para la formaciónde los arcos y filamentos presentes en el halo.Se realizó el análisis de una de las burbujasque se asocia con dos de los cúmulos másbrillantes en el centro de la galaxia.

Parámetros estructurales de galaxias y formaciónestelar

Se estudiaron los parámetros estructurales delas galaxias más brillantes que I(814) < 24.5presentes en los campos HDF-N y HDF-S. Losparámetros estructurales se basan en modeloscon dos componentes de brillo superficial: bulboy disco. El brillo superficial de los bulbos fuemodelado con un perfil de Sersic, mientras quelos discos se modelaron con perfilesexponenciales. La distribución de luminosidady tamaño de las galaxias tempranas esconsistente con la hipótesis de que sus estructurasestaban creadas a z=1 y han evolucionadopasivamente desde entonces; las galaxiastempranas eran ~1.35 magnitudes más brillantesen V a z~0.7 que ahora. Por otra parte, lasgalaxias tempranas con Lv>0.2 x 1010 h-2 Lº

muestran un moderado descenso (~30%) entamaño si se comparan con las galaxias tardíasa z=0. Los resultados han sido publicados en J.

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Trujillo Bueno & A. J.A. López Aguerri, 2004,MNRAS, 355, 82.

Se ha realizado un estudio de los parámetrosfotométricos de los componentes estructuralesde una muestra de 14 galaxias SB0. Esto fuehecho mediante una descomposiciónfotométrica de los perfiles de brillo superficialen la banda I. Se ha encontrado que los bulbosde las galaxias SB0 son similares a los degalaxias tempranas que no tienen barras, esdecir: presentan perfiles casi exponencialescon <n>=1.48 y su radio efectivo estafuertemente correlacionado con la longitud deescala del disco (<re/h>=0.20). El análisismeramente fotométrico no ha permitidodiferenciar los bulbos de las galaxias SB0 deotras tempranas no barradas. Sin embargo, tresde las galaxias presentan bulbos que soncinemáticamente diferentes y con propiedadestípicas de los «pseudobulbos», ya que: dos deellos son rotadores más rápidos que los bulbosde galaxias no barradas, y uno se encuentrafuera del plano fundamental definido por losbulbos de galaxias tempranas no barradas yelípticas. Los bulbos del resto de la muestrapresentan características cinemáticas similaresa las de los bulbos de galaxias tempranas nobarradas. Los resultados están en prensa y seránpublicados en Astronomy & Astrophysics.

Se ha relacionado la formación estelarcircumnuclear de la galaxia NGC 4736 con lascomponentes galácticas y re-interpretadoresultados de la literatura que apuntaban a queel gas del anillo estaba en proceso de expansión.Las nuevas observaciones y modelos apuntan aque el movimiento del gas en el anillo no esexpansión sino levantamiento del gas ionizadodel disco de la galaxia (dirección z). Estemovimiento es resultado de la interacción delgas que fluye hacia el centro con las ondas dechoque generadas en los brotes estelares delanillo. Asimismo, se ha identificado al bulbotriaxial masivo como el responsable de losmovimientos de caída del gas que se observaen HI y de la localización de las estructurasresonantes que, a su vez definen la localizacióndel anillo circumnuclear de formación deestrellas. También se ha continuado el trabajode parametrización de barras en galaxias y surelación con la cinemática asociada.

Sobre las galaxias compactas azules

Se realizó un estudio sistemático y detalladode la estructura de la componente subyacentede bajo brillo en una muestra de 8 galaxiasenanas compactas azules (BCD), utilizando

imágenes profundas en el óptico. Se haverificado, de manera exhaustiva, la validezdel modelo de Sersic y su sensibilidad a lasposibles fuentes de error, resaltandoespecialmente la importancia de excluir delajuste la región de formación estelar. Lacomparación de los parámetros estructuralesderivados para las galaxias de la muestra conlos parámetros de enanas elípticas e irregularesy galaxias de bajo brillo superficial, sugiere laexistencia de conexiones evolutivas entre lasBCDs y los diferentes tipos de galaxias enanas.

El Proyecto del Plan Nacional tiene establecidala coordinación a través de mini-congresos queestán planificados, uno para cada año delProyecto.

Al principio del año (26-28 de enero) se participóen el II Workshop del Proyecto coordinado"Estallidos de Formación Estelar en Galaxias".En esta ocasión se celebró en Granada, uno delos centros del Proyecto. Al igual que en elprimero (Madrid, enero, 2003), todos losmiembros del Proyecto coordinado asistieron yse contó con la participación de algunosinvestigadores extranjeros. En total al Congresoasistieron 30 investigadores.

Este año, el grupo del IAC, que además es elcentro coordinador del proyecto nacional,organizó el último Workshop de "Estallidos deFormación Estelar en Galaxias". Se celebró endiciembre del 2004 y participaron 30investigadores.

Al igual que en los dos anteriores, los resultadosdiscutidos y presentados en los Workshops estánsiendo compilados y distribuidos en formatoelectrónico (vía página Web y CD).

POBLACIONES ESTELARES ENGALAXIAS(P3/94)

A. Aparicio.C. Gallart Gallart, A. Rosenberg González,S.L. Hidalgo Rodríguez y C. González García.

S. Cassisi (Teramo, Italia); P. Demarque y R.Zinn (Univ. de Yale, EEUU); M. Mateo (Univ. deMichigan, EEUU); G. Piotto, M. Zoccali y A.Recio (Univ. de Padua, Italia); I. Saviane (ESO,Chile); P. Stetson (Univ. Victoria, Canadá).

Introducción

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Estamos en una era apasionante en el estudiode la formación y evolución de las galaxias através de estudios a alto desplazamiento alrojo. El Hubble Deep Field (Williams et al.1996, Astrophysical Journal , 112, 1335) y otrasimágenes profundas, han proporcionadoestupendas instantáneas del proceso de evoluciónde las galaxias. Una de las dificultades de esteenfoque es cómo relacionar objetos a diferentedesplazamiento al rojo entre sí y en una secuenciaevolutiva, para obtener una idea coherente de laevolución de las galaxias. Otra dificultad es elbajo nivel de detalle con que se pueden estudiarestos objetos tan distantes. Los objetossuficientemente cercanos para ser resueltos enestrellas individuales ofrecen una alternativa:para ellos, se puede usar la teoría de evoluciónestelar, junto con la espectroscopía y fotometríade sus estrellas individuales, para delinear endetalle su evolución, desde su formación hasta elmomento actual.

En este contexto, el objetivo general delProyecto es el estudio de la estructura, historiaevolutiva y proceso de formación de galaxias através de las poblaciones estelares, de su luzintegrada y de su cinemática. Sin dejar deprestar atención al estudio de galaxias muylejanas, como las del Hubble Deep Field, nuestrainvestigación se centra en los objetos máspróximos, incluyendo a la propia Vía Láctea ya las Nubes de Magallanes y asumiendo queson una buena representación de todas lasgalaxias y pueden considerarse como una buenareferencia para entender cómo éstas se formany evolucionan.El Proyecto puede dividirse en cuatro líneasprincipales:

Galaxias enanas: poblaciones estelares yestructura primordial

Las galaxias enanas surgen de forma naturalcomo los primeros objetos en formarse en lasteorías sobre la materia oscura fría. Comoconsecuencia de la condición para la pérdidade gas y enfriamiento existiría un sesgo en laformación de galaxias: Las enanas se originaríande los picos de densidad de 1δ y trazarían ladistribución real de masa del Universoprimigenio. El estudio de sus propiedades tantointegradas como a través de sus estrellasresueltas, aportaría una información valiosa nosólo de la forma en la que surgen y evolucionanlas galaxias, también de las condicionesiniciales del Universo en las que se formaron.

El objetivo de esta línea es caracterizar laestructura espacio-temporal de las galaxiasenanas y en particular, encontrar registros fósilesde su formación inicial tales como estructurasextendidas constituidas por una poblaciónestelar vieja, dispersión de velocidades ogradientes de poblaciones estelares. Se tienendatos que demuestran la existencia degradientes de poblaciones y estructurasextendidas en varias galaxias. El estudiodetallado de estas estructuras junto con modelosde dispersión de velocidades arroja luz sobre suorigen y naturaleza.

Formación de la Vía Láctea: cúmulos globularesy estructura del halo

El hecho de que los cúmulos globulares seanlos objetos más viejos del Universo y que suedad pueda ser medida con cierta precisión,hace de ellos verdaderos fósiles que contieneninformación sobre el proceso de formación dela Vía Láctea y, por extensión, de otras grandesgalaxias. Tal proceso podría ser reconstruido apartir del estudio de las edades, posiciones ycomposiciones químicas de cada cúmulo. Ellargo debate abierto sobre el tema, con las dosposiciones que podríamos decir lideradas porlos artículos seminales de Eggen, Lynden-Bell& Sandage (1962) (formación mediante colapsorápido) y Searle & Zinn (1978) (formaciónmediante aglutinamiento gradual y prolongadode muchos fragmentos protogalácticos) ponede manifiesto la importancia del tema y, almismo tiempo, que no existe una solucióncompletamente satisfactoria. Es necesarioseñalar que, ambos artículos tienen ya ciertaantigüedad, por lo que es erróneo suponer quelas alternativas sobre las que actualmente sedebate sean estrictamente las originalmenteplanteadas en ellos. No obstante, a mediadosde los años 90, parecía estar madurando la ideade que el proceso de formación del halo eraalgo muy lento (Chaboyer, Demarque &Sarajedini 1996). Los resultados, publicadosentre los años 1999 y 2000 mostraron que eseno era el caso, sino, más bien, todo lo contrario.

Mediante el estudio de las edades relativas delos cúmulos globulares, se concluyo que, lo queahora constituye el halo interno de la VíaLáctea (los 20 kpc centrales) se formó medianteun colapso rápido (de menos de 1 Ga), aunqueencontramos varios cúmulos que son, o puedenser, excepciones a este resultado. Se estátrabajando en la extensión del análisis al haloexterno para estudiar si existe un gradiente de

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edades en los cúmulos globulares, indicandouna posible formación más tardía del haloexterno o, incluso, trazas de las interaccionesentre nuestra galaxia y sus satélites.

Formación y evolución de las Nubes deMagallanes

Entre las galaxias más próximas, esto es, elsistema de galaxias satélites de la Vía Láctea,hay dos tipos bien diferenciados de objetos,que a su vez son representantes de sendosgrandes tipos de objetos en, por lo menos, elUniverso Local: las galaxias enanas esferoidales,caracterizadas por su bajo o nulo contenido engas y la falta de formación estelar en el momentopresente (a pesar de lo extendida de la historiade la formación estelar en algunas de ellas), ylas Nubes de Magallanes, que son galaxiasirregulares con un alto contenido en gas y unaformación estelar actual activa.

Es precisamente esta actividad de formaciónestelar y el alto contenido en gas lo que hace delas Nubes de Magallanes un laboratorioastrofísico especialmente interesante. En ellas,además de poder investigar las poblacionesestelares más viejas y los procesos de evoluciónde galaxias, es posible estudiar el proceso deformación estelar y la interacción entre lacomponente estelar y la gaseosa. Su rico sistemade cúmulos globulares de todas las edadesconstituye el sistema de cúmulos extragalácticomás cercano y es además clave para comprobarla teoría de evolución estelar de estrellas deedad intermedia y joven, y relativamente pobresen metales, que no existen en la Vía Láctea.Además, la Vía Láctea, la Nube Grande deMagallanes (LMC) y la Nube Pequeña deMagallanes (SMC) constituyen un sistema degalaxias en interacción que puede aportarinformación muy detallada sobre los efectos delas interacciones y fusiones en la historia de laformación estelar de las galaxias.

En esta línea se han usado las Nubes deMagallanes como laboratorios para el estudiode diferentes aspectos de la formación estelar yformación y evolución de galaxias. En unenfoque que busca conectar lo local con loglobal, este Proyecto comprende desde laobservación de cúmulos estelares hasta lacomparación de resultados obtenidos a partirde síntesis espectral y diagramas color-magnitud(DCM), pasando por el estudio de las poblacionesestelares de campo y de cúmulos a partir de

DCM profundos y espectroscopía, el estudio dela interacción entre las estrellas jóvenes y elmedio interestelar y el estudio de losmovimientos propios de las Nubes deMagallanes para acotar los parámetros e historiade la interacción Vía Láctea, LMC y SMC.

Diagrama color-magnitud sintético y síntesis depoblaciones

Una herramienta fundamental en el estudio delas poblaciones estelares en galaxias laconstituyen los diferentes algoritmos de cálculode poblaciones sintéticas. En particular, eldiagrama color-magnitud sintético es laherramienta más poderosa para el análisis delas galaxias más cercanas, donde las estrellasindividuales son resolubles. En este caso, eldiagrama color-magnitud, constituye unauténtico registro fósil de la historia de laformación estelar de la galaxia. Para galaxiasmás lejanas, en las que las estrellas no son yaresolubles, sólo se puede obtener informaciónde la luz integrada, que puede analizarsemediante fotometría o espectroscopía.

Se ha desarrollado una serie de herramientasde cálculo de poblaciones sintéticas,básicamente constituida por dos elementos: 1)cálculo de diagramas color-magnitud sintéticospara cualquier batería de parámetros de entrada,y 2) resolución de la historia de la formaciónestelar mediante diagramas color-magnitud,basada en un algoritmo genético. Un tercerelemento, que está por concluir es una libreríade síntesis de poblaciones estelares parafluctuaciones de brillo superficial. Parapoblaciones no resueltas, esta última constituyeuna alternativa muy interesante a la síntesis depoblaciones fotométrica habitual porque rompeparcialmente la degeneración edad-metalicidad.


Se ha finalizado el código IAC-STAR decomputación de diagramas HR y color-magnitudsintéticos. Permite la elección de cualquierhistoria de la formación estelar, ley deenriquecimiento químico y función inicial demasas, así como de la fracción de estrellasbinarias y su distribución de masas. Se hanimplementado tres librerías de evolución estelary cinco librerías de correcciones bolométricas.El código produce un lista con las estrellascalculadas que incluye, para cada una, sumasa, luminosidad, temperatura efectiva,gravedad superficial (todo ello para las doscomponentes del sistema, si la estrella fuerabinaria), edad, metalicidad y magnitudes entodos los filtros de la librería de correccionesbolométricas elegidas, incluidos, en su caso,los infrarrojos cercanos y medios. Además, el

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Historia de la formación estelar de la galaxiaenana de Phoenix. Este tipo derepresentación, denominada "caja depoblaciones", muestra la masa convertida enestrellas en función del tiempo y de lametalicidad. Por tanto, da informaciónsimultánea del ritmo de formación estelar y dela ley de enriquecimiento químico. Las dosfiguras inferiores son una representaciónestereoscópica (permiten la visualizacióntridimensional dirigiendo los ojoadecuadamente hasta mezclar ambas figuras)de la superior.


Como parte del estudio del origen de estructurasextensas en galaxias enanas, se realizaronmodelos de N-cuerpos en el Beowulf Clusterpara observar la evolución dinámica de galaxiasenanas que sufren una interacción de mareapor medio de la cual pierden una fracción de sumateria oscura. También se realizaron modelosde N-cuerpos en los que la enana pierde parte desu materia luminosa debido a vientos desupernovas tras un brote inicial masivo deformación estelar. Como resultado inicial se haobservado que un modelo de formación estelarmasiva y subsiguiente explosión de supernovaspodría explicar la extensión de material viejo apartes externas de las galaxias mientras que el deinteracción parece descartado. Se han realizadonuevos modelos para incorporar posibles brotessucesivos a fin de reproducir el gradiente deedades observado.

Se ha continuado engrosando la base de datosde los cúmulos abiertos viejos de más de milmillones de años, observados con WFC/INT enlas bandas BVI, habiéndose observado 15nuevos cúmulos y disponiendo en la actualidadde un total de 35.

Se ha avanzado en el estudio del sistema decúmulos globulares de la Vía Láctea, incluyendoobjetos del halo externo y de alta metalicidady usando datos de HST.

Se ha completado el desarrollo de IAC-GENactualizando la versión del código genéticoPIKAIA. IAC-GEN es un método para la obtenciónde Historias de Formación Estelar (HFE) usandoalgoritmos genéticos. Adicionalmente, se haofrecido a la comunidad internacional el códigoIAC-STAR de síntesis de diagramas color-magnitud.El código es accesible y ejecutable desde el sitiohttp://iac-star.iac.es. La colaboración de S. Delgado,del SIC del IAC, ha sido crucial para llevar a términoeste trabajo.

Se han implementado un total de tres libreríasde evolución estelar y cinco de correccionesbolométricas en la base de datos de IAC-STAR.Esto permite al usuario trabajar con todas laslibrerías vigentes que disponen de un grado decompletitud adecuado a los fines de IAC-STAR.

Se ha realizado un visita de un mes de duracióna la Universidad Católica de Chile por parte delos miembros del grupo C. Gallart y A. Apariciopara trabajar con M. Zoccali con vistas a laelaboración del artículo de revisión para elAnnual Review of Astronomy and Astrophysics,que quedó concluido a finales del año.

Se han recibido sendas visitas de dos meses yun mes de duración de S. Cassisi, para colaboraren el desarrollo de varios aspectos del códigoIAC-STAR.

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Se ha iniciado una colaboración con la Divisiónde Computación Evolutiva y Aplicaciones delInstituto Universitario de Sistemas Inteligentesy Aplicaciones Numéricas en Ingeniería para eldesarrollo de un código genético evolutivopara su aplicación a la obtención de las HFE.Con ello se pretende optimizar la aplicación delos códigos genéticos a la obtención de lasHFE.

Phoenix. Se ha calibrado por primera vez los 4chips de la Wide Field Camera del HST deforma independiente. Se han encontradotérminos adicionales en las ecuaciones detransformación no contemplados anteriormenteen la literatura. Usando ecuaciones detransformación fotométrica independientes paracada chip, la calibración fotometría es másconsistente.

Se ha terminado el análisis de la completitudde la galaxia Phoenix y se han obtenido lasprimeras HFE para ella usando los códigos IAC-STAR e IAC-GEN. Los resultados preliminaresmuestran una formación estelar que abarcauna metalicidad hasta Z = 0.002 y edades entre12 Ga y 0 Ga.

NGC 3109. Se ha completado el trabajo dereducción, calibración y pruebas de completitud.Prácticamente se ha concluido el análisis de ladistribución de poblaciones.

IC1613. Se ha concluido la calibración detodos los datos fotométricos disponibles. Esteha sido el tema del proyecto de fin de carrera deM. Panniello.

ESPECTROSCOPÍA BIDIMENSIONALCON FIBRAS ÓPTICAS DE GALAXIASACTIVAS(P4/94)

E. Mediavilla.J.A. Acosta, A. Monreal, B. García y K. Exter.

Colaborador del IAC: L.M. Cairós.

M. Rodríguez (INAOE, México); S. Arribas (STScI,EEUU), V. Motta (Univ. de Montevideo, Uruguay);L. Colina (IFCA, Santander); P. Felenbok (Obs.Paris-Meudon, Francia); R. Díaz y S. Lípari (OAC,Argentina); M. Roth (IAP, Francia); E. Battaner,A. Castillo, A. Guijarro, E. Florido y J. Jiménez(Univ. de Granada).

Introducción

El objetivo último de este Proyecto es el estudiode la cinemática y de las condiciones físicasque afectan al gas y a las estrellas en lasregiones centrales de galaxias. La muestra degalaxias se ha ido extendiendoprogresivamente. En la actualidad incluyeobjetos muy activos (QSOs, Seyferts), deactividad intermedia y baja (LINERS, starburst),y objetos no conceptuados habitualmente comoactivos (galaxias de tipo temprano y bulbos deespirales). También se están estudiando laspropiedades de las galaxias infrarrojasultraluminosas y de las galaxias compactas azules(BCD).

Estos estudios se fundamentan en el uso de unanueva técnica experimental basada en lautilización de fibras ópticas, que permite obtenerespectros distribuidos en 2D. Para el desarrollode esta técnica se han construido variosinstrumentos que operan en los telescopios delORM. En el marco de este Proyecto, se pretendeintroducir nuevos desarrollos instrumentales,tales como la extensión al infrarrojo cercano, eluso de microlentes, o el diseño de nuevossistemas.


Se han separado los espectros de la componentenuclear y extensa en el objeto activo 3C120.Este trabajo, basado en espectroscopía 2Dtomada con INTEGRAL, se ha llevado a caboutilizando nuevos procedimientos de análisispara ajustar simultáneamente las componentesen los dominios espacial y espectral. Con esteprocedimiento se ha podido obtener un espectrono contaminado del radio-jet en 3C120.


Este año ha destacado por el gran esfuerzodedicado a la colaboración Euro3D y al soportede INTEGRAL. Se ha participado activamenteen las actividades de la red, europea,fomentando la elaboración de programas deobservación para INTEGRAL, prestando soporteen el telescopio y ayudando con la reducción yel análisis de los datos. Con este propósito se harecibido (y se ha visitado) a varios estudiantesde otras instituciones que han recibidoinstrucción acerca de los métodos 3D. En elmarco de la red Euro3D se ha desarrollado unaintensa colaboración que ha llevado a laredacción de varios artículos uno de los cuales,sobre 3C120, está ya publicado. Se hacomenzado con la preparación de la WinterSchool de 2005 sobre Espectroscopía en 3D.Se ha elaborado un programa preliminar y unalista provisional de profesores.

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También destaca este año por la publicaciónde tres artículos fruto de la colaboración con elObs. de Córdoba (Argentina). En estos trabajosse discute la influencia de aspectos cinemáticosy estructurales (como la fusión entre galaxias)en la aparición de diversas manifestaciones deactividad como los brotes de formación estelaro la actividad de tipo LINER. Parte de estostrabajos están basados en un programa deobservación conjunto con INTEGRAL. En 2005se ha planeado una visita al IAC de R. Díaz paracontinuar con la colaboración.

Se ha continuado la colaboración con la Univ.de Granada para el estudio detallado de lacinemática en la región central de galaxiascercanas. Los trabajos previos sobre NGC 5033han sido completados con un estudio sobre lavariación de la distribución espectral de energíaen la región central de esta galaxia y con lacuidadosa localización de la componente anchade Hβ que ha permitido situar con mayorprecisión al núcleo activo en una posicióndesplazada respecto al centro cinemático local.Un artículo sobre este objeto ha sido aceptadopara su publicación. A. Castillo incluyó en sutesis los resultados de la espectroscopía 2D conINTEGRAL. Antes de enviar los resultados parasu publicación, se está reanalizando la peculiarcinemática de la componente estelar de estaGalaxia utilizando diversos patrones estelarespara calcular con un nuevo procedimiento elcampo de velocidad estelar. Se ha completadola reducción de datos de una nueva Galaxia,NGC 4258, observada con INTEGRAL quemuestra la presencia de componentes dobles enla región nuclear. Se está intentando unadescomposición cinemática para separar loscampos de velocidades de la galaxia y de unacomponte peculiar que podría estar asociada aljet nuclear.

Este año A. Monreal leyó su tesis dedicada alestudio con INTEGRAL de las galaxiasUltraluminosas. Se han publicado dos trabajossobre el gas ionizado y sobre las propiedadesmorfológicas de las galaxias muy luminosas. Seincorpora al Proyecto V. Agra como estudiantede doctorado.

DISTRIBUCIÓN Y DINÁMICA DEPOBLACIONES ESTELARES ENGALAXIAS(P5/94)

F. Garzón.P. L. Hammersley, A. Cabrera, C. González, A.

Di Cesare y T. Mahoney.

Colaborador del IAC: B. Vicente.

M. Cohen (Univ. de Berkeley, EEUU); E. Battaner(Univ. de Granada); A Robin (Obs. Besançon,Francia); O. Gerhard (Obs. de Basilea, Suiza).

Introducción

El proyecto de cartografiado IR del plano ybulbo galácticos se enmarca dentro de lainvestigación en Astrofísica observacionaldestinada a proveer una base de datos dedistribución estelar en las regiones más alejadasy extintas de nuestra Galaxia, con el fin deavanzar en el conocimiento de la estructuraestelar a gran escala de la Vía Láctea, medianteel desarrollo de modelos semiempíricos a partirde la información contenida en dichoscatálogos. Los catálogos profundos y extensosde cielo son una herramienta fundamental departida para una amplia variedad deinvestigaciones posteriores. En particular, elgrupo está trabajando sobre poblacionesestelares específicas en el plano ecuatorial dela Vía Láctea. Se cuenta con informacióndetallada de la distribución estelar de laspoblaciones dominantes en una amplia zonade cielo, que contiene las líneas de visión demás interés por abarcar diferentes componentesestructurales: bulbo interno, bulbo externo,disco, brazos espirales, etc. Esta base de datostiene unas características superiores a la de loscatálogos 2MASS y DENIS, tanto en resoluciónespacial como en sensibilidad, lo que resultamuy conveniente para el análisis de lasestructuras más profundas de las regionescentrales de la Galaxia. De hecho, se ha utilizadode forma muy conveniente la combinación dedatos propios, más profundos, con los catálogospúblicos, que ofrecen una mayor coberturaespacial. A lo largo de 2004 se han realizado,utilizando datos combinados del catálogo y2MASS, diversos estudios sobre la distribuciónvertical y horizontal de la población estelar de laVía Láctea.

Actualmente se encuentra en estado muyavanzado, prácticamente acabada, la fase deexploración profunda del contenido estelar dela Vía Láctea, y ha comenzado con intensidadel estudio espectrofotométrico detallado degrupos de objetos seleccionados que permitiráavanzar en el estudio del contenido estelarespecífico de la Galaxia. Se pretende, además,añadir información cinemática a nuestras basesde datos para introducirnos en el estudio de ladinámica a gran escala de la Galaxia.

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Algunas de las regiones más interesantes, porla riqueza y variedad de estructuras morfológicaspresentes y por la alta densidad de fuentesobservadas, se han observado también con eltelescopio NOT del ORM para incrementar laresolución espacial y elevar el límite fotométricode confusión de fuentes del cartografiado.

Áreas cubiertas por el TCS-CAIN superpuestas en una mapa (l,b) de DIRBE en 3.6 mm.

Además, se ha incluido entre las metas delgrupo el estudio de la estructura y poblacionesestelares en galaxias espirales próximas, a partirde la fotometría superficial infrarroja, utilizandola cámara CAIN en el telescopio TCS. En esteapartado del Proyecto, se cuenta con lacolaboración activa del grupo de E. Battaner.Durante 2004 se ha continuado ampliando labase de datos con observaciones de nuevasgalaxias, aunque aún queda mucho por haceren este sentido, pues la muestra observada es

todavía pequeña.


El catálogo TCS-CAIN puede considerarsefinalizado, tanto en la fase observacional, comoen la reducción fotométrica y astrométrica.

Completar la reducción de las placas de laCarta de Cielo del Observatorio de SanFernando y comenzar la determinación de lafunción de luminosidad en la vecindad solarcon sus datos.

Poner a punto la herramienta de análisisbidimensional de fotometría superficial degalaxias e incluir en la lista de objetosobservados mayor cantidad de tiposmorfológicos.Una de las tareas principales que se han llevadoa cabo a lo largo de 2004 ha sido finalizar labase de datos TCS-CAIN, incluyendo laastrometría a partir del catálogo astrométricoUSNO-B1 con precisión interna mejor que 0.16arcsec y 0.3 arcsec respecto al USNO-B1. Labase de datos comprende finalmente más de10 millones de objetos, con fotometría en 2 ó 3bandas infrarrojas, J y/o H, K

S, con magnitudes

límites de completitud 17, 16.5 y 15.2respectivamente en J, H y K

S. La precisión

fotométrica es del orden de 0.1 mag y laastrometría, mejor que 0.3 arcsec. Estos númerosvarían ligeramente con la posición galáctica delas regiones cubiertas y así, por ejemplo, laconfusión de fuentes hace bajar los límites decompletitud a 16.5, 15.5 y 14.6 respectivamenteen J, H y K

S en las regiones centrales de la

Galaxia. Dicha base de datos se va a hacerpública a través de una página Web, cuyodiseño conceptual también se ha completado.

Comparativa de la sensibilidad de 2MASS, TCS-CAIN y el seguimiento que se lleva a cabo en el telescopio NOT.Se presentan los diagramas color-magnitud de la misma área de cielo (26º,0º), altamente poblada y,

por tanto, limitada por confusión de fuentes.

También ha comenzado el seguimientofotométrico de objetos seleccionados de labase de datos para determinar con precisión laclasificación espectral de los mismos y añadirdatos cinemáticas a la base de datos. Esteaspecto constituye la base sobre la que se estáconstruyendo la propuesta de observación

Muestra de los espectrosobservados en telescopioTNG de objetos TCS-CAIN.


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MEMORIA2004 IAC

presentada a EAST.El análisis inicial sobre la estructura del discogrueso, usando datos 2MASS, está básicamenteconcluido, a falta de la revisión final del trabajopara su publicación. No obstante, esta línea detrabajo no puede contemplarse como cerrada,y se tienen planes para continuar este estudioutilizando diferentes enfoques que permitan,básicamente, dilucidar la existencia de unapoblación estelar característica de estacomponente y diferente de la del disco fino.

Un apartado novedoso de este Proyecto loconstituye el trabajo de digitalización y medidade las placas de la Carta de Cielo delObservatorio de San Fernando, que datan definales del siglo XIX. Para la digitalización seha desarrollado un método novedoso queemplea un escáner convencional, cuya salidase puede tratar para obtener la posición de lasfuentes registradas en la placa y una estimaciónde su brillo. El concepto es sencillo pero suaplicación práctica es complicada debido a lasnumerosas irregularidades y efectos espuriosque aparecen en los ficheros de salida,achacables al estado de conservación, a veces

galaxias próximas, se ha incrementado lamuestra de galaxias observada, aunque no sela puede considerar aún lista para producirresultados de impacto, debido a la cortedad dela misma. La razón fundamental ha sido laescasez de noches con buen tiempo en losperiodos de observación concedidos, unida a laalta duración de cada observación individual.Sin embargo, sí se han podido publicar losprimeros resultados, que muestran los análisismorfológicos realizados y cierta correlación conparámetros de las barras. Además, se hancontinuado los esfuerzos para producir códigosrobustos de descomposición bidimensional dela fotometría observada en sus componentesestructurales. Se ha extendido la muestraincluyendo galaxias con agujeros negrosdetectados o inferidos en su centro, paraconfirmar o discutir la correlación sugerida conla morfología de la misma.

Durante 2004, finalmente, se ha comenzado atrabajar en la inversión directa del brillosuperficial para obtener la verdadera distribucióntridimensional de luminosidad y,posteriormente, de masa utilizando datoscinemáticos.

De izquierda a derecha: imagen de NGC 4303 observada en labanda J. Modelo de distribución de brillo a partir del ajuste

simultáneo y bidimensional de varias componentes morfológicas.Residuos del modelo.

GOYA: EVOLUCIÓN COSMOLÓGICA DEGALAXIAS(P5/00)

M. Balcells.M. Prieto, D. Cristóbal Hornillos, P. Erwin, J.Cepa, L. Domínguez Palmero, C. Eliche Moral,M. Pohlen y D. Abreu.

Colaboradores del IAC: F. Garzón, C. Muñoz-Tuñón, J.A. López Aguerri, A. Vazdekis, J.M.Rodríguez Espinosa y P. Edwin.

R. Guzmán, A. Graham (Univ. de Florida, EEUU);J. Gallego, J. Gorgas, J. Zamorano y A. Gil dePaz, (UCM, Madrid); N. Cardiel (CAHA – UCM); E.García-Davó (GRANTECAN, S.A.); R. Pelló y T.Contini (LAOMP, Francia); R.F. Peletier, J. Falcóny T. van Albada (Univ. de Groningen, PaísesBajos); D. Carter (Univ. de Liverpool, Reino Unido);C. del Burgo (ESTEC, Países Bajos); C. Conselice

deficiente, de las placas y al hecho de usar unescáner convencional no diseñado para untrabajo de la finura que se le requiere.Afortunadamente, estas dificultades se hansolventado tras dedicar un gran esfuerzo a lasolución de estos problemas, no previstosinicialmente, y que han retrasado la puesta enmarcha de las aplicaciones astrofísicas previstasque podrán alcanzarse al disponer por primeravez de una base de datos astrométricos yfotométricos que reflejan el estado del disco solarhace más de cien años. Entre estas aplicacionesestán proyectadas la caracterización de la rotacióny la cinemática locales en un tiempo anterior alactual, a través de la determinación directa demovimientos propios mediante comparación delas posiciones anteriores y actuales.

En el apartado de fotometría superficial de

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(Caltech, EEUU).Introducción

Este Proyecto combina estudios de galaxias aalto z con estudios complementarios de galaxiasen el Universo local.

Los estudios a alto z se enmarcan en el proyectoGOYA, una colaboración dirigida porastrónomos del IAC, de la Univ. Complutensede Madrid, del Obs. Midi-Pyrenées (Francia), yde la Univ. de Florida (EEUU), y que incluye amás de 30 colaboradores en varios centrosespañoles, franceses, holandeses e ingleses. Elobjetivo central del Proyecto GOYA es utilizarEMIR en el telescopio GTC para realizar uncenso de las galaxias a desplazamientos al rojoentre z=1.5 y z=3 y estudiar sus propiedades conel mismo conjunto de parámetros y diagnósticosque se emplean en el estudio de galaxias en elUniverso local, es decir aquellos obtenidos enel rango visible del espectro. Más allá de z=1.5,el rango visible del espectro de las galaxias seobserva en longitudes de onda superiores a 1.6micras, lo que impide su detección con cámarasy espectrógrafos no criogénicos. Para permitirla observación eficiente de grandes muestrasde galaxias en estas longitudes de onda, elequipo de GOYA propuso e impulsaactualmente la construcción de EMIR, unacámara-espectrógrafo multiobjeto criogénica,actualmente en construcción para el telescopioGTC por un Consorcio liderado por el IAC (verproyecto EMIR). Además de las tareas deespecificación y seguimiento del desarrollo deEMIR, el Proyecto GOYA se concentra en lapreparación para la explotación científica deEMIR. Para ello, está obteniendo y analizandoun amplio cartografiado del cielo en bandasque van del ultravioleta hasta el infrarrojocercano (2.2 micras), a profundidades suficientespara la selección y caracterización de lasmuestras de galaxias a observar en su momentocon EMIR en el telescopio GTC. El Proyecto secoordina con el Proyecto OTELO para laselección de campos y el intercambio decatálogos, con el fin de hacer más eficiente laobtención del cartografiado.

El Proyecto prosigue diversas líneas de estudiode galaxias en el Universo cercano,principalmente en bulbos centrales de galaxiasde disco de tipos tempranos.


Se ha completado la puesta a punto de la base

de datos fotométrica para el primero de loscampos del muestreo GOYA. La base de datos,que contiene imágenes, catálogos fotométricosen las bandas U, B, F606W, F814W, J, K,desplazamientos al rojo fotométricos, e índicesde concentración-asimetría, ha permitido iniciarestudios de caracterización de las galaxias. Enel marco de la tesis doctoral de D. Cristóbal, seha completado la determinación de las masasestelares de galaxias tipo LBCG (LuminousBlue Compact Galaxies), espirales y elípticas adesplazamientos al rojo entre 0.4 y 1.1, en elcampo de Groth. El método consiste en realizarajustes de la fotometría multi-banda conmodelos de síntesis evolutiva de poblaciones.Se ha confirmado que las galaxias LBCG tienenmasas moderadas (1010 masas solares), y que sualta luminosidad se debe a su fuerte ritmo deformación estelar. Se ha concluido que laluminosidad en el infrarrojo cercano (NIR)proporciona un buen indicador de la masaestelar para las galaxias de los tres tipos, si bien,para espirales y LBCG, la luminosidad NIRsobreestima la masa estelar, en un factor deaproximadamente 1.6, debido a la contribuciónde estrellas jóvenes y poco masivas. Este sesgopuede corregirse a partir del color de las galaxias.El código desarrollado, que modela ladistribución espectral de energía de las galaxiasmediante dos componentes, una joven y otravieja, permitirá determinar masas estelares degalaxias para muestras muy amplias de galaxiasen z intermedios, a partir de la fotometríaGOYA.

Dentro de la investigación doctoral de C. Eliche,se han obtenido cuentas de galaxias en lasbandas U y B, en un área ámplia (0.29 gradoscuadrados) que incluye el campo de Groth. Lascuentas en U son las de mayor producto área-profundidad que existen en la actualidad. Seha logrado reproducir los perfiles de cuentas degalaxias en las bandas U, B y K mediantemodelos evolutivos de cuentas de galaxias,utilizando una cosmología tipo ΛCDM. Serequiere postular la formación de la mayoría delas galaxias elípticas en épocas relativamenterecientes (z aproximadamente 1.5), lo que apoyalas teorías de formación jerárquica de galaxias.


El año 2004 ha visto un notable progreso en laorganización del Proyecto GOYA, con laincorporación de astrónomos de variasinstituciones españolas y extranjeras, y con laconcreción de los objetivos científicos, que se

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MEMORIA2004 IAC

han adaptado al progreso general en el campode investigación y a los calendarios del telescopioGTC y de EMIR. Se han concretado tres grandeslíneas de investigación: galaxias con formaciónestelar a desplazamientos al rojo z entre 1.5 y2.5; galaxias sin formación estelar a z entre 0.5 y2.0; y galaxias a z>>5. Se han especificadocriterios de selección de muestras y rangos delongitud de onda de las observaciones, y se hanconcretado los equipos que trabajarán en cadalínea.Se ha completado la obtención de los catálogosfotométricos GOYA correspondientes al campode Groth. Los catálogos contienen fotometríapara varias aperturas de todas las fuentesdetectadas, en las bandas U, B, F606W, F814W,J, y Ks. Se ha logrado una precisión astrométricade aproximadamente 0.25 segundos de arcoen todas las bandas. En colaboración con R.Pelló, P. Erwin ha obtenido desplazamientos alrojo fotométricos para las fuentes detectadas enlas seis bandas, usando el código Hyper-Z,lográndose una precisión del 10%. Los catálogosestán organizados en una base de datos MySQLdesarrollada por el grupo, con interfaz Web,para facilitar búsquedas y selección de muestras.

En el análisis de los datos, se ha progresadonotablemente en la caracterización de lamuestra de galaxias luminosas, compactas yazules (LBCGs) a desplazamientos al rojo entre0.4 y 1.1, así como en el análisis de las cuentasde galaxias en las bandas U y B. Asimismo, seha progresado en el análisis de una muestra degalaxias de disco inclinadas, en rangos de zsimilares a los indicados, de las que se hanobtenido colores de sus bulbos y discos. Esteestudio, parte de la tesis doctoral de L.Domínguez, persigue determinar si las galaxiasespirales a z intermedios tienen bulbos másviejos que los discos, como predicen las teoríasde colapso monolítico o de formación jerárquica;colores nucleares dominantemente más azulesque los del disco aportarían evidencia a favorde los modelos de formación tardía, secular debulbos. Mediante modelos de síntesis depoblaciones, se han comparado los colores debulbos con los de galaxias elípticas a zintermedios, así como con los del Universolocal, obteniéndose la conclusión de que, az~0.8, ya existía una población notable debulbos "viejos". Mediante simulaciones devisibilidad, se ha determinado que sólo lasgalaxias locales con discos extensos y luminososserían detectadas entre la población de galaxias

seleccionada a z intermedios, lo que hapermitido establecer criterios adecuados decomparación no sesgados por el proceso dedetección.

En colaboración con C. Conselice, y en elmarco del proyecto de verano de J. Zusteg, sehan obtenido índices de concentración yasimetría, en el sistema CAS, para las galaxiasdel catálogo de Groth. Estos índices permitenla clasificación morfológica de galaxiasindependiente de los modelos, basados enajustes del perfil de brillo, que son comunespara galaxias del Universo local.El equipo GOYA ha colaborado con el equipodel instrumento MIPS del telescopio espacialSPITZER, a través de los miembros comunesde ambos grupos, para estudiar las propiedadesde las fuentes luminosas en rayos X en elcampo de Groth con contrapartidas en elinfrarrojo medio. Más de la mitad de las fuentesmuestran distribuciones espectrales de energía,del óptico al infrarrojo medio, consistentes congalaxias starburst y AGN de tipo 2, mientras queuna cuarta parte muestran propiedades de AGNtipo 1, y las restantes no se detectan a 25 micras.El resultado indica que la selección de AGN az intermedios mediante fotometría óptica einfrarroja produce muestras sesgadas si no seincluyen datos de rayos X. GOYA ha colaboradotambién con miembros del equipo de R. Griffithsen el análisis de las fuentes de rayos X en elcampo de Groth, aportando nuestra fotometríaen K. La mayoría de las fuentes X tienemorfología de galaxias elípticas, y coloresF814W-Ks consistentes con poblacionesestelares evolucionadas, con contaminaciónde formación estelar o de actividad AGN. Cuatrode las 19 fuentes analizadas tienen colorescorrespondientes a la clase de "Objetos MuyRojos" (EROs).

En el campo de galaxias cercanas, M. Pohleny M. Balcells han concluido el estudio de unamuestra de galaxias lenticulares conprominentes bulbos tipo caja, y han publicadolos resultados de la descomposición 3D de sudistribución de luz en discos fino y grueso. Losdiscos gruesos muestran longitudes de escala3,6 veces mayores que los discos finos, mientrasque ambos están truncados a radios similares.Se concluye que la transformación de un

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disco delgado en disco grueso requierecalentamiento vertical, pero pococalentamiento radial.

M. Balcells y S. De Mink (becaria de verano delIAC) han obtenido perfiles de brillo de unamuestra de 45 galaxias de disco de tipostempranos, en cuatro bandas (U, B, R, I), paradeterminar la dependencia del brillo centraldel disco en la inclinación de la galaxia conla l ínea de visión. Los resultados secombinarán con un estudio similar realizadoanteriormente sobre una muestra de galaxiasvistas de cara, para inferir la variación de latransparencia de los discos galácticos con lalongitud de onda.

OTELO: OSIRIS TUNABLE EMISIONLINE OBJECT SURVEY(3I1602)

J. Cepa Nogué.M. Balcells, H. Castañeda, J.L. Cervantes, S.Iglesias Groth, A.M. Pérez García, M. Prieto yA. Vazdekis.

Colaborador del IAC: B. Cedrés.

E. Alfaro (IAA, Granada); J. Bland-Hawthorn(AAO, Australia); J. Gallego (UCM, Madrid);I.González-Serrano (IFCA-UNICAN, Cantabria);J. González (UNAM, México); H. Jones (Mt.Stromlo, Australia), M. Sánchez-Portal(UPSAM).

Introducción

El acrónimo OTELO (OSIRIS Tunable EmissionLine Object Survey) designa un cartografiadode los objetos con líneas de emisión en susespectros, que se efectuará utilizando los filtrossintonizables del instrumento OSIRIS (OpticalSystem for Imaging and low ResolutionIntegrated Spectroscopy) del telescopio GTC.Para ello se observará en un rango espectraldefinido por ventanas atmosféricas quepresentan una baja emisión, en distintas zonasdel cielo en las cuales nuestra galaxia extinguepoco la luz visible. El área total del cielo que seobservará es de 1 grado cuadrado. Las altasprestaciones de los filtros sintonizables, la graneficiencia del instrumento OSIRIS y el áreacolectora proporcionada por el telescopio GTC,permitirán obtener el cartografiado de objetos

en emisión más profundo del mundo y conmayor cantidad de objetos, debido al granvolumen de Universo explorado. Se esperadetectar del orden de 24.000 galaxias, cantidadque permitirá estudiar la evolución de los objetosque componen el Universo desde el instanteactual hasta la época en que el Universo teníasolamente la décima parte de la edad quetiene en la actualidad. Además, debido a laestrategia de observación utilizada, los objetosde OTELO reflejarán fielmente las propiedadesdel Universo, puesto que proporcionan unamuestra de objetos en volúmenes perfectamentedefinidos de Universo a un flujo límite conocidopara cada uno de ellos y evitando efectos devarianza cósmica.

OTELO permitirá abordar una gran variedad deestudios acerca de: las propiedades ydistribución de las galaxias más lejanas delUniverso, los cuasáres más lejanos y las galaxiasactivas, la formación estelar en galaxias pocoluminosas, la evolución química del Universo, laescala de distancias, las estrellas activas de la VíaLáctea, etc.

El cartografiado en líneas de emisión de OTELOse complementa con otro cartografiado auxiliaren banda ancha de las mismas zonas del cielo,que se encuentra en la actualidad en faseavanzada de ejecución. Este cartografiadoauxiliar permitirá la identificación morfológicay de la línea espectral de las galaxias observadas.Finalmente, los objetos detectados en OTELOserán también estudiados en otras líneas deemisión utilizando OSIRIS, así como en elinfrarrojo lejano con PACS y SPIRE(HERSCHEL).


A pesar de la reintroducción de la constantecosmológica, y en contra de lo que seacostumbra a suponer, sigue existiendo un«conflicto de edades» entre la edad de loscúmulos globulares de la Vía Láctea y la edadque para el Universo se deduce del modeloactualmente más aceptado (euclídeo, conconstante cosmológica). Las causas de talconflicto pueden residir en una estimación dela edad de los cúmulos excesivamente elevadao/y una constante de Hubble excesivamenteelevada. La alternativa sería suponer que laecuación de estado de la energía oscura es deltipo de «energía fantasma» en vez de constante

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cosmológica. Sin embargo las ecuaciones deestado de energía fantasma no tienen unpotencial estable y generan problemas decausalidad. En conclusión, todo apunta a quela medida de la constante de Hubble de 72 km/s/Mpc, obtenida por el proyecto clave del HST,es excesivamente elevada debido a erroressistemáticos. En cambio, los valores del ordende 65 km/s/Mpc que para dicha constante sededucen utilizando el método de lentesgravitatorias permitirían resolver, por fin, elconflicto de edades.

La búsqueda de correlaciones entre parámetrosmorfológicos de galaxias y parámetrosindicativos de sus poblaciones estelaresmuestran que, si bien no existe relación entre lamorfología de una galaxia y su edad o contenidoen metales, sí existe correlación entre lamorfología, expresada por el índice deconcentración luminosa o el exponente de laley de Sèrsic, y el cociente Mg/Fe. Este hallazgosugiere que las galaxias más grandes ya estabanformadas a desplazamientos al rojo elevados yhan evolucionado poco desde entonces. Estaevidencia arroja serias dudas sobre la validezdel modelo de fusiones de galaxias.Se han encontrado evidencias significativas deque la abundancia de oxígeno en el gas degalaxias espirales se determina con mayorprecisión utilizando el método de Pilyugin queel método basado en la calibración empíricade Zaritsky. La diferencia entre ambos métodoses especialmente notable en las partes másinternas de las galaxias, donde el método dePilyugin es claramente superior.


Durante el pasado año han proseguido lasobservaciones auxiliares en banda ancha delos campos de OTELO, llegando a completar el60% de las necesarias. Estas observacionesservirán para identificar la línea de emisióndetectada en OTELO y para clasificarmorfológicamente el objeto.

Se han corregido de efectos instrumentales todoslos datos de banda ancha obtenidos, y se hancalibrado en flujo y astrométricamente los datosdel campo Groth. Actualmente se estánanalizando los resultados a fin de obtener lasfunciones de luminosidad y el ajuste a los modeloscorrespondientes.

También se ha finalizado el estudio deviabilidad científica y técnica de OTELO. Losprincipales casos científicos han sido

desarrollados y actualizados. La estrategia deobservaciones, los parámetros de ajuste de losfiltros sintonizables y los del cartografiado, hansido establecidos mediante estudioscomparativos que han permitido seleccionar lamejor opción en cuanto a precisión fotométricay tiempo de observación. Con la combinaciónde parámetros elegida, los datos de OTELOtambién permitirán determinar la metalicidadde los objetos y estudiar así la evolución químicadel Universo.

Se ha decidido que en algunos camposseleccionados del cartografiado OTELO seobservará al límite absoluto que la combinaciónde GTC, OSIRIS y filtros sintonizables permitaalcanzar. Este OTELO "ultra-profundo"proporcionará datos que otros telescopios de laclase 10 m no pueden ni soñar en igualar, salvoque incorporen un instrumento equivalente aOSIRIS en su batería de instrumentos, lo que nose prevé que suceda en el futuro cercano.

Durante 2004 también se ha concretado larealización de un cartografiado extragalácticocon el instrumento PACS de la misiónHERSCHEL de la ESA, al que se espera seincorpore este verano el instrumento SPIRE dela misma misión. Parte del equipo de OTELOparticipa en este cartografiado, que por parteespañola también lidera el investigadorprincipal de OTELO. Esta combinaciónpermitirá complementar la base de datos deOTELO con observaciones en el rango de 60 a600 micras, ampliando el alcance de casoscientíficos como el de la evolución de ladensidad de formación estelar.LAS NUBES DE MAGALLANES: GAS,ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN QUÍMICA(3I1902)

C. Gallart.A. Aparicio, J.E. Beckman, R. Carrera, N. Noëly M. Relaño.

Colaborador del IAC: G. Mora Carrillo.

D. Alloin y R. Méndez (ESO, Chile); E. Costa yM. Rubio (Univ. de Chile); G. Da Costa (MountStromlo, Australia), R. Zinn (Univ. de Yale,EEUU); U. Fritze-v. Alvensleben y T. Lilly (Univ.de Gottingen, Alemania); D. Geisler (Univ.Concepción, Chile); E. Hardy (NRAO/Univ. deChile, Chile); E. Pancino y L. Mayer (Univ. deZurich, Suiza), M. Zoccali (ESO, Alemania); A.Sarajedini (Univ. de Florida, EEUU); P. Stetson(DAO, Canadá); S. Yi (Univ. de Oxford, ReinoUnido).


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Se ha obtenido un diagrama color-magnitud(DCM) de gran calidad de un campo muy externo(situado a 8 grados o 7 Kpc del centro) de laNube Grande de Magallanes, así como unadeterminación muy precisa, a partir de lapoblación estelar resuelta, del brillo superficialde la LMC a la misma distancia galactocéntrica.Este DCM tan profundo muestra por primera vezen detalle la distribución de edades en estaposición, donde el brillo superficial es V=26.5mag arcsec –2. En la porción más interna delcampo (R=474´), la secuencia principal seencuentra bien poblada desde los turnoff másviejos a I=21.5 hasta el turnoff de 2.5 Gyr aI=19.5. Más allá de este radio se observa ungradiente bastante fuerte en la densidad deestrellas de edades entre 2.5 y 4 Gyr, en elsentido que las estrellas más jóvenes vandesapareciendo progresivamente hacia elexterior. Hay unas pocas estrellas más brillantesy azules que la población principal,uniformemente distribuidas en todo el campo,que se corresponden bien con una poblaciónde 1.5 Gyr y que pueden ser una indicación de

un evento de formación estelar reciente, o delacrecimiento de un objeto más joven. El perfilde brillo superficial continúa siendo exponenciala este radio, y no hay evidencia de que el discoesté truncado. Combinando la información sobreel brillo superficial y las poblaciones estelares,se ha llegado a la conclusión de que el disco dela LMC se extiende (y domina con respecto auna posible población de halo) hasta unadistancia de al menos 7 kpc de su centro. Estosresultados confirman que la ausencia de estrellasazules en los DCM poco profundos de las partesexternas de galaxias irregulares enanas másalejadas no es necesariamente evidencia deuna población estelar exclusivamente viejaparecida a la que constituye el halo de la VíaLáctea.Evolución del Proyecto

En el contexto de la tesis de R. Carrera, se hacontinuado con los trabajos dirigidos a laextensión de la calibración del triplete del Ca IIcomo indicador de metalicidad para estrellasrelativamente jóvenes y/o ricas en metales.Todos los datos de baja resolución han sidoreducidos y analizados, y están a la espera decompletar los resultados con espectroscopía dealta resolución para obtener metalicidadesprecisas en la mismos cúmulos. En este sentido,este año se concedieron 7 noches deobservación en el 2, 2 m de CAHA (enero y juniode 2005) para realizar espectroscopia de altaresolución de los cúmulos más brillantes denuestra muestra, así como 7.7 horas en tiempode servicio con UVES en el telescopio VLT. Losprimeros datos de alta resolución obtenidosdurante 2004 han empezado a ser reducidos yanalizados en colaboración con la Dra. Pancino(Bolonia, Italia). Por otro lado, se han reducidolos datos espectroscópicos obtenidos con eltelescopio de 4m de Cerro Tololo y elespectrógrafo Hydra, y se han obtenido 4 nochesadicionales con el mismo telescopio e instrumento(enero 2005). Estos resultados han requerido lacreación de software propio para la medida deanchuras equivalentes de los espectros, usandodiferentes prescripciones.

En el contexto de la tesis doctoral de N. Noël, seha continuado con la obtención de la fotometríamuy profunda de un gran número de imágenesde diversos campos de la Nube Pequeña deMagallanes (SMC). En su tesis se plantea unestudio global de la SMC, en el que se va acombinar el estudio de Diagramas Color-Magnitud profundos con fotometría de estrellasvariables y observaciones espectroscópicas paradeterminar la cinemática de las estrellas dediferentes edades en la SMC. En relación alestudio de estrellas variables en la SMC, seobtuvieron y observaron 12 noches en eltelescopio de 1 m de Siding Spring (Australia),con la cámara de CCD de 1 grado.

Se ha avanzado en el análisis de la fotometría

Diagramas color magnitud (V-I, I) en orden de distancia creciente desde el centro de la Nube Grande de Magallanes. El númerode estrellas es el mismo en cada diagrama color-magnitud, por lo que, como la

densidad de estrellas de la Nube decrece en función del radio, äR varía para cada diagrama color-magnitud.El intervalo de radios a que corresponde cada diagrama está indicado. Se han superpuesto isocronas de

la librería de Pietrinferni et al (2004, Astrophysical Journal, 612, 168)) para Z=0.001 y edades 13.5 y 8 Ga (rojo), Z=0.002 yedad 4.5 Ga (verde) y Z=0.004 y edades 2.5 y 1.5 Ga (azul).

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EVOLUCIÓN DE GALAXIAS ENCÚMULOS(3I2404)

J.A. Lopez Aguerri.C. Muñoz-Muñón.

J.M. Vílchez, M. Moldes Villamate y J. IglesiasPáramo (IAA, Granada); M. Membrado (Univ.de Zaragoza); M. Arnaboldi (Obs. Astronómicode Turín, Italia); O. Gerhard (Univ. de Basilea,Suiza).

Introducción

Uno de los retos de la Astrofísica moderna esconseguir una teoría que expliquesatisfactoriamente la evolución de las galaxias.Dicha teoría debe de explicar la relación entrela evolución galáctica y el entorno. Los cúmulosde galaxias son entornos de alta densidaddonde las galaxias interaccionan unas conotras y con el potencial gravitatorio del cúmulo.Estas interacciones hacen que la evolución dedichas galaxias sea muy diferente a las de lasgalaxias de campo.

Durante los últimos años, el desarrollo tanto deordenadores como de herramientas decomputación ha permitido simular la evoluciónde galaxias en cúmulos. A través de estassimulaciones se deduce que las galaxiasevolucionan rápidamente debido a lasinteracciones que sufren unas con otras, asícomo con el potencial global del cúmulo,produciendo drásticas transformacionesmorfológicas en las galaxias presentes encúmulos. Este escenario es el que se conocecomo teoría de "harassment".

Esta teoría propone resultados que sonobservacionalmente constatables, como son:distribución morfológica de las galaxias delcúmulo; función de luminosidad; luz difusa(cantidad y distribución).

El objetivo general de este Proyecto esencontrar evidencias observacionales queapoyen o refuten los resultados propuestos porla teoría del "harassment". Para ello seestudiarán las propiedades morfológicas de lasgalaxias y se caracterizará la cantidad de luzdifusa en un conjunto de cúmulos y grupos degalaxias cercanos.


Escalas de discos de galaxias en cúmulos

Se ha encontrado que las escalas de los discosde las galaxias brillantes del cúmulo de Comason más pequeñas que las de las galaxiashomólogas de campo. También existe unarelación entre la escala de los discos y laposición de las galaxias en el cúmulo, siendolas más alejadas del centro las que presentandiscos con escalas mayores. Además, la galaxiastardías localizadas en las regiones más externasdel cúmulo presentan los colores más azules ylas escalas de los discos mayores. Este resultadoestá de acuerdo con las teorías de «harassment».Según esta teoría las galaxias tardías con losdiscos más grandes y colores más azules seríanaquellas que están cayendo al cúmulo y estánsufriendo por vez primera el "harassment".

Luz difusa en la región central Virgo

Se ha medido la velocidad radial de 40nebulosas planetarias intracumulares (ICPNe)en tres campos centrales de Virgo. Esto hapermitido trazar, por vez primera, la dinámicade la luz difusa en un cúmulo de galaxias. Losresultados obtenidos dependen de la posiciónde los campos estudiados. Para el campo másalejado de M 87 se ha encontrado que lasvelocidades radiales de las ICPNe eran similaresa las del cúmulo de Virgo, indicando que esuna población que está ligada con el potencialcumular y no con ninguna galaxia. Por elcontrario, las velocidades radiales de las ICPNedetectadas en un campo a 65 kpc de M 87 soncompatibles con objetos pertenecientes al halode M 87. Esto muestra que la galaxia central M87 tiene un halo que por lo menos se extiendehasta esta distancia. Por último, en el campocercano a las galaxias M 84 y M 86, las ICPNemedidas no aparecen virializadas. Susvelocidades están altamente correlacionadascon las de las galaxias grandes presentes eseste campo, lo cual indica que no hay unapoblación de ICPNe aún formada. Todos estosresultados indican que el cúmulo de Virgo esuna estructura no uniforme y dinámicamentejoven.


Durante 2004 se ha estudiado la morfología delas galaxias brillantes del cúmulo de Comaobteniendo claras evidencias de que dichasgalaxias han evolucionado de manera diferentea sus homólogas de campo. En concreto, se haanalizado la morfología de todas las galaxias

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presentes en el cúmulo de Coma en un área de1 grado cuadrado alrededor del centro delcúmulo. El resultado principal obtenido fueque los discos de las galaxias brillantes presentanunas escalas más pequeñas que los de sushomólogas de campo. Además, existe unacorrelación entre las escalas de los discos y laposición de las galaxias en el cúmulo: lasgalaxias con los discos más grandes son las queestán más alejadas del centro del cúmulo. Paralas galaxias espirales tardías se ha observado,además, que las galaxias más azules son lasque se encuentran en las partes externas delcúmulo de Coma y éstas coinciden con las quetienen los discos más grandes. Estos resultadosindican que las galaxias brillantes en el cúmulode Coma han experimentado una evolucióndiferente a galaxias similares de campo. Losresultados obtenidos se pueden explicar con lateoría de "harassment".

Se llevó a cabo un estudio en la banda V delcúmulo de galaxias Abell 2151 (el cúmulo deHércules) en un área de apróximadamente 1grado cuadrado. La profundidad de los datos(Mv~-14.85) ha permitido derivar por vezprimera, para este cúmulo, la función deluminosidad de galaxias (LF) incluyendo lasgalaxias enanas. El parámetro de mayor interéspara este estudio es la pendiente de la LF en lazona de bajas luminosidades (α), queproporciona información acerca del cocientegalaxias enanas/galaxias brillantes (D/G) en elcúmulo. En general, las galaxias de campo sedistribuyen conforme a una LF plana (α~-1),mientras que en los cúmulos se encuentranpendientes más elevadas (α<-1). La LF obtenidapara Abell 2151 está bien descrita por unafunción de Schechter con α=-1.29+-0.08. Se haestudiado la dependencia radial de la LF enA2151, encontrando que la pendiente tiende aser ligeramente superior en las zonas másexternas. Teniendo en cuenta la significativapresencia de subestructura dentro del cúmulo,se ha derivado la LF en tres subcúmulosdiferentes. Se ha encontrado que el cociente D/G aumenta en el subcúmulo sur de A2151, aligual que es mayor en los entornos más densoscon respecto a los menos densos.

En el cúmulo de Virgo el grupo se centró en elestudio de la luz difusa en su región central. Laluz difusa se ha trazado mediante la detecciónfotométrica de nebulosas planetarias en laregión intracumular (ICPNe). Se analizó el

contenido y distribución de la luz difusa encuatro imágenes de gran campo localizadosalrededor de la parte central del cúmulo deVirgo. La cantidad de la luz difusa encontradaen esta región representa un 10% de la luz total(galaxias + luz difusa), presentando grandesvariaciones de un campo a otro. Esto indica queel cúmulo de Virgo es un cúmulodinámicamente joven y que aún no estárelajado. Se midieron 40 velocidades radialesde ICPNe en los campos de Virgo. Este es elmuestreo más amplio sobre cinemática de estosobjetos, y la primera vez que se puede trazar ladinámica de la luz difusa en un cúmulo. Lasvelocidades radiales fueron determinadas conel nuevo espectrógrafo multifibras FLAMESsituado en el telescopio VLT. Uno de los camposestudiados estaba localizado a 1,2 grados alNorte de M 87 y las ICPNe detectadas en élpresentaban una velocidad de dispersión comola del cúmulo de Virgo. Esto indica que pudieronser originadas por pérdidas de masa de galaxiaspequeñas debido a la interacción con elsubcúmulo de M 87. Otro campo estaba situadoa 0,25 grados de M 87, las ICPNe detectadas enél eran compatibles con ser objetospertenecientes al halo de M 87. Finalmente, elotro campo estaba cerca de M84/M86, lasvelocidades de las ICPNe detectadas allíestaban muy correlacionadas con lasvelocidades de las galaxias, mostrando que nohabía una población intracumular aún formada.En resumen, la distribución de las velocidadesradiales de ICPNe medidas confirman tambiénque el cúmulo de Virgo es dinámicamentejoven y aún no relajado.

Durante 2004 se realizó un estudio teórico en elcual se exploró la posibilidad de discriminarentre modelos de energía oscura a partir delestudio del crecimiento de estructuras de materiaen el Universo. Para simplificar se eligió unmodelo simple de energía oscura el cual escapaz de reproducir un gran número de losposibles escenarios. Los datos de WMAP hanservido para determinar los parámetros delmodelo. El estudio ha sido realizado para capasque colapsan en modelos esféricos de cúmulosde galaxias que están virializados a z=1, 0.1 y0.025 y con velocidades de dispersión de 750 y1.000 km s-1. De acuerdo con las velocidades delas capas, los modelos de energía oscura puedenser diferenciados de los modelos de universoplano sin energía oscura. Sin, embargo lasdiferencias entre los diferentes modelos deenergía oscura no son tan grandes. A partir deestos resultados se concluyó que los cúmulos degalaxias cercanos con velocidades de dispersiónaltas son los más idóneos para discriminar entrelos diferentes modelos.

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ESTRUCTURA DE LASESTRELLAS Y SU

EVOLUCIÓNESTRELLAS BINARIAS(P7/88)

C. Lázaro.I. González Martínez-Pais, M.J. ArévaloMorales, J. Casares y P. Rodríguez Gil.

S. Araujo-Betancor (STScI, Reino Unido); A.Augwerojwit, S. Barros, M. Dillon y T. March(Univ. de Warwick, Reino Unido); D. de Martino(OAC, Italia); P.Groot; G. Roelofs y E. van denBesselar (Nijmegen, Holanda); P. Hakala(Helsinki, Finlandia); U. Kolb (OU, Reino Unido);G. Nelemans (Cambridge, Reino Unido); M.Schreiber (Strasbourg, Francia); P. Skody(Washington, EEUU); A. Arellano Ferro (UNAM,México); J. de la Cruz Rodríguez (Univ. de LaLaguna); I. Negueruela (Univ. de Alicante).

Introducción

El estudio de las estrellas binarias es una parteesencial de la Astrofísica Estelar. Se cree que lamayoría de estrellas de la Galaxia se hanformado en sistemas binarios o múltiples, por loque entender la estructura y la evolución de lossistemas binarios es fundamental, desde elpunto de vista estelar y galáctico. En muchoscasos, cuando los periodos orbitales son cortosy la separación entre componentes comparableal radio de las estrellas, la evolución es influidapor su interacción mutua, dando lugar a procesosfísicos y recorridos evolutivos muy distintos quelos observables en estrellas aisladas.Especialmente relevante es el efecto detransferencia de masa entre las estrellas, comose produce en las binarias de tipo Algol o en lasVariables Cataclísmicas, dos tipos de sistemasbinarios estudiados en este Proyecto.

Un aspecto donde las binarias juegan un papelfundamental es en la determinación deparámetros estelares absolutos, siendo la únicafuente de valores precisos para los radios ymasas estelares.

En el Proyecto se siguen actualmente cuatrolíneas de trabajo:

Estudio fotométrico, espectroscópico ypolarimétrico de sistemas con periodo orbitalcorto, clasificadas como Variables Cataclísmicas,

dirigido a entender las estructuras de acreciónque se forman como consecuencia de latransferencia de masa, así como su evolución.Determinación de parámetros absolutos enbinarias de tipo eclipsante Algol, en base acurvas de luz en el sistema fotométricoStromgren y en el rango infrarrojo,complementadas con observacionesespectroscópicas.

Búsqueda y caracterización de nuevas estrellasvariables y binarias en cúmulos estelares, conobservaciones fotométricas CCD.

Estudio de la binaria supermasiva BD+56 8640,para determinar los parámetros absolutos deeste sistema. Éste es un tipo de binaria muy raroy de gran interés, por ser una de las binarias másmasivas que se conocen en nuestra Galaxia.


Caracterización de la población de VariablesCataclísmicas del Hamburg Quasar Survey

La teoría basada en el frenado magnéticodiscontinuo, presentada más de 20 años atrás,es la que hasta ahora se había aceptado paraexplicar la evolución de las VariablesCataclísmicas (VCs). Básicamente, la teoríaasume que la evolución de estos sistemasbinarios interactuantes consta de dos fasesdependiendo del mecanismo de pérdida demomento angular que prevalezca en cadamomento. Así, el frenado magnético por unviento estelar domina en las VCs en las que lacomponente secundaria (o estrella donante,que llena su lóbulo de Roche) aún posee unnúcleo radiativo. Este es el caso de los sistemascuyo periodo orbital sea P

orb > 3 horas. En el

momento en que la secundaria se vuelvetotalmente convectiva (P

orb ≈ 3 horas), el frenado

magnético cesa, tomando el relevo la pérdidade momento angular por emisión de radiacióngravitatoria para periodos P

orb < 3 horas. Este

mecanismo es bastante ineficaz, lo que resultaen unos tiempos típicos de evolución muchomás largos.

La única predicción que esta teoría realizasatisfactoriamente es la de la existencia de unagujero de periodos o period gap, esto es, un

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déficit estadísticamente significativo de sistemasque se observa en el rango de periodos orbitalescomprendido entre 2 y 3 horasaproximadamente. Desafortunadamente, lateoría estándar hace otras predicciones quechocan frontalmente con los datosobservacionales:

1) Se predice un periodo orbital mínimo paracualquier VC (rica en hidrógeno) deaproximadamente 65 minutos, mucho menorque el mínimo observado de ~80 minutos.

2) De acuerdo con la teoría, una VC deberíapasar la mayor parte de su vida muy cerca delperiodo orbital mínimo, lo que incrementaría laprobabilidad de observar sistemas con eseperiodo. Se predice, por tanto, una acumulación(~99%) de sistemas cerca del periodo mínimo,lo cual no se observa.

3) El 95% de la población de VCs de la Galaxiadebería tener un periodo orbital P

orb < 2 horas,

pero se observa un número similar de sistemasa ambos lados del period gap.

4) No existe evidencia observacional de unadiscontinuidad en el ritmo de disminución delperiodo orbital por frenado magnético cuandose observa la rotación de estrellas de campo detipo espectral tardío, tanto totalmenteconvectivas como con un núcleo radiativo.

La resolución de estas discrepancias flagranteses fundamental para el entendimiento de laevolución de las VCs y de otros objetosrelacionados, como las binarias de rayos X debaja masa, los púlsares de milisegundos, y lasbinarias interactuantes en general. Así, se hainiciado una búsqueda a gran escala de VCsnuevas basada en sus propiedadesespectroscópicas en el Hamburg Quasar Survey(HQS), evitando así los efectos de seleccióndominantes en la muestra de VCs ya conocidas.El objetivo de este Proyecto es obtener ladistribución de periodos orbitales de lapoblación de VCs de la Galaxia hasta magnitudV ≈ 18.5, así como su densidad espacial. Losresultados de este trabajo servirán de testfundamental para corroborar o desmentir lateoría estándar de evolución.

El Grupo de Estrellas Binarias del IAC hacolaborado estrechamente con los grupos delas Universidades de Southampton y Warwick(Reino Unido) en este importante Proyecto,durante la estancia en el Reino Unido de P.Rodríguez Gil. Se han descubierto 53 nuevasVCs en los 13.600 grados cuadrados del HQS.A finales de 2004, se había determinado elperiodo orbital del 80%, un esfuerzoobservacional consistente en más de 300 nochesde observación en un gran número detelescopios de todo el mundo. La distribuciónde periodos orbitales que se ha observado noconfirma las predicciones de la teoría estándar,no observándose una acumulación de sistemascerca del periodo orbital mínimo. En cambio,se ha detectado una acumulación importantede sistemas concentrada en el estrecho rangoentre 3 y 4 horas, los cuales podrían conteneruna enana blanca (componente primaria)fuertemente magnética. Ambos hechos apuntana que es necesario un replanteamiento de lateoría estándar.

Actualmente, los esfuerzos se dirigen hacia laobtención del periodo orbital de la totalidad deVCs descubiertas, aunque no se espera que losresultados difieran significativamente de los yaobtenidos con el 80% de la muestra.

Estudio de la población de VariablesCataclísmicas del Sloan Digital Sky Survey:International Time Programme

La ausencia de una acumulación de VCs delHQS cerca del periodo orbital mínimo podríaser consecuencia de la magnitud límite de esteSurvey. De hecho, cuanto menor es el periodoorbital de una VC, menor es el ritmo detransferencia de masa desde la componentesecundaria a la enana blanca. Esto provocaque los sistemas sean intrínsecamente débiles,fuera del alcance del HQS. Con el fin desolventar esta dificultad, se ha diseñado unnuevo Proyecto, análogo al anterior, usandocomo muestra las nuevas VCs descubiertas porel Sloan Digital Sky Survey (SDSS), cuyamagnitud límite es cercana a 22. A este Proyectose le ha concedido en 2004 el 5% del TiempoInternacional en los Observatorios del IAC. Lamuestra consta de ~120 nuevos sistemas, de losque el 10% ya dispone de una medida precisadel periodo orbital. Durante 2005 se continuará

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con las observaciones y el análisis de datos,tanto de telescopios del IAC como de otros declase 8 m, como el telescopio VLT en Chile.

La nueva muestra de VCs es la única disponibleexenta de efectos de selección significativos,por lo que se espera dar una respuesta definitivaa la cuestión de la validez de la teoría estándaruna vez se obtenga la distribución de periodosorbitales de todos los sistemas. Los resultadosfinales sin duda tendrán un gran peso en elestudio del comportamiento y evolución deotros sistemas binarios interactuantes, así comode otros objetos astrofísicos en los que elacrecimiento de materia juega un papelprimordial.


En relación a los sistemas de tipo Algol se hapublicado el análisis de los parámetros absolutosdel sistema AI Dra. Las soluciones de las curvasde luz infrarrojas J, H y K, junto con las publicadasen el sistema Stromgren (uvby) permitió obtenerparámetros absolutos de las dos componentesestelares. Los valores obtenidos indican que laestrella secundaria llena su lóbulo de Roche.No se ha encontrado evidencia de excesoinfrarrojo en este sistema. El análisis de losespectros que se obtuvo en el INT (IDS) hapermitido determinar los tipos espectrales y lasvelocidades de rotación de las dos componentes.El valor obtenido para la estrella secundariaconfirma que está llenando su lóbulo de Roche.

Como resultado del estudio de estrellas variablesy binarias en cúmulos, que se está llevando acabo en colaboración con A. Ferro (UNAM,México), durante 2004 se ha publicado untrabajo dedicado a las variables RR Lyrae delcúmulo globular NGC 4147. Además, se hafinalizado el análisis para el cúmulo M2 con eldescubrimiento de 14 nuevas variables RRLyrae.

ESTRELLAS DE BAJA MASA, ENANASMARRONES Y PLANETAS GIGANTES(P6/95)

R. Rebolo.G. Israelian, V. Sánchez Béjar, J.A. Caballero,C. Domínguez Cerdeña, A. Ecuvillon y E.L.Martín.

M.R. Zapatero Osorio y D. Barrado y Navascués(LAEFF, Madrid); R. Mundt, C. Bayler-Jones, T.Henning y W. Brandner (MPIA, Alemania); I.Villó, A. Pérez-Garrido y A. Díaz-Sánchez (Univ.

Politécnica de Cartagena); M. Mayor (Obs. deGinebra, Suiza); Y. Pavlenko (Obs. de Kiev,Ucrania), N. Santos (Obs. de Lisboa, Portugal);X. Delfosse y J. Bouvier (Obs. de Grenoble,Francia).

Introducción

Este Proyecto tiene como principal objetivoestudiar el origen y la evolución física de lasestrellas de baja masa y de los objetossubestelares (enanas marrones y planetas)mediante su caracterización fotométrica yespectroscópica. En los últimos años se hacomprobado que las estrellas de baja masa noson en realidad los objetos más abundantes denuestra Galaxia. Hay evidencia creciente deque el proceso de fragmentación de nubesmoleculares que origina las estrellas, se extiendea masas mucho menores dando lugar a enanasmarrones (cuerpos del tamaño de Júpiter aunqueconsiderablemente más densos) e inclusocuerpos como Júpiter aislados de las estrellas.Las enanas marrones y los planetas gigantesaislados parecen ser muy abundantes. Elmecanismo que produce estos objetos tieneque ser establecido con claridad si se quierelograr una visión global del proceso de formaciónde estrellas y planetas. Los resultados obtenidosen regiones de formación estelar apuntan aque los cuerpos como Júpiter pueden formarse,no sólo en discos protoplanetarios como lateoría convencional sugiere sino también porotros mecanismos cuya clarificación sólo esposible con un gran esfuerzo observacional yteórico.

Asimismo, se pretende establecer el papel quetiene la metalicidad estelar en el proceso deformación de planetas jovianos (los únicosdescubiertos hasta ahora alrededor de estrellas).En los últimos años se ha comprobado que lasestrellas con planetas gigantes en órbitasinternas tienen una metalicidadaproximadamente un factor dos mayor que elpromedio de las estrellas en la vecindad delSol, algunas mucho más. Es necesario realizarbúsquedas de planetas en órbitas mucho másdistantes para completar lo que hasta ahora esuna visión parcial (sesgada por la técnica deobservación empleada) de la distribución delos planetas jovianos. La detección directa deplanetas jovianos en órbitas con radios dedecenas de unidades astronómicas es factiblesi las búsquedas se realizan alrededor deestrellas jóvenes como propone el equipo desdehace tiempo. Las nuevas técnicas de imagenen el infrarrojo cercano con instrumentosbasados en óptica adaptativa, y los futuros

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instrumentos sensibles en el infrarrojo medioserán cruciales para completar el escenario deformación de los planetas y sistemas planetarios.

En definitiva, y a largo plazo, se pretendeseguir la evolución de objetos en un dominioesencialmente inexplorado que va desdecuerpos con las masas de planetas como Júpiter(alrededor de estrellas o no) hasta las masas delas más pequeñas estrellas haciendo énfasis enla detección directa y su caracterización físicaen distintas etapas evolutivas, realizando paraello observaciones en regiones de formaciónestelar, cúmulos estelares o alrededor deestrellas muy jóvenes de las cercanías del Sol.


Se ha llevado a cabo el más extenso estudio depolarización de objetos ultrafríos (temperaturasefectivas entre 2.800 y 1.400 K) realizado hastala fecha. De los 44 objetos investigados, oncemuestran una significativa polarización (P= 0.2-2.5%) de la radiación que emiten en la bandaI. Se ha encontrado que la frecuencia de objetoscon polarización es mayor en el tipo espectralL que en el M, lo que sugiere una mayorpresencia de polvo en las atmósferas de aquellos.Se ha identificado una posible tendencia amayor grado de polarización según se avanza detipos L tempranos a más tardíos.

Se ha realizado la primera determinacióndinámica de la masa de enanas marrones envarios sistemas binarios. En el sistema GJ 569Bab se han determinado masas en el rango 34-70 M_Jup y 55-87 M_Jup para cada una de lasdos componentes. El primero de estos objetoscorresponde a una enana marrón, mientras queel segundo podría ser una enana marrón o unaestrella de muy baja masa, las incertidumbresno permiten distinguir todavía cuál es el caso.También se ha logrado determinar la órbita ymasa dinámica de la binaria de tipo L 2MASSWJ0746425+2000321, cuyas componentestendrían masas de 85±10 M_Jup y 66 ± 6 M_Juprespectivamente. En estos trabajos se hanutilizado sistemas de óptica adaptativa en lostelescopios KECK y VLT y el telescopio HST.


Se han continuado las búsquedas de enanasmarrones y objetos de masa planetaria aisladosen estrellas en los cúmulos de sigma y epsilonOrionis y en la asociación Upper Scorpius. Lacorrelación de imágenes obtenidas en la bandaI y en la banda J ha permitido identificar variasdecenas de objetos extremadamente rojos cuya

naturaleza tiene que ser discriminada medianteobservaciones adicionales en bandas infrarrojasy posterior espectroscopía. De confirmarse comomiembros de estas asociaciones, algunos deestos objetos podrían tener masas entre 2 y 3veces la de Júpiter. Se ha reducido y comenzadoa analizar la espectroscopía multiobjeto obtenidacon el telescopio WHT para varias decenas deestrellas y enanas marrones en el cúmulo desigma Orionis. Se ha realizado un seguimientofotométrico de un objeto en la frontera entre lasestrellas y enanas marrones, S Ori J053825.4-024241, que presentaba gran emisión en lalínea de Hα y alta variabilidad. Tanto laespectroscopía como el comportamiento de lacurva de luz indican la existencia de un disco deacrecimiento que está siendo objeto de estudiodetallado.

Mediante la correlación de imágenes en lasbandas I y J se han identificado (por su color I-J> 3) media docena de candidatos a enanasmarrones de muy baja masa en el cúmulo delas Pléyades. De confirmarse como miembrosde las Pléyades se trataría de las enanasmarrones de menor masa (aproximadamente20-25 veces la masa de Júpiter) descubiertashasta ahora en este cúmulo. Se está trabajandoen la determinación del movimiento propio deestos objetos mediante comparación conimágenes obtenidas hace siete años.

Óptica adaptativa

La búsqueda de planetas gigantes y enanasmarrones alrededor de estrellas jóvenesutilizando óptica adaptativa acumula yaobservaciones de más de 30 estrellas. En muchoscasos con sensibilidad suficiente para detectarplanetas de masas entre 5 y 10 veces la deJúpiter. Se dispone ya de observaciones desegunda época para una gran parte de lamuestra. Tras estudiar los movimientos propiosde varios candidatos visuales, no se ha logradoconfirmar ninguno como compañero físico de lasestrellas en cuestión. Estas observaciones apuntana que menos del 10% de las estrellas de tipo solartienen planetas gigantes en el citado rango demasas con separaciones mayores que 50 AU.

Se ha descubierto con óptica adaptativa unaenana de tipo L0 (posiblemente con una masaen la frontera entre estrellas y enanas marrones)alrededor de una estrella cercana de tipo M1.5.Se han realizado estudios astrométricos desistemas binarios de enanas marrones y llevadoa cabo, por primera vez, la determinacióndinámica de masas de enanas marrones.

También se ha concluido la búsqueda deestrellas de baja masa alrededor de más de 400

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estrellas de baja metalicidad G-M. En este casomediante imágenes obtenidas sin ópticaadaptativa. Se han identificado trece estrellascompañeras por movimiento propio con tiposespectrales entre K7 y M3. Al menos el 15% delas estrellas pobres en metales tienencompañeros estelares de menor masa en órbitasde gran separación (>40 AU).

Espectroscopía de estrellas con planetas

Se ha obtenido espectroscopía de altaresolución con UVES (VLT) y analizado elcontenido de berilio, nitrógeno, carbono, azufre,zinc y cobre en una amplia muestra de estrellascon planetas gigantes y para una muestra deestrellas de comparación donde las búsquedaspor velocidad radial no han detectado planetas.No se aprecian diferencias significativas de laabundancia de berilio entre las dos muestras.Las abundancias de nitrógeno siguen uncomportamiento similar a las de hierro en lasdos muestras. En general, las estrellas conplanetas presentan mayores abundancias dehierro. Todos los elementos volátiles estudiadosmuestran tendencias de la razón [X/Fe] quedecrecen con la metalicidad [Fe/H] en el rangode metalicidad -0.8< [Fe/H] < 0.5, conpendientes negativas de valores -0.39±0.04 y -0.35±0.04 para el carbono y el azufre.

NATURALEZA Y EVOLUCIÓN DEBINARIAS DE RAYOS X(P10/97)

J. Casares.T. Shahbaz, I.G. Martínez Pais, G. Israelian, A.Herrero, T Muñoz Darias, C. Zurita y P.Rodríguez-Gil.

M. Pérez Torres (MIT, EEUU); P.A. Charles(SAAO, Sudáfrica), R. Cornelisse (Univ. deSouthampton, Reino Unido); T. Marsh (Univ. deWarwick, Reino Unido); V. Dhillon (Univ. deSheffield, Reino Unido); R.I. Hynes (Univ. deTexas, EEUU); D. Steeghs (Harvard-SmithsonianCenter for Astrophys, EEUU); F. Mirabel (ESO,Chile), M. Ribó y J. Rodríguez (Saclay, CEA,Francia); J.M. Paredes (Univ. de Barcelona); J.Marti y J. Combi (Univ. de Jaén); P. Molaro y P.Bonifaccio (Obs. de Trieste, Italia); S. Campana(Merate, Italia); S. Bernabei, A. Piccioni,Bartolini (Obs. de Bolonia, Italia); E. Kuulkers(Univ. de Utrech, Países Bajos); M. Wagner(Flagstaff Obs., EEUU); P. Hakala (Univ. deHelsinki, Finlandia); C. Haswell (The Open Univ.,Reino Unido); L. Pavlenko (Obs. de Crimea,Ucrania), I. Negueruela (Univ. de Alicante).

Introducción

Las binarias de rayos X son binarias compactasdominadas por procesos de acreción sobreestrellas de neutrones (NS) o agujeros negros(BH). Un subgrupo de estos sistemas (binariastransitorias de rayos X) se caracteriza por lapresencia de erupciones recurrentes (variasdécadas) durante las cuales la luminosidadaumenta típicamente un factor 103-106 en losrangos óptico y rayos X, respectivamente. Estossistemas ofrecen un interés especial ya quecontienen los candidatos a BH más firmesconocidos vía la determinación de la funciónde masa de la estrella compañera. El análisisde estos residuos estelares compactos esesencial, entre otras cosas, para el conocimientode las últimas etapas en la evolución de estrellasmasivas y la estructura de la materia nuclear.Desgraciadamente, el número de BH detectadoes todavía demasiado pequeño para abordaranálisis estadísticos comparativos con lapoblación de binarias con NS.

Los objetivos científicos que se persiguen son:

Expandir la muestra de BH midiendo funcionesde masa en nuevas binarias transitorias.Asimismo, determinar los cocientes de masas yángulos de inclinación para estimar las masas delas dos componentes y, por tanto, la naturaleza delos objetos compactos. Para ello se utilizan diversastécnicas espectrofotométricas en los rangos óptico eIR.Abordar estudios estadísticos de la muestra deBH respecto a binarias con NS (ej. distribuciónde masas, cocientes de masa, distribucióngaláctica) para caracterizar las dos poblacionesde objetos compactos. Se espera obtenerinformación que permita imponer restriccionesa la ecuación de estado de la materia nuclear,por un lado, y a la edad y evolución de estossistemas, por otro (ej. Mmax para EN, Mmin paraBH, pérdida de masa de las estrellasprogenitoras).

Analizar la estructura y variabilidad de los discosde acreción alrededor de los objetos compactosen diferentes bandas espectrales (óptico-rayosX). La distribución espectral durante la erupción(especialmente a altas energías) y su variacióntemporal es esencial para restringir los modelosde erupción y la estructura física del disco (ej.radio del disco advectivo o ADAF). Asimismo,pueden proporcionar información para desvelarla naturaleza del objeto compacto mediante elestudio del perfil de líneas de emisión (ej. 6.4keV). En el óptico se estudiará la variaciónorbital de los perfiles de emisión utilizandotécnicas de tomografía doppler. Esto permitirá

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analizar la distribución radial de emisividad delos discos y obtener restricciones al tamaño deldisco, ritmo de transferencia de masa y estadoevolutivo. Además, se ha abierto una nuevaventana con el descubrimiento de variabilidadóptica rápida (mins-segs) en los discos deacreción en quietud en 4 BHs y 1 NS. Esimportante ampliar la muestra de sistemas yextraer el espectro de la variabilidad pararestringir posibles mecanismos de formación.Por su parte, el estudio de variacionesfotométricas durante las erupciones y la quietudpermite determinar parámetros fundamentalesde estos sistemas binarios, esenciales paradeterminar las masas de las componentes: ej P

orb

e inclinación mediante eclipses y efectos deirradiación, y cociente de masas a partir delperíodo de "superhump" (batido entre el períodode precesión del disco y P

orb).

Asimismo, se pretende estudiar la composiciónquímica de las estrellas compañeras y,concretamente, establecer el origen de las altasabundancias de litio y elementos-a descubiertaspor el grupo. Para ello se proyecta:

a) Realizar análisis de metalicidad paraencontrar evidencias de la explosión desupernova que dio origen al BH/NS. Anomalíasen las abundancias permitirán reconstruir lahistoria evolutiva de las estrellas progenitoras.

b) Investigar la formación de líneas de litio enlos discos de acreción y en las atmósferas de lasestrellas secundarias. La razón isotópica Li7/Li6

es un indicador del mecanismo de aceleraciónde partículas que produce estos elementos enel entorno del BH o NS.


Determinación de la función de masa en labinaria histórica de rayos X BW Cir y demostraciónde la presencia de un agujero negro. Determinacióndel cociente de masas y límite inferior a la distanciade > 27 kpc. Se trata de un agujero negro masivo (>7.8 Mº ) y el más lejano detectado en nuestraGalaxia.

Determinación de la curva de velocidad radialy masa del objeto compacto en V395 Car. Lamasa estimada está entre 2-4.3 M

º , justo en el

agujero de la distribución de masas de estrellasde neutrones y agujeros negros.


Se ha proseguido con los programas debúsqueda de agujeros negros en estos sistemas,

determinación de masas, tomografía Doppler,abundancia química de las estrellas compañerasy detección de Li. Este año se ha obtenido lafunción de masa de la fuente BW Cir (5.8 ± 0.5Mº ) que demuestra la presencia de un BH enesta fuente histórica de rayos X. Para ello sehan utilizando curvas de velocidad radialobtenidas con VLT+FORS. Con este nuevosistema, el censo de BH con evidencia dinámicaes de 17 BH; hace falta un mínimo de 20-30sistemas para abordar estudios estadísticos desus propiedades fundamentales. Se prevé queen unos 4-5 años se pueda alcanzar esa cifra,gracias al descubrimiento de nuevos candidatoscon los actuales satélites de rayos X, más loscandidatos clásicos, accesibles a telescopiosde 8-10 m. También se ha obtenido la primeracurva de velocidad radial de la estrellacompañera en V395 Car combinando datos deVLT, NTT, AAT y SAAO, para poder completarlas fases del periodo orbital de 9,0 días. Lamasa del objeto compacto es de 2-4.3 Mº , justoen el hueco de la distribución de masas entre NSy BHs. Puede tratarse tanto de una estrella deneutrones masiva como de un agujero negro depoca masa, ya que las propiedades en rayos X nodescartan la última posibilidad (i.e. no hayevidencia de pulsaciones o "bursts").

Además, la ventana abierta para el estudio dela mezcla de Bowen en Sco X-1 permite obtenerinformación dinámica de binarias de rayos Xpersistentes y las primeras estimaciones de lasmasas de sus estrellas de neutrones. Este año sehan obtenido datos VLT de las fuentes GX9+9,GS Mus, LMC X-2 y la variable transitoria Aql X-1 que entró en erupción durante nuestrasobservaciones. También se puede aplicar estatécnica a SXTs (Soft X-ray Transients) enerupción y medir funciones de masa de BHSantes de que caigan al estado de quietud,como se demostró en el caso de GX339-4. Paraello se tiene una propuesta de ToO (Tiempo deOportunidad) aprobada en el telescopio WHT.

Por otro lado, se han diseñado filtrosinterferenciales centrados en la mezcla deBowen y el continuo rojo, específicos paraULTRACAM, y que han sido construidos por laempresa Asahi. El objetivo es poder extraercurvas de luz de la líneas fluorescentes deBowen y el continuo para estudiar las regionesreprocesantes en los sistemas binarios e intentaramplificar la señal reprocesada en la estrellacompañera. Se emplearon estos filtros en unacampaña de observaciones de Sco X-1, usando

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RXTE simultáneamente con WHT+ULTRACAM,para estudiar retrasos entre la variabilidad ópticay en rayos X. La variación orbital de estosretrasos depende de los parámetrosfundamentales de la binaria (separación einclinación). Resultados preliminares indicanque se han detectado reprocesamiento en laestrella compañera con un retraso de 12-15segs, consistentes con el tiempo de luz de lasecundaria.

Respecto al estudio de variabilidad rápida enbinarias de rayos X en quietud se obtuvierondatos "multibanda" con los telescopios WHT,IAC-80, Chandra y Radio en una campañainternacional para estudiar el espectro de lavariabilidad del disco de acreción en V404 Cygy restringir los mecanismos de formación. Se haobservado correlación entre el continuo y,especialmente, el flujo de Hα con erupcionesen rayos X. Los resultados apoyan un escenariode reprocesamiento óptico de la variabilidad Xen el disco de acreción, consistente con el radiode circularización. También se han estudiadoel espectro óptico de la variabilidad en A0620-00 y se ha restringido el tamaño y la Teff de lazona responsable de la variabilidad. Asimismo,se empezaron a analizar las propiedadestemporales de la variabilidad en XTEJ1118+480 usando WHT+ULTRACAM, losresultados serán publicados en 2005.

En el apartado de abundancias químicas de lasestrellas compañeras se han analizado losespectros UVES de Cen X-4 que sugieren unametalicidad elevada en la estrella compañera.Los resultados permiten acotar la masa de cortede la estrella progenitora y son consistentes conun modelo de supernova simétrica. Además sehan obtenido nuevos espectros UVES contelescopio VLT para estudiar el movimiento dela tercera componente en el espectro de Cen X-4 y resolver si está ligada gravitatoriamente alsistema o no.

ESTRELLAS MASIVAS AZULES(P8/98)

A. Herrero.L.J. Corral Escobedo, A. Rosenberg González,A. de Vicente, L. Crivellari y S. Simón.

Colaboradores del IAC: M.R. Villamariz y M.A.Urbaneja.

R.-P. Kudritzki y F. Bresolin, (Inst. Astronomy,Hawai, EEUU); J. Puls y K. Butler (Obs. De laUniv. de Munich, Alemania); D.J. Lennon y C.Evans (ING, La Palma); D. Figer (STScI); D.Gies (Univ. de Georgia, EEUU); S.J. Smartt(IoA, Cambridge, Reino Unido); F. Najarro de laParra y J. Martín Pintado (Inst. Estructura de laMateria, CSIC); I. Negueruela y P. Pastor (Univ.de Alicante); I. Ribas (Univ. de Barcelona); L.Deng (NOAO, China); F. Martins (MPE, Munich,Alemania).

Introducción

Las estrellas masivas son auténticos motores dela evolución de las galaxias y el Universo.Nacen con al menos ocho masas solares, lo quelas condena irremisiblemente a estallar comosupernovas al cabo de unos pocos millones deaños, tras sintetizar en su interior gran cantidadde elementos pesados que expulsarán al exterioren su mayor parte, alterándolo y modificandosu composición química. El estudio se realizarápreferentemente entre las que tienen más deveinte masas solares, cuyos fuertes vientos ycampos de radiación inyectan a lo largo de suevolución enormes cantidades de energíamecánica y radiativa en el medio que lesrodea, ionizándolo, calentándolo yacelerándolo. Su vida es tan breve que su merapresencia indica que han nacido recientemente.Son así excelentes trazadores de las propiedadesdel medio circundante y de la formación estelar,desde los brazos espirales de galaxias como laVía Láctea hasta los estallidos de formaciónestelar intensa conocidos como starbursts.

Los espectros de estas estrellas contienen grancantidad de información. Presentan un grannúmero de líneas de diferentes elementosquímicos, como por ejemplo H, He, C, N, O, Si,Mg o Fe, y muestran fuertes signos de la pérdidade masa que constituye el viento estelar. Estosvientos posibilitan estudios espectroscópicosen galaxias lejanas permitiéndonos así obtenerinformación esencial sobre las galaxias que lashospedan. Si hay presentes lentes gravitatorias,las líneas de los vientos estelares pueden serusadas para obtener la composición química(metalicidad) de galaxias del Universo tempranocon formación estelar activa. Por su altaluminosidad, se pueden estudiar sus espectrosindividuales en galaxias cercanas más allá delGrupo Local, muy especialmente con los nuevostelescopios de la clase 8-10 m, y por ello hansido sugeridas repetidamente como posiblespatrones de distancias. Además constituyen

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una de las pocas fuentes de las que obtenerinformación directa de las zonas de altaextinción como el centro de nuestra Galaxia.Recientemente han despertado el interés por lapoblación III y se las ha propuesto como fuentesde la reionización del Universo en épocastempranas. Su final está relacionado conalgunos de los más exóticos objetos y eventosconocidos, como las estrellas de neutrones y losagujeros negros, las binarias masivas de rayosX, los rayos cósmicos o los estallidos de rayosgamma.

La determinación de sus parámetros estelares yabundancias químicas permite unacomparación detallada con las predicciones dela teoría de evolución estelar, pero comocontrapartida exige un detallado cálculo delespectro emergente. Este cálculo detallado secomplica debido a las fuertes condiciones deNLTE, esfericidad y pérdida de masa, cuyoefecto es acoplar las ecuaciones del transportede radiación, del equilibrio estadístico y decontinuidad en una geometría esférica. Además,el problema debe resolverse utilizando unadescripción realista del modelo atómico. Sinembargo, si se dispone de dichos parámetrosestelares y abundancias, se puede ademáscomparar con las determinaciones deabundancias en el medio interestelar de nuestragalaxia y galaxias vecinas, y con las prediccionesde las teorías de evolución química de lasgalaxias.

Los análisis de estrellas masivas en la VíaLáctea y en galaxias cercanas, tanto dentrocomo fuera del Grupo Local, puedenproporcionar una gran cantidad de informaciónacerca de la estructura y evolución de estrellasy galaxias, bajo diferentes condiciones,extrapolables a regiones más alejadas delUniverso. No obstante, ello requiere identificarlas estrellas masivas como tales, lo que obligaal uso de diagramas de color-magnitud y a laobtención de espectros de baja resolución.Además, es necesario recurrir a las observacionesen distintas longitudes de onda, para lograr losdatos precisos. Aunque muchos parámetrospueden obtenerse de diferentes rangosespectrales, el UV es necesario para determinarvelocidades terminales del viento, el visiblepara temperaturas efectivas, gravedades ypérdidas de masa; en ocasiones, el IR permiteesas mismas determinaciones, y ademásproporciona información sobre gradientes develocidad en la base del viento. La detecciónen radio permite determinar pérdidas de masa

e identificar procesos no térmicos. Lacomparación de la pérdida de masa obtenida adiferentes longitudes de onda puede indicar lapresencia de condensaciones o grumos en elviento.

Los objetivos del presente Proyecto son:

Estudiar estrellas en asociaciones OB, regionesHII y sistemas binarios

Determinar la escala de temperaturas y larelación masa-luminosidad en asociaciones OBde la Vía Láctea, utilizando todo el espectrodesde el UV a radio. Establecer correlacionescon la edad.

Comprobar si los flujos emergentes de estrellasionizantes predichos por los modelos deatmósfera permiten explicar las observacionesde la región HII circundante, en particular laemisión en Hα y la abundancia de O.

Determinar si las masas derivadas de los modelosde atmósfera coinciden con las masasdinámicas.

Hallar la distribución de velocidades de rotaciónde estrellas masivas en cúmulos de diferentesedades. Imponer requerimientos sobre laevolución del momento angular de la estrella.

Hallar abundancias de He, C, N y O paradeterminar la existencia o no de mezcla durantela fase de Secuencia Principal de estrellasmasivas.

Estudiar los vientos de las estrellas, en particularla existencia de condensaciones y la Relaciónentre el Momento del Viento y la Luminosidad(WLR)

Determinar la existencia o no deinhomogeneidades en el viento estelarcomparando observaciones de pérdida de masaen Hα, IR y radio. En su caso, determinar elgrado de inhomogeneidad (ej. a través de unfactor de llenado).

Determinar la universalidad o no de la WLR(relación entre el momento del viento y laluminosidad).

Mejorar los modelos de atmósfera utilizados

Investigación de diagnósticos en el infrarrojo yradio.

Incluir recombinación dielectrónica en losmodelos de atmósfera estelar.

Desarrollar e implementar nuevos o mejoradosmodelos atómicos, en particular N III, IV y V;OIII; CIII; Si II, III y IV; y Fe IV, V, y el grupo del

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MEMORIA2004 IAC

Imagen de M33 obtenida por el grupo con la WFC deltelescopio INT. Se trata de una composición de varios filtrospara resaltar la población de estrellas jóvenes y masivas, deahí el tono azul de la imagen. La fotometría y astrometría de

la parte Norte está completada (izquierda de la imagen). Ellopermitirá seleccionar muchas estrella azules masivas para

estudios espectroscópicos.

Gradiente radial de abundancias estelares de O en M33,comparado con nebulosas planetarias (Magrini et al., 2004,cuadrados; las NP rodeadas por un círculo, que coincidenparticularmente bien con las estrellas, tienen temperaturaselectrónicas bien determinadas). Del acuerdo entre ambos

gradientes se puede deducirque no ha habido enriquecimiento de O significativoen el disco de M33 durante los últimos 3 Giga-años

(edad mínima de las progenitoras de la NP). Las abundanciasestelares de O se han determinado

con los telescopios KECK y WHT en unas pocasestrellas (las más brillantes) de M33. Los estudios actuales

sobre imágenes como la de arriba permitirán extender el estudioa muchas estrellas.


Estudiar estrellas en asociaciones OB, regionesHII y sistemas binarios

Durante el año 2004 se ha dejado prácticamenteconcluido el análisis de las estrellas del Trapeciode Orión, parte importante de la tesis de S.Simón Díaz. En este estudio se ha encontradoque la abundancia de O de las estrellas delTrapecio es más baja de lo que se habíadeterminado anteriormente. Este resultado tieneimportantes consecuencias sobre la cantidadde O presente en el polvo de la nebulosa deOrión, y por tanto sobre la composición químicade este polvo. Además, puede tenerconsecuencias sobre la hipótesis de que existeun gradiente de abundancias de O en lasregiones de O como resultado de su historia deformación estelar. Este punto será revisado enel futuro, mediante observaciones de las estrellascorrespondientes.

También se ha avanzado en el análisis de losdatos de NGC 6611, una asociación OB muyjoven, tanto los obtenidos por el grupo con eltelescopio WHT como los obtenidos por lacolaboración entorno al espectrógrafo FLAMESde la que el grupo forma parte (I.P. S. Smartt).Como resultado de estos análisis se tienen losparámetros de las estrellas más luminosas deesta asociación.

Combinando los datos de Orión y NGC 6611,con los datos que ya se tenían de Cyg OB2 (otraasociación joven, estudiada en el año 2002) y

con datos de estrellas binarias, se ha podidodeterminar que existe un problema en laposición de las estrellas muy jóvenes de altamasa. Las predicciones de la teoría de estructuraestelar no se corresponden con los resultadosderivados del análisis del espectro de la estrella.Aún no es posible asociar este problema a unacausa única. Los resultados fueron presentadosdurante la conferencia invitada que A. Herrerodio en Sacacomie (Canadá).

Estudiar los vientos de las estrellas, en particularla existencia de condensaciones y la Relaciónentre el Momento del Viento y la Luminosidad(WLR)

Se ha finalizado el estudio de los espectros de radioobtenido para dos estrellas de la asociación de CygOB2, estudiadas en colaboración con F. Najarro y J.Martín Pintado (IEM, CSIC). Los resultados indicanla presencia de condensaciones en al menos unade ellas.

Mejorar los modelos de atmósfera utilizados

Durante el año 2004 se ha realizado un intensoestudio del comportamiento de los diferentesmodelos de átomo de O utilizados en losmodelos. Este estudio ha sido necesario a raízde las investigaciones sobre las estrellas delTrapecio de Orión. Como conclusión se hadeterminado el modelo de O que se utilizaránen el futuro.

Se han realizado numerosas comparaciones entrelos códigos CMFGEN y FASTWIND. En general,

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las comparaciones son satisfactorias, aunqueexisten problemas puntuales en que haydivergencias. El más importante es elcomportamiento de las líneas del singlete de HeIen la zona de las estrellas de tipo O7V, quepuede conducir a una diferencia en al escala detemperaturas de 2.000-3.000 K.Se está avanzando en el estudio de un métodoautomático de ajuste de espectros estelares. Atal fin se han iniciado contactos con expertos dela Universidad de Alicante, a fin de determinarel mejor método para dicho desarrollo.

En colaboración con E. Simonneau y O.Cardona se ha logrado una reformulaciónanalitica compacta de la ecuación de estadopara el material estelar y de las relativasfunciones de partición de átomos e iones.

Finalmente, L. Crivellari ha presentado su tesissobre transporte de radiación.

Estudiar las estrellas en otras galaxias cercanas

Se ha completado el estudio de las estrellas enNGC 300, una galaxia espiral más allá delgrupo Local. También se ha completado elestudio de las estrellas de M 33 que habían sidoobservadas en años anteriores. Estos estudiosponen de relieve la potencia del análisis deestrellas supergigantes para estudiar la estructuray evolución de las galaxias. En NGC 300 sedeterminó el gradiente de abundancias deelementos alfa, y la metalicidad central de lagalaxia. Los resultados además favorecen unadeterminada calibración para el método R23en las regiones HII, en detrimento de las demás.En M 33 se ha obtenido igualmente un gradientede abundancias de elementos alfa que deberáser explicado por las teorías de evoluciónquímica de las galaxias. Comparando con datosde nebulosas planetarias, se concluye que elenriquecimiento de O del disco M 33 debehaberse detenido hace al menos 3 Giga-años.

Los resultados sobre NGC 300 y M 33constituyeron los últimos puntos de la tesis deM.A. Urbaneja Pérez, que fue presentada enabril de 2004.

Se han continuado las observacionesfotométricas de galaxias hasta 5 Mpc, a fin depreparar las futuras observaciones con GTC-

OSIRIS. En la zona norte de M 33 se dispone yade la fotometría y de la astrometría, lo quepermitirá comenzar con este tipo deobservaciones inmediatamente.

Dentro de la colaboración para el estudio deestrellas masivas con FLAMES se ha comenzadoel análisis de estrellas de las Nubes deMagallanes.

BIOASTRONOMÍA(3I2204)

E.L. Martín.V. Sánchez Bejar, J.A. Caballero, M. Vázquezy R. Rebolo.

Colaboradores del IAC: H. Deeg, R. GarcíaLópez y A. Manchado.

L. di Fabrizio, A. Magazzù (TNG; La Palma), D.Barrado y Navascués, E. Solano y M.R. ZapateroOsorio (LAEFF, Madrid); G. Basri y G. Marcy(Univ. de Berkeley, EEUU); A. Claret (IAA,Granada); J.L. Beuzit, J. Bouvier, C. Dougados,X. Delfosse, F. Menard y J.L. Monin (Obs. deGrenoble, Francia); E. Caux (Toulouse, Francia),R. Campo, P. Esparza, J.A. Rodríguez Losada(Univ. de La Laguna); E. Gaidos y R. Wainscoat(Univ. de Hawai, EEUU); D. Valls-Gabaud y T.Forveille (Canada-France-Hawaii Telescope);E. Lada y J. Ge (Univ. de Florida, EEUU); H.Campins, J. Davis y R. Tata (Univ. de Florida,EEUU); P. Ehrenfreund (Leiden, Países Bajos);Phan Bao Ngoc (Taiwán); P. Amado, A. Castro-Tirado, R. Garrido y F. Prada (IAA, Granada); E.Guenther y A. Hatzes (Tautenburg); A. Ghez(UCLA, EEUU), D. Montes (UCM, Madrid); S.Randich y L. Testi (Obs. de Arcetri, Italia); G.Wiedemann (Hamburgo, Alemania).

Introducción

La Bioastronomía es un nuevo campo de laCiencia que combina conocimientos y técnicasde Astrofísica, Biología, Química, Geología yMeteorología para estudiar el origen de la vidaen la Tierra, y buscar vida extraterrestre. Elprimer objetivo que persigue este Proyecto esla caracterización astrofísica de sistemasestelares donde se haya podido desarrollar lavida extraterrestre. Interesa pues estudiarsistemas suficientemente antiguos (edad mayorque unos 500 Ma) utilizando técnicas de imageny espectroscopía. Se pondrá el mayor énfasisen las estrellas más análogas al Sol y también en

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MEMORIA2004 IAC

las enanas ultrafrías de la vecindad solar.Actualmente se estima que el censo de lavecindad solar hasta 10 pc está incompleto enaproximadamente un 30%. Faltan sobre todoencontrar enanas ultrafrías, que se intentaránidentificar usando datos de DENIS, 2MASS ySpitzer.

Otro objetivo del Proyecto es la detección deplanetas con masas similares a la Tierra enregiones de habitabilidad. Existen tres técnicasque se pretende utilizar: tránsitos, lentegravitacional y velocidad radial. Durante 2004,se han iniciado observaciones de prueba con laOGS para la búsqueda de tránsitos. En 2005 secontinuarán las observaciones con la OGS y setratará de mejorar la sensibilidad usando unosfiltros especiales. En 2005 se hará un estudioconceptual de un espectrógrafo infrarrojo parael GTC optimizado para medidas de velocidadradial. El tercer objetivo del Proyecto es elestudio general de la formación de estrellas debaja masa y de sus sistemas planetarios.


Se han obtenido espectros infrarrojos de 14candidatas a enanas ultrafrías de la vecindadsolar descubiertas con DENIS. Cuatro de estosobjetos han sido clasificados como enanas L ysu paralaje espectroscópico indica que tienendistancias menores de 10 pc. Con este trabajose ha aumentado en un 25% el número deenanas L conocidas dentro de un radio de 10 pcrespecto del Sol.

Se ha realizado la mayor exploración hasta lafecha del entorno circumestelar entre 30 y 60,000unidades astronómicas de 473 estrellas de bajamasa pobres en metales, utilizando cámarasCCD y telescopios de entre 1-2 m de diámetro,para buscar compañeras de muy baja masa. Hansido descubiertas 13 compañeras nuevas y hansido confirmadas 26 que ya habían sidodetectadas anteriormente. Se ha demostradoque todas estas compañeras están físicamenteligadas a las estrellas primarias pues compartenel mismo movimiento propio. Se ha caracterizadoespectroscópicamente 8 de las nuevascompañeras, contribuyendo a la determinaciónde la relación entre tipo espectral, luminosidad ymetalicidad. Se estima que el 15% de las estrellasde baja masa pobres en metales tienencompañeras a más de 30 unidades astronómicas,una frecuencia similar a las estrellas conmetalicidad similar a la solar.

Se han utilizado los telescopios más potentesen el óptico-infrarrojo del mundo (HST,telescopios de 10 m KECK en Hawai, telescopios

de 8 m del Observatorio Europeo Austral enChile) para determinar los parámetros orbitalesde tres sistemas binarios de muy baja masa.Estas observaciones requieren una resoluciónangular muy buena que sólo es posible obtenercon sistemas de óptica adaptativa desde tierrao con el HST. Se han obtenido las primerasmasas dinámicas de enanas marrones, lo cualha permitido comprobar que los modelosevolutivos dan masas razonablemente correctas.Este trabajo fue objeto de sendos comunicadosde prensa del Observatorio Europeo Austral, elHST y el IAC.

Se detectó una enana marrón binaria en laregión de formación estelar Corona Borealisusando el HST. Este objeto se detecto con elsatélite ISO, lo cual ha permitido comprobarque tiene un exceso de luz infrarroja. Lacaracterización espectroscópica de este objetoindica que tiene líneas de emisión intensas yuna masa de unas 60 veces la del planetaJúpiter. Probablemente se trata de la primerabinaria subestelar con disco de acreciónconocida.

Se han detectado 28 compañeras de bajamasa de estrellas de la vecindad solar utilizandosistemas de óptica adaptativa. 21 de estosobjetos son nuevos y 6 ya se conocían pormedidas de velocidad radial. Una de las nuevascompañeras, de tipo espectral L, ha sidocaracterizada espectralmente con el instrumentoLIRIS, desarrollado en el IAC, siendo éste unode los primeros resultados científicos de esteinstrumento.


El equipo se ha reforzado considerablementecon la incorporación de H. Bouy (Heidelberg,Alemania) y han aumentado las conexionesinternacionales, gracias a nuevos colaboradoresque están interesados en objetivos científicosafines. El desarrollo y resultados del Proyectohan sido bastante positivos ya que se hanorganizado dos reuniones científicas y se hanpublicado ocho artículos en revistasinternacionales con arbitro. Además se participóen el Comité Científico Internacional del Simposiode Bioastronomía celebrado en Islandia en juliode 2004, donde se impartió una charla invitaday se presentó la candidatura de Canarias paraorganizar el próximo simposio en 2008. Ya sehan comenzado las y contactos con posiblesmiembros del Comité Científico Organizador decara a presentar una propuesta.

Se organizó un Mini-Workshop sobre objetossubestelares en Ciudad de México para

MEMORIAIAC 2004

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coordinar proyectos de colaboración con vistasa preparar la ciencia que se podrá realizar conel telescopio GTC y el LMT. Como resultado deesta reunión se redactó un documento titulado«Prospects for brown dwarf and extrasolar planetresearch with the GTC and the LMT» parapublicarlo en el libro de Actas del congreso conlas contribuciones de todos los participantes.

Se ha organizado el primer Workshop deAstrofísica en la isla de La Gomera. Sepresentaron varias contribuciones orales acercade la Ciencia que se podría realizar con unespectrógrafo infrarrojo tipo Echelle en eltelescopio GTC; acerca del estado del telescopioy del instrumento EMIR. Se acordó formar unequipo científico para redactar la justificacióncientífica de este nuevo instrumento que hasido bautizado con el nombre de NAHUAL(criatura mitológica de los mexicas). Se hanrealizado presentaciones orales de este Proyectoen los siguientes congresos internacionales:"Bioastronomy 2004: Habitable Worlds",celebrado en Reykiavik, Islandia, en el mes dejulio, "JENAM’04: The Many Scales in theUniverse", celebrado en Granada en septiembrey "AG 2004: 78th Annual Scientific Meeting ofthe Astronomische Gesellschaft: FromCosmological Structures to the Milky Way",celebrado en Praga en octubre de 2004.Además, un miembro del equipo presentó unpóster sobre regiones de habitabilidad en tornoa enanas marrones en la última edición de laWinter School of Astrophysics del IAC.

Se ha progresado mucho en la búsqueda decompañeras en estrellas deficientes en metalespuesto que se han publicado los resultados deun trabajo que comenzó en 1993, donde se hanobservado 473 estrellas. Además se ha obtenidotiempo de telescopio (WHT/LIRIS) para extendereste trabajo al dominio subestelar.

Se avanzó mucho en la verificación de modelosde formación y evolución de planetas conobservaciones puesto que se ha determinadolas primeras masas dinámicas de enanasmarrones en dos sistemas binarios.

También se ha realizado un gran avance en labúsqueda de compañeras de estrellas de lavecindad solar puesto que se han publicado losresultados de una amplia exploración utilizandosistemas de óptica adaptativa.

Se ha avanzado un poco en la caracterizaciónespectroscópica de candidatas a enanas ultrafríasde la vecindad solar (artículo publicado con 14objetos).

En otros objetivos del Proyecto no se hanrealizado grandes avances debido a falta derecursos humanos y técnicos.

PRUEBAS OBSERVACIONALESDE LOS PROCESOS DENUCLEOSÍNTESIS EN EL UNIVERSO(3I2304)

G. Israelian.R. Rebolo, R. García López, J.I. GonzálezHernández, A. Ecuvillon, C. DomínguezCerdeña y A. García Gil.

Colaboradores del IAC: J. Casares y J. TrujilloBueno.

M. Mayor, S. Udry, A. Maeder y G. Meynet (Obs.de Ginebra, Suiza); Dr. N. Santos (Portugal); P.Bonifacio y P. Molaro (Obs. de Trieste, Italia); J.Wasserburg (Caltech, EEUU); H. Bethe (Univ. deCornell, EEUU); J. Brown (Univ. Stony Brook,EEUU); D. Lambert (Univ. de Texas, EEUU); P-E. Nissen (Univ. de Aarus, Dinamarca); N.Shchukina (Obs. de Kiev, Ucraina); C. Melo, y F.Mirabel (ESO, Chile); S. Randich (Obs. deArcetri, Italia).Introducción

Recientemente se han llevado a cabo variosanálisis espectroscópicos de estrellas conplanetas. Uno de los resultados más relevantesha sido descubrir que las estrellas con planetasson en promedio más metálicas que las estrellasdel mismo tipo espectral sin planetas conocidos(Santos, Israelian & Mayor 2001, Astronomy &Astrophysics, 373, 1019; 2004, Astronomy &Astrophysics, 415, 1153). Principalmente, sehan formulado dos explicaciones posibles pararelacionar el exceso de metalicidad con lapresencia de planetas. La primera, la hipótesisdel «autoenriquecimiento», atribuye el origende la sobreabundancia de metales observadaen estrellas con planetas a la acreción sobre laestrella madre de grandes cantidades dematerial planetario rocoso, rico en metales ypobre en elementos como H y He. La visióncontraria, la hipótesis primordial, considera queel exceso de metales sea debido al altocontenido en metales de la nube protoplanetariaa partir de la cual se formó el sistema estrella-planeta.

Los elementos ligeros pueden proporcionarinformación valiosa sobre la mezcla, la difusióny la evolución del momento angular en estrellascon planetas, así como sobre la actividad estelarcausada por la interacción con exoplanetas(Santos, Israelian, García López et al. 2004,Astronomy & Astrophysics, 427, 1085; Israelian

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MEMORIA2004 IAC

et al. 2004, Astronomy & Astrophysics, 414,601). Estudios sobre el berilio, el litio y la razónisotópica 6Li/7Li podrían aportar pruebas paradistinguir entre las diferentes teorías deformación planetaria (Sandquist et al. 2002,Astrophysical Journal, 572, 1012). Israelian etal. (2001, Nature, 411, 163; 2003, Astronomy &Astrophysics, 405, 753) encontraron evidenciasde la caída de un planeta o de materialprotoplanetario sobre la estrella HD82943.

Si el "autoenriquecimiento" fuera el principalresponsable del exceso de metalicidad de lasestrellas con planetas, eso implicaría unasobreabundancia relativa de elementosrefractarios (Si, Mg, Ca, Ti, etc.) respecto a losvolátiles (CNO, S y Zn). Se han llevado a cabovarios estudios espectroscópicos del hierro(Santos et al. 2001, Astronomy & Astrophysics,373, 1019; 2003, Astronomy & Astrophysics,398, 363; 2004, Astronomy & Astrophysics,415, 1153) y de otros elementos (Bodaghee etal 2003, Astronomy & Astrophysics, 404, 715;Ecuvillon, Israelian, Santos et al. 2004,Astronomy & Astrophysics, 418, 703; 2004,Astronomy & Astrophysics, 426, 619).

El análisis espectroscópico de estrellas ricas enmetales también proporciona informaciónvaliosa sobre las tasas de eyección al mediointerestelar de elementos químicos producidospor explosiones de supernova en los últimos 10mil millones de años. Otro método alternativopara investigar los productos de las explosionesde supernova es el estudio de las estrellascompañeras de los sistemas binarios de rayos X.

Las estrellas compañeras en sistemas binariosde rayos X de baja masa han sobrevivido a estasexplosiones de supernova y quizás han podidocapturar parte del material eyectado en laexplosión. Este material se mezclará en la zonade convección con el material de la estrella, deforma que las abundancias de los elementospresentes en el material eyectado semodificarían. Así pues el estudio de anomalíasquímicas en las atmósferas de las estrellassegundarias en estos sistemas puede darnosinformación sobre la nucleosíntesis y evoluciónestelar en estrellas masivas y sobre lacomplejidad de las explosiones de supernova.Este nuevo enfoque fue aplicado por primeravez por Israelian et al. (1999, Nature 401, 142)en el espectro de GRO J1655-40 (Nova Scorpii

1994), un sistema binario de rayos X quecontiene el agujero negro cuya determinaciónde masa es la más precisa. El análisis mostrabaabundancias de O, Mg, S, Si desde 6 hasta 10veces mayores que las encontradas en el Sol.Estos autores lo interpretaron como evidenciade que había habido una explosión desupernova que dio lugar al agujero negro, y quela estrella compañera de baja masa no podíahaber sintetizado estos elementos.

Las explosiones de supernova son responsablesdel progresivo enriquecimiento del mediointerestelar por elementos pesados. Lastendencias marcadas por las abundanciasrelativas de diferentes elementos químicos enfunción de la metalicidad proporcionainformación sobre sus ritmos de formación ynucleosíntesis en diferentes tipos de supernova.La nueva generación de telescopios de clase 4-10 m ha mejorado drásticamente la calidad delas observaciones espectroscópicas. Mientrastanto, las herramientas computacionalespermiten estudiar la formación de líneasespectrales en NLTE en átomos tan complejoscomo el Fe. Gracias a estos progresos se handescubierto nuevas interesantes tendencias delas abundancias de O, S y N (Israelian et al.1998, Astrophysical Journal, 507, 805; 2001,Astrophysical Journal, 551,833; 2004,Astronomy & Astrophysics, 421, 649). Ademásse demostró por primera vez que los modelos deatmósfera 1D estándares de estrellas gigantesmuy pobres en metales son incapaces de resolverlos conflictos entre abundancias obtenidas apartir de diferentes líneas espectrales de oxígenoy magnesio (Israelian et al. 2004, 419, 1095).Se planea continuar estudios consistentes deabundancias en una selección de estrellaspobres en metales, con el objetivo decomprender por qué y cuándo los modelos 1Dfallan como herramientas de síntesis espectral.


En el año 2004 se han llevado a cabo losprimeros estudios homogéneos de abundanciasde elementos volátiles y ligeros en un amplioconjunto de estrellas ricas en metales con y sinplanetas. El grupo obtuvo los primeros resultadosconcluyentes sobre la naturalezaparticularmente metálica de las estrellas conplanetas. Se han publicado en total seis artículoscon árbitro sobre esa temática, y actualmente

MEMORIAIAC 2004

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hay varios enviados y en preparación.

Se ha publicado un artículo con árbitro sobre elsistema A0620-00 con los datos obtenidos conel telescopio VLT (Chile) y 2 nuevos artículossobre Cen X-4 están enviados a las revistasAstrophysical Journal y Astronomy &Astrophysics. Además se ha publicado unestudio sobre la naturaleza de los GRBs y suposible relación con las explosiones desupernovas.

Se ha analizado el nitrógeno, el carbono, elcobre y el zinc en una muestra de unas 40estrellas pertenecientes al halo galáctico. Serealizó la primera comparación de lasabundancias de N en estrellas del halo conobjetos extragalácticos. Se encontraronevidencias de nitrógeno primario durante lasprimeras fases evolutivas de la Galaxia.También se puso de manifiesto la inconsistenciade las abundancias de oxígeno derivadas condiferentes indicadores en las estrellas gigantesmuy pobres en metales, causada por la bajafiabilidad de los modelos atmosféricos actualesen la caracterización de objetos de ese tipo(Israelian et al. 2004, Astronomy & Astrophysics,419, 1095). En total se han publicados tresartículos con árbitro.


El grupo ya ha demostrado que las estrellas conplanetas son en promedio más ricas en metalesrespecto a las estrellas del mismo tipo espectralsin planetas conocidos (ver Santos, Israelian &Mayor 2004, Astronomy & Astrophysics, 415,1153). También se ha realizado el primer estudiohomogéneo de comparación de abundanciasde volátiles (Ecuvillon, Israelian, Santos et al.2004a, Astronomy & Astrophysics, 426, 619;2004b, Astronomy & Astrophysics, 418,703) enun amplio conjunto de estrellas con y sinplanetas. Se investigaron las abundancias delos elementos ligeros: berilio (Santos, Israelian,García López et al. 2004, Astronomy &Astrophysics, 427, 1085) y litio (Israelian et al.2004, Astronomy & Astrophysics, 414, 601).Esos trabajos proporcionan varias posibilidadesde ampliar la investigación en búsqueda deanomalías químicas relacionadas con lapresencia de planetas.

Hasta la fecha se han analizado tres sistemasbinarios de rayos X, realizando un estudioespectroscópico y de la cinemática de lasestrellas segundarias. Después del estudiopionero del sistema Nova Scorpii 1994 (Israelianet al. 1999, Nature 401, 142), se creó un código

MATERIAINTERESTELAR

NEBULOSAS BIPOLARES(P13/86)

A. Mampaso.L. Cuesta, L. López Martín, P. Leisy, M.Santander y S. Navarro.

Colaboradores del IAC: R. Corradi y V. Ortiga.

D.R. Gonçalves (IAG, Brasil), E R RodríguezFlores (IGA, Cuba). M. Perinotto y L. Magrini(Univ. de Florencia, Italia); J. Drew (ICST, Londres,Reino Unido) y la Colaboración IPHAS; J.M.Vílchez (IAA, Granada); J. Mikolajevska(Copernicus Centre, Polonia); J.P. Phillips (Univ.de Guadalajara, México); M. Rodríguez, E.Recillas y G. Delgado (INAOE, México).

Introducción

Se persiguen tres objetivos principales:

Determinar las condiciones físico-químicas delas nebulosas planetarias (NPs) con geometríabipolar, para entender el origen de labipolaridad y proponer modelos teóricos queexpliquen la morfología y cinemáticaobservadas. Asimismo, se investigaron lasnebulosas, generalmente con geometríabipolar, que aparecen alrededor de algunasestrellas simbióticas.

Estudiar las microestructuras de baja excitaciónen NPs, su origen (en relación con el proceso deformación de la propia NP) y sus propiedadesfísico-químicas y de interacción con el gas de lanebulosa.

Estudiar las NPs extragalácticas, desde sudetección y análisis individual hasta suspropiedades globales, en particular, el estudiode los gradientes de excitación y de composiciónquímica a lo largo de la galaxia.


Se publica el trabajo más completo hasta lafecha sobre Mz 3, una de las más complejas yfascinantes nebulosas de emisión. Se identificany estudian cinemáticamente cuatro sistemasmorfológicos: un par de lóbulos brillantes, otropar de «columnas» de emisión, paralelas a loslóbulos, un doble cono de emisión radial y un

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débil, pero muy extenso, disco que se expanderadialmente.

Se descubren y estudian ocho sistemas de"anillos" alrededor de nebulosas planetarias,triplicando el número de casos conocidos ydemostrando que los anillos son un fenómenofrecuente, posiblemente presente en más de latercera parte de las nebulosas. (Como nota curiosa,ambos trabajos, el de Mz 3 y el de los anillos,fueron portada en la revista "Astronomy andAstrophysics" en abril y octubre de 2004).

Usando datos de un nuevo cartografiado delplano galáctico que se está llevando a cabo enel ORM, se ha descubierto una nebulosaplanetaria, que ha resultado ser de tipo"cuadrupolar", de las que se conocen menos deuna decena en la Galaxia.


D.R. Gonçalves, A. Mampaso, R. Corradi ycolaboradores publicaron en 2004 un estudiosobre la nebulosa planetaria K4-47. Estanebulosa es un objeto muy extraño, formadopor un núcleo compacto y dos microestructurasde baja excitación también compactas, situadassimétricamente a ambos lados de la estrellacentral y conectadas a ella por chorros deemisión de alta velocidad que parecen serauténticos "jets". Muy poco se sabía sobre esteobjeto, ignorándose el tipo y temperatura de laestrella central, su distancia y las propiedadesfísicas y químicas del gas nebular, aunque trasel estudio realizado no se puede decir que ya seentienda bien. En efecto, K4-47 representa unreto para nuestra comprensión de los procesosresponsables de la excitación del gas en lasnebulosas planetarias: ambos componentes(núcleo y condensaciones) no pueden serexplicados como producto de la fotoionizaciónpor la estrella central ni por los choques (los dosprocesos principales que ionizan el gas de unaplanetaria), ya que su espectro no es compatiblecon las predicciones de los códigos comúnmenteusados para fotoionización (CLOUDY) y choques(MAPPINGS). Tras el análisis realizado, seconcluye que el núcleo debe estarpredominantemente fotoionizado, aunquedebe existir un enorme gradiente de densidad(disminuyendo un factor cincuenta desde elcentro hasta un segundo de arco de él) queexplicaría el fallo de los modelos para reproducirlas intensidades observadas en las líneasaurorales de [OIII] y [NII]. Las doscondensaciones, por otro lado, deben estar

Imagen del telescopio NOT de K4-47 en filtros queaíslan la emisión en [OIII] (verde) y [NII] (rojo).

A. Mampaso y R Corradi, en un trabajo lideradopor L. Magrini (Univ. de Florencia, Italia),estudiaron las abundancias químicas de oncenebulosas planetarias de la galaxia M33, usandotanto el método tradicional de cálculo deabundancias (que emplea los llamados«factores de corrección por ionización») comoel modelado con el código de fotoionizaciónCLOUDY. Las abundancias promedio en helioy nitrógeno de las planetarias resultan serligeramente superiores a las de las regiones HIIde la misma galaxia, mientras que las de loselementos más pesados, como oxígeno, azufrey argón, son muy parecidas, lo que es entendibledentro de la teoría vigente de evolución paralas estrellas de baja masa. Más importante aúnes el hecho de que en este trabajo se demuestraque la abundancia de oxígeno en una planetariano depende de cómo de brillante sea esaplanetaria en la línea de [OIII] 500.7 nm (o sea,su luminosidad absoluta en [OIII]) lo que validael uso de la función de luminosidad para medirdistancias a objetos extragálacticos y haceposible estimar fiablemente qué metalicidadtenían esas galaxias cuando se formaron lasplanetarias (típicamente hace entre mil y cincomil millones de años) midiendo simplementelas abundancias del objeto u objetos másbrillantes.

A. Mampaso, R. Corradi, P. Leisy y K. Viironenparticiparon durante 2004 en la ColaboraciónIPHAS (INT Photometric H-α Survey) quepersigue realizar un mapa en H-α del planogaláctico (una banda de diez grados) usando eltelescopio INT del ORM. Durante 2004 seobservaron más de 5.000 campos (cada uno de

ionizadas predominantemente por choques quese originan en el gas con velocidades muysupersónicas (cerca de 300 km/s) aunque, denuevo, los modelos fallan a la hora de explicarlas intensidades de líneas clave como [NeIII]386.8 nm, [OIII] 500.7 nm y [SII] 671.7+673.1nm. La principal conclusión del trabajo es quela naturaleza es más compleja de lo quepredicen los modelos y que sería más realistaun modelo que incluyera de una maneraconsistente ambos procesos, fotoionización ychoques, en una nebulosa donde la densidad(y quizás la composición química) puedan variarfuertemente.

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34 por 34 minutos de arco) en tres bandas: H-α, R(Sloan) e I(Sloan). Se han detectadohasta el momento más de veinte millones deobjetos, muchos de los cuales tienen emisiónintensa en H-α, y se han organizado cincogrupos de trabajo para su estudio. La primeraselección de candidatos a nebulosa planetaria,realizada por el grupo, ha producido un catálogode más de mil objetos, aunque sólo en uncentenar de ellos la información existente loshace adecuados para un estudioespectroscópico posterior. El primer objetoIPHAS confirmado como nebulosa planetariaresultó ser uno de tipo cuadrupolar yobservaciones subsecuentes con el telescopioWHT indican que es un objeto extremadamenteinteresante por su gran distancia galactocéntricay abundancias químicas. Durante 2004, seconfirmaron también como planetarias otrasnebulosas de IPHAS usando espectros tomadosen colaboración con M. Rodríguez (INAOE,México) en el telescopio de 2,1 m de San PedroMártir (OAN, México) Entre ellas hay variasnebulosas bipolares y la segunda planetariaconocida más cercana al anticentro galáctico.El estudio físico-químico de estos objetos seestá realizando en la actualidad.

Imagen de la nueva nebulosa planetaria PN G126.62+1.32(denominada "Nebulosa de los Príncipes de Asturias" tras ser

dedicada a ellos por el IAC con motivo de su boda, el 22 de mayode 2004) tomada con el telescopio INT a través de filtros en H-α

(rojo) R (verde) e I (azul).

M. Santander, R. Corradi y A. Mampasocomenzaron el análisis de la expansión de dosnebulosas simbióticas, He2-104 y He2-147,usando imágenes tomadas con una separaciónde varios años por el HST. El objetivo final esdeterminar la distancia a esas nebulosas usandola técnica que se conoce como "paralaje deexpansión", que implica medir la expansiónaparente de la nebulosa (usando los datos delHST) y combinarla con las velocidades radialesy la orientación espacial de cada condensación,obtenidas de un modelo cinemáticotridimensional a partir de espectros tomadosdesde tierra. Durante 2004 se analizó el cambioen posición (que resultó ser de menos de unpíxel, o sea menor que 45 milésimas de segundode arco) de las condensaciones más brillantesen el "anillo" principal de la nebulosa He2-147

Imagen del telescopio espacial de He2-147 en Hα+[NII].

(ver figura). Asimismo, se encontró que laexpansión de He2-147 no está centrada en elsistema binario que ioniza la nebulosa, sino a0.2 segundos de arco de éste. La posible causade este descentramiento está aún en estudio.

REGIONES HII EXTRAGALÁCTICAS(P14/86)

C. Esteban.A.R. López Sánchez, J. García Rojas, L. LópezMartín y A. Herrero.

S. Cabrit (Obs. de París, Francia); L. Carigi y A.Peimbert y M. Peimbert (IA, UNAM, México); C.Dougados (Obs. de Grenoble, Francia); R. Dufour(Univ. de Rice, EEUU); J. Hibbard (NRAO, EEUU);V. Luridiana (IAA, Granada); M. Rodríguez(INAOE, México); M.T. Ruiz (Univ. de Chile); S.Simón (ING, La Palma).

Introducción

El presente Proyecto se encuadra dentro delmarco general del estudio de la interacción delas estrellas con el medio interestelar, tantodesde el punto de vista radiativo, como químicoy cinemático.

Los objetivos específicos principales son:

Detección y estudio de líneas de recombinaciónde elementos pesados en regiones HII galácticasy extragalácticas, con especial hincapié en laestimación de las fluctuaciones de temperaturaelectrónica del gas ionizado y su efecto sobrelas abundancias químicas.

Estructura e historia de la formación estelar engalaxias HII. El estudio del efecto de los vientosgalácticos y el papel de las interacciones entrey con objetos enanos.

Estudio de la cinemática del gas y de eyecciones

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colimadas en nebulosas de distintos tipos.Algunos resultados relevantes

Se ha determinado, por primera vez, el gradientede abundancias de oxígeno y carbono en eldisco galáctico a partir de líneas derecombinación en una muestra de ocho regionesHII del disco galáctico situadas entre 6,3 y 10,4kpc del centro de la galaxia. La determinaciónprecisa de los gradientes de carbono y oxígenoen la fase gaseosa es de vital importancia comoobservable para los modelos de evoluciónquímica de la galaxia. Los gradientes obtenidosson: ∆log(O/H) = -0.044 ± 0.010 dex kpc-1, ∆log(C/H) = -0.103 ± 0.018 dex kpc-1 y ∆log(C/O) = -0.058± 0.018 dex kpc-1. Este trabajo ha sido realizadoen colaboración con M. Peimbert, M. Rodríguez,A. Peimbert y M.T. Ruiz.

Gradientes de abundancia de oxígeno, carbono y C/Odel disco galáctico a partir de observaciones de

líneas de recombinación en regiones HII. Las líneasrepresentan el ajuste de los datos por mínimos

cuadrados. Se ha supuesto que el Sol se encuentra a8 kpc de distancia del centro de la galaxia.

Junto con L. Carigi y M. Peimbert se hanconstruido modelos de evolución química deldisco de la galaxia con el fin de reproducir losgradientes de oxígeno y carbono encontradospor el grupo, así como otros observables. Unode los principales resultados de este trabajo esque la fracción de carbono producido porestrellas masivas respecto al producido porestrellas de masa baja e intermedia dependefuertemente de la edad del disco galáctico asícomo de la distancia al centro de la galaxia. Enla actualidad, encontramos queaproximadamente la mitad del carbono del mediointerestelar de la vecindad solar ha sido producidopor estrellas masivas mientras que la otra mitadha sido producido por estrellas de masa baja e

intermedia. Este trabajo se publicará en abril de2005 en Astrophysical Journal.Se detectó en NGC 5253, por primera vez enuna galaxia HII, líneas de recombinación de CII (4267 Å) y O II (4639, 4642, 4649, 4651, 4662Å), estimando sus abundancias iónicas, 12+log(O++/H+) = 8.3 ± 0.3, 12+log (C++/H+) = 7.8 ± 0.3.Pese a las incertidumbres, estos datos podríanindicar unas abundancias menores que lasderivadas a partir de las líneas de excitacióncolisional, 12+log (O++/H+) = 8.07 ± 0.05.


Se ha completado prácticamente el análisis detodos los espectros profundos de alta resolución(echelle) obtenidos con el espectrógrafo UVESdel telescopio VLT Kueyen de Cerro Paranal(Chile) para nueve regiones HII brillantes deldisco galáctico (situadas a distintas distanciasdel centro de la Vía Láctea): Nebulosa de Orión(3 posiciones), M8, M16, M17, M20, S311, NGC2359, NGC 3576 y NGC 3603 y una galaxia HII(NGC 5253). Estas observaciones constituyen lamejor, más profunda y completa colección deespectros de regiones HII nunca obtenida hastala fecha. Se han identificado entre 300 y 550líneas de emisión en cada objeto y se handeterminado condiciones físicas y abundanciasquímicas en todos ellos con diferentesindicadores. Este enorme trabajo estápermitiendo obtener resultados importantes endistintos aspectos de la física y química de lasnebulosas ionizadas. Por ejemplo, ha permitidodeterminar, por primera vez, el gradiente aabundancias del carbono a partir de medidasde regiones HII en el disco de la galaxia,resultado que se comenta más ampliamente enel apartado de "algunos resultados relevantes".Este trabajo forma parte de la futura tesis de J.García y se realizó en colaboración con M.Peimbert, M. Rodríguez, A. Peimbert y M.T.Ruiz.

Se finalizó el estudio de un espectro echellemuy profundo obtenido con el telescopio VLTde la Nebulosa de Orión, que representa elespectro óptico - infrarrojo cercano más completonunca publicado sobre una región HII. Esteespectro permitió recalcular de una forma másprecisa las abundancias químicas de este objeto,referencia fundamental de la composiciónquímica del medio interestelar de la vecindadsolar. La comparación de las abundanciasobtenidas con las del Sol y otros objetosrepresentativos indican que las abundanciasde la nebulosa de Orión son sólo ligeramente

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mayores que las solares, una diferencia que sepuede explicar perfectamente como debida ala evolución química de la vecindad solarteniendo en cuenta la edad del Sol. Este trabajose realizó en colaboración con M. Peimbert, M.Rodríguez, A. Peimbert y M.T. Ruiz.Dentro de la muestra de espectros VLT deregiones HII se encuentra casi finalizado elestudio de S 311 (NGC 2463), una región HIIsituada hacia el anticentro de la galaxia y parala cual se realizaron modelos de fotoionización(con el código "Cloudy") muy detalladosteniendo en cuenta observables físicos ygeométricos de la nebulosa así como continuosionizantes construidos específicamenteteniendo en cuenta los parámetros de la estrellacentral (obtenidos a partir de su espectro) y loscódigos de atmósferas estelares FASTWIND yWMBASIC. El trabajo de modelización se harealizado en colaboración con S. Simón (ING,La Palma). Se pretende ampliar este tipo demodelización a otros objetos similares como lanebulosa Cocoon y la Trífida (M20).

A finales de 2002 se obtuvieron varios espectrosde rendija larga muy profundos de zonasespecialmente escogidas de la nebulosa deOrión con el telescopio WHT. El objetivo eradeterminar condiciones físicas, abundanciasquímicas (tanto con líneas de excitacióncolisional como de recombinación) de ciertosiones de elementos pesados y la cinemáticacon una resolución a nivel de seeing a lo largode la nebulosa y en ciertos lugares escogidos,como proplyds y objetos Herbig-Haro. El realizaresto supone extraer y analizar entre 500 y 1000espectros unidimensionales distintos.Actualmente se está finalizando elprocedimiento informático que permiteautomatizar la extracción de espectros, lamedida de flujos, la obtención de longitudesde onda y anchuras de las líneas escogidas(varias decenas por espectro individual),determinación de densidades y temperaturaselectrónicas y determinación de abundanciasiónicas de distintos elementos (He+, C++, N+, O+,O++, S+, S++, Ar++, Cl++, Fe++). De especial interésserá la comparación entre la abundancia deO++ determinada a partir de líneas de excitacióncolisional y de recombinación, que nos puededar una idea de las variaciones a pequeñaescala espacial del parámetro de fluctuacionesde temperatura electrónica en el objeto (t2) yexplorar con qué otros parámetros nebularesestá relacionado.

Se ha continuado con el análisis de datosespectroscópicos y de imagen de alta resoluciónespacial utilizando óptica adaptativa (obtenidos

con el telescopio 3.6 m CFHT de Mauna Kea,Hawai, EEUU) de chorros colimados en estrellasjóvenes T Tauri, con el fin de determinar losparámetros de la expulsión del material y de losmecanismos de su colimación. Durante 2004 seha centrado el trabajo principalmente en elanálisis de cocientes de líneas de emisión a lolargo del chorro de RW Aur. Este trabajo se harealizado en colaboración con S. Cabrit y C.Dougados.

Se finalizaron y publicaron los resultadosespectroscópicos y fotométricos (en el óptico yen el infrarrojo cercano) del estudio de dosgrupos de galaxias que muestran alta formaciónestelar y fuertes rasgos de interacción entre losobjetos que los componen: HCG 31 y Mkn 1087.La fotometría de cada sistema ha sido usadapara estimar las edades de los brotes deformación estelar y separar las distintaspoblaciones (jóvenes y viejas) presentes encada una. El análisis de la cinemática y laquímica del gas ionizado ha servido paradiferenciar la naturaleza de estos objetos:mientras que algunos posiblemente seangalaxias enanas de marea (TDGs) creadas pormaterial liberado de la galaxia central, otrosclaramente son objetos externos que haninteraccionado con ella. Estos resultados ayudana comprender la evolución de las galaxias. Enel caso de Mkn 1087 (Figura 1), tambiénencontramos que la galaxia central no poseeun núcleo activo (AGN) pero que cumple lascaracterísticas de una galaxia compacta azulluminosa (LBCG), objetos muy comunes a altocorrimiento al rojo pero no en el universo local.Este trabajo se realizó en colaboración con M.Rodríguez.

Imagen profunda de Mkn 1087 y sus alrededores en elfiltro R, obtenida con el telescopio NOT. Se indican lagalaxia principal, la galaxia compañera KPG 103a, lagalaxia enana compañera (N) y el resto de objetos

importantes (#1, #2, #3, #11, #12), candidatos a galaxiasenanas de marea. Se observan colas de material que

conectan a algunos objetos, indicando interacción entreellos. En la esquina superior derecha se señala un

cúmulo de galaxias encontrado de forma serendipitua.

En febrero-marzo, J. García realizó una visitade trabajo al Inst. de Astronomía de la UNAM yal INAOE, en México, para trabajar con M.Peimbert y A. Peimbert (IA-UNAM) y M.Rodríguez (INAOE). C. Esteban también realizóotra visita de trabajo a los citados centros deinvestigación mexicanos durante el mes dejulio.

J. García asistió al Congreso Internacional "II

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International Workshop on Science with theGTC: 1st Light Instruments and the LMT",celebrado del 16 al 18 de febrero en México.Á.R. López y J. García asistieron al CongresoInternacional "JENAM’04: The Many Scales inthe Universe", celebrado del 13 al 17 deseptiembre en Granada.

Á.R. López asistió a la escuela de verano"Synthesis Imaging Summer School", impartidoen Socorro (Nuevo México, EEUU) entre el 15 yel 22 de junio, para aprender a reducir imágenesradio y comenzar el contacto con J. Hibbard.

ESTUDIO FÍSICO DE NEBULOSASPLANETARIAS(P15/86)

A. Manchado.A. García Hernández y M. Dobrincic.

Colaborador del IAC: C. Domínguez Tagle.

E. Villaver (STScI, EEUU); P. García Lario y A.García-Hernández (VILSPA, Madrid), M.Guerrero (IAA, Granada); L. Bianchi (JHU,EEUU); L. Stanghellini (NOAO, EEUU); G.García-Segura (UNAM, México).

Introducción

En este Proyecto se estudian las últimas fasesde la evolución de las estrellas de masaintermedia M <10 Mº. En particular las fasesentre las estrellas AGB (Asymptotic Giant Branch)y Nebulosas Planetarias (NPs). Se persigue elestudio de los mecanismos de pérdida de masay como éstos afectan a la morfología ycinemática de las NPs. En concreto comoafectan los campos magnéticos, rotación estelary sistemas binarios a la pérdida de masa, y portanto en la morfología de las NPs. Asimismo, sepretende estudiar la evolución química de lasenvolturas tanto del material molecular comodel gas ionizado y su relación con los procesosde pérdida de masa.

En particular el estudio de las NPs con capasmúltiples permite investigar con mayor detallela pérdida de masa en las últimas fases de laetapa AGB. Mediante simulaciones numéricasse puede estudiar la evolución dinámica de lapérdida de masa. Por otro lado, el estudio de laquímica en las estrellas AGB permitirá segregarlos rangos de masas que dan lugar a diferentesmorfologías. El estudio de las absorciones de

tipo DIBs en estrellas post-AGB permitirá inferirla presencia de moléculas orgánicas complejas.


Se han obtenido las abundancias de litio y/oposible enriquecimiento en elementos deprocesos de tipo-s en una larga muestra (102)de estrellas AGB galácticas y ricas en oxígenoutilizando espectroscopía óptica de altaresolución (R ~ 40000-50000). El análisis hamostrado que sólo las estrellas AGB ricas enoxígeno más masivas (M>3-4.5 Mº, pero todavíavisibles en el óptico) activan el proceso de «HotBottom Burning» (indicado por unasobreabundancia de litio). Sin embargo,contrariamente a las estrellas AGB masivas yricas en oxígeno (y ricas en litio) de las Nubes deMagallanes, las estrellas AGB masivas denuestra Galaxia no están enriquecidas enelementos de procesos de tipo-s. Estadiscrepancia representa la primera evidenciaobservacional de que la evolución química enla fase AGB depende fuertemente de lametalicidad.


Se ha finalizado el análisis de abundancias delitio y elementos S en la muestra de estrellasRAG ricas en O de nuestra galaxia. Se hacaracterizado la muestra atendiendo a diversaspropiedades observacionales, como su posiciónen el diagrama color-color IRAS ([12]-[25] frentea [25]-[60]), distribución galáctica, velocidadde expansión y periodo de variabilidad. De esteestudio se han obtenido que las estrellas conmayores periodos y velocidades de expansióntienen envolturas circunestelares más gruesasy/o experimentan mayores ritmos de pérdida demasa, estando también más concentradas en elplano galáctico. El análisis químico ha mostradoque algunas estrellas son sobreabundantes enlitio y otras no. Las sobreabundancias de litioobservadas son interpretadas como unaconsecuencia de la activación del proceso de"Hot Bottom Burning" (HBB) en las estrellasRAG masivas y ricas en O de la galaxia,confirmando que sólo las estrellas RAG masivasy ricas en O experimentan HBB. Sin embargo,estas estrellas no muestran ningúnenriquecimiento de zirconio (tomado comoelemento representativo del enriquecimientoen procesos de tipo-s) indicando que sondiferentes de las estrellas RAG ricas en litio delas nubes de Magallanes. Las discrepancias

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químicas observadas entre ambas muestras deestrellas han sido explicadas como unaconsecuencia de la diferente metalicidad. Elanálisis muestra que la evolución química en laAGB depende fuertemente de la metalicidad(más de lo generalmente asumido).

Se han analizado los espectros infrarrojos enlas bandas H y K ya reducidos (junto con nuevosespectros obtenidos en Agosto de 2004) yobtenidos con NICS (TNG) para obtener elcociente 12C/13C en las estrellas RAG

observadas. Se ha encontrado que la resoluciónactual proporcionada por NICS (~2500) no essuficiente para resolver adecuadamente lasbandas moleculares de la molécula de 13CO ypoder determinar el cociente 12C/13C en estasestrellas. Se ha obtenido tiempo de observacióna mayor resolución con ISAAC en el telescopioVLT.

Se ha comenzado el análisis de una muestra denebulosas planetarias bipolares, ajustando unmodelo semi-empírico de velocidad deexpansión, con dos componentes una ecuatorialy otra polar (ver Figura). La velocidadesecuatoriales encontradas están entre 10 y 25km/s mientras que las velocidades polarespresentan valores entre 2 y 4 veces superiores. Sehan encontrado estructuras complejas querequieren de la superposición de diferentesmodelos, indicando su estructura multi-polar.

Diagrama posición-velocidaden la línea de [N II] de lanebulosa planetaria M 4-14.Se ha ajustado un modelosemi-empírico de velocidadde expansión con unacomponente ecuatorial de21 km/s y otrapolar de 92 km/s.

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MEMORIA2004 IAC

EL SOLMAGNETISMO, RADIACIÓN Y FLUIDOSEN ASTROFÍSICA(P5/96)

J. Trujillo Bueno.F. Moreno-Insertis, V. Archontis, A. AsensioRamos, R. Centeno Elliot y L. Merenda.

Colaborador del IAC: P. Fabiani Bendicho.

M. Bianda y R. Ramelli (IRSOL, Suiza); R.Casini y R. Manso Sainz (HAO, EEUU); M.Cheung (MPI for Solar System Research,Alemania); K. Galsgaard y A. Nordlund (NielsBohr Inst., Copenhague, Dinamarca); A. Hood yM. Morris (Univ. St Andrews, Escocia); E. LandiDegl’Innocenti (Univ. de Florencia, Italia); N.Shchukina (Kiev, Ucrania); M. Schüssler (MPI,Lindau, Alemania); H. Uitenbroek (NSO, EEUU).

Introducción

El presente Proyecto tiene como objetivogeneral el estudio de procesos hidrodinámicosy radiativos en sistemas astrofísicos, con especialénfasis en aquellos aspectos en que el campomagnético juega un papel relevante. Se plantearesolver las ecuaciones de la hidrodinámica yfísica del plasma, por un lado, y del transporteradiativo y física atómica por otro, para entender(a) la generación del campo magnético eninteriores estelares, con especial énfasis en elSol, su transporte hacia la superficie y su erupciónhacia la corona; (b) la generación y transferenciade radiación en plasmas astrofísicosmagnetizados, con especial interés en investigarel magnetismo solar y en el diagnóstico de camposmagnéticos en Astrofísica mediante la interpretaciónde observaciones espectropolarimétricas (c) variosfenómenos de dinámica de gases en el mediointerestelar dominados o fuertemente influidospor el campo magnético, (d) la transferencia deradiación en líneas moleculares con vistas aldesarrollo de técnicas de diagnóstico enAstrofísica Molecular. Aunquefundamentalmente teórico, este Proyecto daimportancia a la referencia observacional, llevandoa cabo observaciones espectropolarimétricas,usando datos de observación de satélites ymanteniendo estrechas colaboraciones congrupos observacionales.


Se ha desarrollado una novedosa técnica de

diagnóstico de campos magnéticos basada ensimulaciones numéricas de la polarización linealproducida por procesos de "scattering" en líneasespectrales atómicas y moleculares. Suaplicación a observacionesespectropolarimétricas de la atmósfera solar enla línea del Sr I a 460.7 nm y en multitud delíneas de C

2 ha permitido demostrar que las

regiones aparentemente no magnéticas de lafotosfera solar contienen una enorme cantidadde energía magnética, mucho mayor que laenergía necesaria para compensar las pérdidasde energía por radiación de la cromosfera ycorona solar. La novedad de esta investigaciónpublicada en la revista Nature radica en queestá basada en la interpretación física del efectoHanle tanto en líneas atómicas comomoleculares, lo que ha permitido obtenerinformación sobre cómo es el magnetismo enese 98 por ciento del volumen de la fotosferasolar que con la tecnología actual resulta serprácticamente invisible al efecto Zeeman (J.Trujillo Bueno, N. Shchukina y A. Asensio Ramos2004; Nature, 430, 326).


Magnetismo Solar y Espectropolarimetría

Se ha finalizado y publicado en AstrophysicalJournal un trabajo teórico-observacional queha permitido lograr la primera determinaciónempírica del vector campo magnético quecanaliza el plasma supersónico de las espículassolares. Éstas son verdaderos "jets dinámicos"que llegan hasta unos 9.000 km de altura sobrela superficie solar. En su fase ascendente aportanun flujo de masa 100 veces mayor que lapérdida de masa de la corona comoconsecuencia del viento solar, pues en cadainstante se ven del orden de un millón deespículas distribuidas por toda la cromosferadel Sol. La técnica desarrollada está basada enla detección e interpretación física de los efectosHanle y Zeeman en el multiplete del helioneutro a 1083.0 nm. Se ha concluido que en lasespículas del Sol «en calma» el vector campomagnético está inclinado unos 35 gradosrespecto de la dirección radial y tiene unaintensidad típica de unos 10 gauss (J. TrujilloBueno, L. Merenda y R. Centeno encolaboración con M. Collados y E. LandiDegl’Innocenti).

Se han realizado nuevas observacionesespectropolarimétricas de protuberancias,obtenidas simultáneamente en dos líneas delhelio neutro que tienen diferente sensibilidad

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al efecto Hanle (1083.0 nm y 587.6 nm). Seutilizó el polarímetro TIP en la el telescopioVTT y el polarímetro ZIMPOL en el GCT deLocarno (Suiza). El objetivo es la determinaciónde la fuerza y geometría del vector campomagnético que confina el plasma de dichasestructuras relativamente frías y densasembebidas en el plasma coronal (L. Merenda yJ. Trujillo Bueno, en colaboración con M.Bianda, M. Collados y R. Ramelli).Se ha escrito y enviado a Astrophysical JournalLetters el artículo correspondiente a unainvestigación observacional realizada con elpolarímetro infrarrojo TIP, la cual demuestra lageneración y propagación de modos magneto-acústicos en el plasma magnetizado de unamancha solar, así como la disipación de energíapor ondas de choque en las regiones externasde su atmósfera (R. Centeno y J. Trujillo Buenoen colaboración con M. Collados).

Generación y transporte de luz polarizada

Se ha desarrollado una nueva técnica para lainvestigación empírica de campos magnéticos"turbulentos" en las regiones en calma de lafotosfera solar. La idea consiste en comparar lapolarización lineal producida por procesos de"scattering" en todas las líneas espectrales deun multiplete del titanio neutro, las cualestienen diferentes sensibilidades al efecto Hanle,siendo además una de ellas totalmente inmuneal campo magnético. Esto abre la posibilidadde determinar la presencia e intensidad decampos magnéticos caóticos, los cuales sonprácticamente invisibles al efecto Zeeman, sinnecesidad de llevar a cabo costosas simulacionesnuméricas (R. Manso Sainz y J. Trujillo Bueno encolaboración con E. Landi Degl’Innocenti).

Magnetohidrodinámica y física de plasmas

Se ha comenzado el estudio del proceso deemergencia de flujo magnético a nivelfotosférico, con vistas a entender la geometríay propiedades físicas del plasma magnetizadocuando alcanza las capas superiores de la zonade convección procedentes de la región dondese genera el campo magnético solar(probablemente la interfase conocida comotacoclina que rodea al núcleo radiativo). Se haavanzado en la comprensión del papelfundamental del retorcimiento (twist) de laslíneas de campo en la fase de erupción del flujoen la fotosfera. Este estudio enlaza, por tanto,con los resultados obtenidos a mediados de los90 (T. Emonet y F. Moreno-Insertis) respecto de

la capacidad de un tubo de flujo de ascenderen función de su nivel de retorcimiento delíneas de campo. La investigación presenteestá todavía en fase de realización. Puedepermitir obtener conclusiones respecto delmecanismo dínamo a partir de las observacionesde emergencia de flujo en la fotosfera. Losexperimentos se realizan en el Linux cluster delIAC y en el supercluster de la Universidad de StAndrews. (F. Moreno-Insertis con V. Archontis yA. Hood).

La teoría dinamo astrofísica persigue explicarel crecimiento espontáneo de la energíamagnética mediante el movimiento del plasmaturbulento. Por medio de simulaciones MHDtridimensionales se ha demostrado que latopología del campo de velocidades tanto enel caso laminar como en el turbulento es tal queestira las líneas de campo magnético en losvacíos que surgen entre las estructuras de campomagnético concentrado intermitentes. Laconvergencia general del flujo de materia haciaesas estructuras les añade más y más flujo. Seconjetura que este mecanismo es genérico enlas dínamos astrofísicas. Se ha encontradotambién el primer ejemplo de una dínamoAlfvénica; esta dínamo tiene solucionesestacionarias (V. Archontis, A. Nordlund).

Astrofisica Molecular

Se ha avanzado significativamente en unainvestigación sobre el efecto Zeeman en líneasmoleculares, lo que ha requerido profundizaren la teoría cuántica del efecto Paschen-Backmolecular, y desarrollar un código numérico detransporte radiativo que permite la síntesis deperfiles de polarización circular y lineal enatmósferas estelares. Adicionalmente se hanrealizado varias predicciones teóricas,confirmándolas mediante observacionesespectropolarimétricas en regiones fuertementemagnetizadas del plasma solar (A. AsensioRamos y J. Trujillo Bueno).

Se ha investigado el origen físico de lasenigmáticas señales de polarización observadaspreviamente con el polarímetro TIP en el plasmafrío y fuertemente magnetizado de una manchasolar. Se ha demostrado, mediante el cálculo delos patrones Zeeman y la síntesis del espectropolarizado emergente, que tales perfiles de Stokesanómalos son debidos a líneas infrarrojas de CN,las cuales resultan estar en el régimen Paschen-Back para campos del orden de kG (A. AsensioRamos y J. Trujillo Bueno).

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ESPECTROPOLARIMETRÍA SOLAR(P2/99)

M. Collados.C. Campos, R. Centeno, M.T. Eibe, V. MartínezPillet, M.J. Martínez, E. Khomenko, S. Mathew,L. Merenda, I. Rodríguez Hidalgo y B. RuizCobo.

Colaborador del IAC: A. Sainz.

H. Balthasar (AIP, Alemania); L.R. Bellot Rubio,J.C. del Toro Iniesta (IAA, Granada); Ch. Beck yR. Schlichenmaier (KIS, Alemania); T. Berger(Lockheed-Martin, EEUU); L. van-Driel (Obs.Paris-Meudon, Francia); B.W. Lites y H. SocasNavarro (HAO, EEUU); S. Solanki (MPA,Alemania).Introducción

La finalidad de este Proyecto es estudiar distintasmanifestaciones del campo magnético que sepueden observar en la atmósfera solar. Éstasincluyen estructuras tan diversas como lasmanchas solares, los campos débiles presentesfuera de la red fotosférica o estructurascromosféricas y coronales como los filamentosy las protuberancias. Así, se han ido abordandogradualmente los siguientes temas deinvestigación:

Aparición, evolución y desaparición del campomagnético en fáculas y red fotosférica.

Variaciones temporales del campo magnético,a escalas de tiempo desde varios segundoshasta varios minutos, en elementos magnéticosde pequeña escala espacial y manchas solares.

Influencia del campo magnético en laspropiedades de los fenómenos convectivosgranulares y en la estratificación de los diversosparámetros atmosféricos.

Señales magnéticas débiles (campos débilesfuera de la red fotosférica, polarizaciónproducida por fenómenos de dispersión,depolarización por efecto Hanle).

Estructura del campo magnético de las manchassolares.

Estructura del campo magnético en las capasatmosféricas altas (cromosfera y corona).

La finalidad última de estos estudios es avanzaren el conocimiento de los siguientes aspectos:

Estabilidad de las estructuras magnéticas.

Mecanismos de transmisión de energía enestructuras magnéticas y su relación con elcalentamiento de las capas medio-altasfotosféricas y de la cromosfera.

Interacción entre los movimientos convectivossolares y el campo magnético.

Propiedades de las señales de polarizacióndébiles.


IMaX (Imaging Magnetograph eXperiment,magnetógrafo para Sunrise): en diciembre de2004, se superó PDR (Preliminary DesignReview). El panel de revisores que juzgó elProyecto hizo una valoración muy positiva.

TIP II: A finales de 2004 se hicieron la primeraspruebas en el telescopio VTT del OT, conresultados satisfactorios.

Espectrógrafo para GREGOR: los espejosprincipales del espectrógrafo (colimador ycámara) llegaron al IAC a finales de año.


Durante 2004 se han llevado a cabo lossiguientes trabajos de investigación:

Estructura magnética y térmica de puntosumbrales de manchas solares

El análisis espectropolarimétrico de altaresolución espacial realizado ha reveladodiferencias existentes entre los puntos umbralesy el resto de la umbra. Así, en comparación consus alrededores, los puntos umbrales muestranligeros movimientos ascendentes (~100 m/s) ,mayores temperaturas (~103K) y camposmagnéticos más débiles (~500 G) y más inclinados(~10º). Parte de estas diferencias pueden seradscritas a variaciones horizontales de laopacidad, causante de que se observen capaslocalizadas a alturas diversas, pero no todas sonexplicables con esta hipótesis. Los resultados,no obstante, no permiten diferenciar si a nivelessubfotosféricos las manchas solares tienen unaestructura monolítica o fragmentada. (Encolaboración con H. Socas Navarro, M. Sobotkay M. Vázquez).

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Estructura fina de la penumbra de manchassolares

Se ha estudiado, mediante un proceso deinversión, la configuración magnética ydinámica de la penumbra de manchas solarespara ver su consistencia con un modelo de doscomponentes. Los perfilesespectropolarimétricos de las líneas espectralesobservadas han sido reproducidos con granfidelidad con este modelo, incluyendo aquelloscasos en los que tienen formas anómalas. Losresultados son compatibles con la idea de quela penumbra está compuesta por tubos de flujocasi horizontales rodeados por un campomagnético de fondo más vertical. Estos tubosde flujo tienen un campo magnético menosintenso que sus alrededores y canalizan lamayor parte del flujo de materia (flujo Evershed).A partir del centro de la penumbra y en suspartes más externas, los tubos parecen retornara la superficie solar. En toda la penumbra, hayun alineamiento perfecto entre los vectorescampo magnético y velocidad. (En colaboracióncon L.R. Bellot Rubio y H. Balthasar).Campos magnéticos en regiones en calma

Se han analizado datos de ASP ("AdvancedStokes Polarimeter") en regiones solares encalma para estudiar el campo magnético enregiones donde no se produce señal evidentepor encima del ruido. Para conseguir detectarestas señales se ha procedido al promediadoespacial de los datos en regiones sin campodetectado a una señal a ruido de 2.000. Estepromediado da lugar a unos perfiles, con señalesa ruido de 50.000, que sí muestran la presenciade campos magnéticos (con flujos de 1.5 Mx/cm2). En el estudio se separaron zonas granularese intergranulares. En ambas regiones seencontraron señales magnéticas compatiblescon campos de 500 G o menores. Esta intensidaddel campo magnético implica que estos camposno modifican la convección granular observadaen la mayoría de la atmósfera solar y que sonpermanentemente reciclados (o generados) porestos movimientos. Las asimetrías de los perfilespromediados es distinta en los gránulos eintergránulos y es compatible con los gradientesesperados en estas regiones de las celdasconvectivas. (En colaboración con H. SocasNavarro y B. Lites).

Detección de señales de polarizacióngeneradas por moléculas de FeH en manchassolares

Se han detectado señales de polarización en

líneas espectrales de la banda E4Π- A4Π de lamolécula de FeH en 1.6 µm, de gran interés porsu posible aplicación a estrellas enanas de tipotardío.

Estudio de las señales espectropolarimétricasvisibles e infrarrojas generadas a partir demodelos realistas de magnetoconvección

La síntesis de los perfiles espectrales de laslíneas 630.1 µm, 630.2 µm, 1.5648 µm y 1.5652µm a partir de modelos realistas demagnetoconvección con estructura bipolar (conuna intensidad de campo promedio entre 30 Gy 140 G) revela, una vez se les degrada a laresolución típica de las observaciones, que losperfiles sintéticos tienen características muyparecidas a los observados en regiones solaresen calma (en particular, en lo que se refiere asus asimetrías y a la distribución espacial ytamaños de las zonas con una misma polaridad).De especial relevancia es el hecho que laslíneas visibles e infrarrojas dan resultadossimilares si son simuladas bajo unas mismascondiciones atmosféricas, indicando que sonsensibles a las mismas estructuras presentes enel elemento de resolución. Por el contrario, silas condiciones de observación son diferentesen los dos rangos espectrales, las señales depolarización pueden mostrar propiedadesdiferentes.

Creación de un código numérico para estudiarla propagación de ondas magnetoacústicas enestructuras magnéticas solares

Se ha creado un código basado en ladiscretización de la ecuaciones de lamagnetohidrodinámica, en un régimen linealy usando un esquema de integración de cuartoorden en el espacio y en el tiempo. Las primeraspruebas con modelos isotermos en los que sepropagan ondas simples o paquetes de ondashan sido satisfactorios.

SISMOLOGÍA SOLAR Y ESTELAR YBÚSQUEDA DE EXOPLANETAS(P8/00)

T. Roca Cortés.P.L. Pallé Manzano, A. Jiménez Mancebo, C.Régulo Rodríguez, F. Pérez Hernández, J.A.Belmonte Avilés, S. Jiménez Reyes, H. Deeg,R. Alonso Sobrino, H. Vázquez Ramió, R.M.Domínguez Quintero y R. Oreiro Rey.

Colaboradores del IAC: A. Eff-Darwich Peña,

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J. Patrón Recio, L. Fox Machado, F. EspinosaLara, J.M. Almenara Villa y M.A. Pío.

E. Fossat (Univ. de Niza, Francia); B. Gelly(THEMIS); G. Grec y T. Corbard (Obs. Coted’Azur, Francia); D.O. Gough (Univ. deCambridge, Reino Unido); Y. Chou (Univ. TsingHua, Taiwán); F. Hill, J. Leibacher, J. Harvey eI. González Hernández (NSO, EEUU); R.K. Ulricoy L. Bertello (Univ. de California, EEUU); S.Korzennik (Harvard-Smithsonian Center forAstrophysics, EEUU); R. García Bustinduy y S.Turck-Chieze (DSM/DAPNIA, Saclay, Francia);G.R. Isaak, Y. Elsworth y B. Chaplin (Univ. deBirmingham, Reino Unido); C. Frolich y C.Wehrli (PMOD/WRC, Suiza); O. Creevey, T.Brown y S. Tomczyk (HAO, EEUU); A. Gabriel,P. Boumier, F. Baudin y T. Appourchaux (Inst.d’Astrophysique Spatiale, Francia);L. Doyle(SETI, EEUU); C. Moutou y M. Deleuil(Lab.d’Astronomie Marsella, Francia); K. Horney D. Bramich (Univ. St. Andrews, Reino Unido).

Introducción

Los objetivos genéricos de este Proyecto son: 1)el estudio de la estructura y dinámica del interiorsolar, 2) la extensión de dicho estudio al casode otras estrellas, y 3) la búsqueda de planetasextrasolares por métodos fotométricos,principalmente mediante tránsitos por delantede sus estrellas principales.

Para el primer objetivo se utiliza la única técnicaque actualmente permite su estudio: laHeliosismología. Mediante la detección yestudio del espectro de modos globales depulsación del Sol es posible inferir de modopreciso, información acerca de su estructura ydinámicas interna, es decir la determinación delos perfiles de las variables físicas másimportantes, desde su centro hasta su superficie.El presente Proyecto cubre las distintas facetasnecesarias para alcanzar el objetivo antesmencionado: el instrumental en el que ya se hatrabajado intensamente en el pasado y aún sesigue haciendo, el observacional (se realizanobservaciones ininterrumpidas a lo largo delaño desde varias redes mundiales de estacionesheliosismológicas además del acceso a losdatos de los experimentos GOLF y VIRGO abordo de la sonda espacial SOHO), las diversastécnicas de reducción, análisis e interpretaciónde los datos y, finalmente, el desarrollo teóricode técnicas de inversión de datos y elaboraciónde modelos de estructura y evolución del Sol.Los resultados ya obtenidos muestran que se

puede conocer el Sol con una precisión delorden de un 1 por mil y ha contribuido de formaeficaz a la resolución del ya viejo problema delos neutrinos solares.

Por otro lado, no es de extrañar que se pretendaobtener un conocimiento similar de otrasestrellas que se englobaría en la disciplinaconocida como Astrosismología o SismologíaEstelar. No obstante, la obtención del espectrode modos propios de oscilación en estrellasdistintas al Sol es muy difícil y depende del tipode estrellas que se estudien. Obtenerinformación sobre la estructura interna,evolución y dinámica de estrellas en la SPrequiere de técnicas instrumentales y estrategiasde observación que actualmente aún seencuentran en el límite cercano a poder serefectivas. El Proyecto pues constituye un duroaprendizaje en todos los aspectos, tanto elteórico (modelización estelar) como elinstrumental y/o observacional (redes robóticasde observación, futuros telescopios espaciales,etc.).

La modalidad de utilizar tránsitos planetariospara descubrir la existencia de planetasalrededor de otras estrellas, consiste en ladetección fotométrica de disminuciones de brillo(y también cambios de color) de una estrellacuando uno de sus planetas está pasando pordelante de la misma, es decir, entre ella y elobservador. Actualmente esta metodología esla única al alcance de la tecnología para permitirla detección de planetas con tamaños similaresal de la Tierra, no sólo por su sensibilidad sinotambién por su potencial de realizar estudiosrelativamente detallados de los planetasdescubiertos. Esta tecnología es similar a laque también se utiliza para la Helio yAstrosismología con lo que se puede entendercomo una extensión lógica de lo aprendido enla experiencia con los anteriores objetivos. Porotro lado, es importante desarrollar algoritmospara la detección inequívoca de planetas ydistinguirlos de lo que son falsas alarmas.


Se ha descubierto el primer exoplaneta, medianteel método de tránsitos, alrededor de una estrellabrillante: TrES-1. Ya es, después de HD 209458b, el segundo exoplaneta mejor conocido, entérminos de precisión en la medida de la masa ydel radio (ver figura).

Se ha descubierto la segunda estrella tipo sdBpulsante conocida hasta la fecha que muestra

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oscilaciones de períodos cortos y largossimultáneamente (probablemente modos p yg).

Se han Interpretado correctamente lasanomalías observadas, en la variación a lolargo del ciclo de actividad solar, de lasfrecuencias propias de los modos acústicos deoscilación solar, en observaciones del Sol comouna estrella.

Se ha conseguido la mejor determinación de lavelocidad de rotación solar en el interior de lazona radiativa, a partir de inversiones de datosheliosísmicos procedentes de diversosinstrumentos. Se concluye que el núcleo solar(0.15< r/R

º < 0.3) gira algo más lentamente que

el resto del interior radiativo, contradiciendo losmodelos teóricos existentes (ver figura).

Se organizó la XV Winter School of Astrophysicssobre "Planetas extrasolares", a la que asistieronmás de 60 estudiantes de 20 países. Las clasesfueron impartidas por ocho profesores-investigadores de gran prestigio tratándosetemas tan importantes como la formación yevolución de sistemas planetarios, técnicas dedetección, bio-marcadores o zonas dehabitabilidad. También se discutióampliamente sobre las futuras misionesespaciales (Corot, Kepler, Darwin-TPF, etc.) ylas posibilidades de cada una de ellas.


Utilizando los datos de VIRGO y GOLF enSOHO se ha detectado, por primera vez enintensidad con luz integrada solar, lospseudomodos y se ha estudiado su evolucióncon el ciclo de actividad no encontrándose,dentro de la resolución disponible, ningunavariación con la actividad magnética. Sinembargo se ha detectado una dependencia desu amplitud con la longitud de onda deobservación, de forma que se observanamplitudes mayores a longitudes de onda másaltas; además, en intensidad, siempre seobservan con mejor S/R que en velocidad. Estadependencia con la longitud de onda seinterpreta como una dependencia con la alturaen la atmósfera solar. Estos estudios se hancompletado con el cálculo del desfase y lasasimetrías de las rayas espectrales acústicasque arrojan como resultado que la cantidad deruido (continuo acústico) correlacionado conlas rayas que representan a los modos acústicosdisminuye con la altura en la atmósfera comocabría esperar.

Continuando con los esfuerzos por determinarel efecto que la evolución del ciclo solar tienesobre los diferentes observables heliosísmicos(frecuencias, amplitudes y anchuras de los

Perfiles de la velocidad de rotación solar a diferentescolatitudes, resultado de la inversión de datos

combinados de los experimentos MDI y GOLF (enSOHO) y GONG. Las líneas continuas, a puntos, atrazos, puntos-trazos, triple puntos- trazos y trazos

largos corresponden a la velocidad de rotación para co-latitudes de 90, 77, 63, 49, 34 y 20 grados

respectivamente. Se señalan las zonas externa e internade la zona radiativa en las que se obtienen resultados

nuevos más precisos.

Se ha trabajado en la detección de modosgravitatorios, tanto en la zona de frecuenciasintermedias como en la zona asintótica delespectro acústico solar, con resultados pocoesperanzadores. Con niveles de ruido por debajode 1 mm/s a frecuencias del orden de 100 mHz,existen algunos rasgos que podrían sugerir sudetección pero aún se está lejos de poder serconvincente. Por otro lado, se continúan lostrabajos en el seno de los grupos internacionalesFLAG y PHOEBUS de análisis conjunto dedatos heliosísmicos procedentes de diferentesinstrumentos, e incluso de series simuladas, conel fin de poder llegar al mejor análisis de estasobservaciones.

A lo largo del presente año se ha consolidadoel proyecto "GOLF-NG" en lo que respecta alconsorcio (DAPNIA-Saclay, IAC, Univ. deBurdeos y Obs. Cote d’Azur), los objetivos delmismo (elaboración de un prototipo delinstrumento en su versión "tierra" a fin decomprobar la adecuación de las nuevas técnicasy metodología en la detección de señales demodos propios solares de baja amplitud yfrecuencia, con el fin último de proponerlocomo instrumento espacial en próximasmisiones) y su financiación (consolidada la delCNES (Francia) y la del PNAyA 2004). Se hacompletado el diseño conceptual delinstrumento; se están verificando en laboratorioalguno de los subsistemas y se espera la fase A/V para finales del presente año. El prototipo enel Laboratorio Solar del OT podría estar a puntoen la primavera de 2006.

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En cuanto a la Astrosismología, del estudio desubenanas calientes (tipo sdB) ha resultado ladetección de pulsaciones de período largo juntocon las oscilaciones rápidas ya conocidas enuna sdB. Este hallazgo supone el segundoobjeto de su clase encontrado que muestradichas propiedades oscilatorias. También haresultado el descubrimiento de una nueva sdBpulsante en la campaña de búsqueda de nuevosobjetos oscilantes llevada a cabo en eltelescopio NOT. En cuanto a la parte teórica, seha comenzado el estudio de los resultados delanálisis no adiabático de los modelosestructurales de sdB de que se dispone.

Se ha trabajado en el diseño de un códigoapropiado para la inversión de los posiblesdatos astrosísmicos, a conseguir con COROT enestrellas de tipo solar, con resultadospreliminares poco alentadores en cuanto a sufiabilidad y robustez. Además, se ha propuestode un método para la identificación de lasfrecuencias de los modos acústicos en estrellasde tipo solar, con la vista puesta en los futurosdatos proporcionados por COROT.

fenómenos variables en el tiempo. El prototipoesta empezando a tomar datos en el OT y quedapor delante la caracterización de su sistemafotométrico, calibración y estudio de viabilidad.

Se ha continuado con las campañas deobservación de la colaboración internacionalSTEPHI en estrellas tipo δScu. En concreto seha desarrollado una en uno de los campos deobservación del satélite COROT. Los datos seencuentran actualmente en proceso dereducción. Además se ha progresado con eltrabajo de confección de mapas de densidadesestelares de potenciales campos de observaciónpara el satélite COROT que están siendo devital importancia en la selección de los camposde observación definitivos de COROT en vuelo.Se espera que durante este año se pueda yafinalizar este objetivo.

A lo largo del año se ha implementado unnuevo método de reducción de los datosfotométricos tanto para el proyecto STAREcomo para el resto de la red TrES (Trans-Atlantic and Exoplanet Survey), basado ennuevas técnicas de substracción de imágenes,

La puesta a punto y la caracterización deltelescopio TELAST (TelescopioAstrosismológico) ha involucrado la calibraciónde su sistema fotométrico a la vez que laobservación de un SBE (Sistema BinarioEclipsante) hyVir. Además, se ha observado elcúmulo abierto NGC 7039 con el fin de obtenersus parámetros astrosísmicos que permitanestudios diferenciales de las zonas deconvección en estrellas de diferente tipoespectral.

Por otro lado, se ha puesto en marcha unaversión prototipo reducida del experimento PASSque consiste en un rastreo del cielo visible enbúsqueda de tránsitos planetarios y otros

que ha permitido disminuir el nivel de ruido enlas series temporales, dejándolo en la mitadaproximadamente. Esto ha requerido reanalizarlos datos archivados de STARE obteniendo,como consecuencia, la detección de nuevoscandidatos a tránsitos de exoplanetas. Despuésde usar diferentes algoritmos para descartarfalsas alarmas y varias observaciones en otrostelescopios (incluidos WHT y KECK), se halogrado la detección de TrES-1 como un nuevoplaneta extrasolar. Se ha creado una páginaWeb de acceso restringido que resume el estadode las observaciones de seguimiento de cadauno de los candidatos identificados por la redTrES (a día de hoy, más de 40 falsas alarmashan sido identificadas, y unas dos docenas decandidatos siguen a la espera de nuevasobservaciones de seguimiento). Concretamente,se utilizó la óptica adaptativa en el telescopioWHT (NAOMI/INGRID) para tratar de detectarposibles sistemas estelares triples entre los

Curva de luz original del tránsito del planeta TrES-1 por delante de su estrella observado por STARE y corroborado posteriormente pormedio de observaciones en el telescopio IAC-80 en dos filtro diferentes.

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La colaboración entre los telescopios de TrESse ha visto reforzada con el descubrimiento deTrES-1, y se ha optimizado el método de trabajo,evitando observar un mismo campo estelar másde lo necesario (el límite actual es observar eltiempo que haga falta para detectar el 80% delos planetas con periodos de 5 días, al menos 3veces). Esto requiere varios centenares de horasde observación, típicamente entre 400 y 800.La red este año ha observado campos en lasconstelaciones de Andrómeda (765 horas), elCisne (609 horas) y Casiopea (628 horas).Actualmente se está observando un campo enPerseo (más de 500 horas por el momento). Sehan implementado técnicas de reconocimientode falsas alarmas basadas en la forma de lostránsitos y en la modulación de la curva de luzfuera de los tránsitos (que ha de ser nula en elcaso de exoplanetas).

En junio, se observó el tránsito de Venus desdeel telescopio solar VTT, como comprobaciónde la utilidad de los tránsitos para detectarcomponentes en las atmósferas de los planetas(o exoplanetas). Con los datos procesándoseaún se puede adelantar que parece habersedescubierto, y sería por vez primera con estemétodo, las trazas del CO

2 de la atmósfera de

Venus.

La extensa base de datos fotométricos de lacolaboración TrES (STARE es uno de losinstrumentos) permite la realización de otrosproyectos y búsquedas interesantes. Porejemplo, se han encontrado, en un solo campoobservado, unas 31 estrellas tipo δScuti nuevasque ha sido objeto de un trabajo de investigaciónde DEA. Además en esta misma búsqueda seha descubierto un sistema binario de tipo M, elcuarto conocido hasta la fecha. Se estácolaborando con investigadores de la Univ. deAustin (Texas, EEUU) y a través de observacionesen el HET han podido obtenerse la curva develocidad radial del sistema. Por otro lado, sehan estudiado las estrellas con erroresfotométricos más pequeños para tratar de

obtener información sobre la convección enestrellas en secuencia principal; este trabajoprosigue.

A lo largo de 2004, los instrumentos ubicados yoperados en el Laboratorio Solar por el grupo,de naturaleza ligeramente distinta, pero todosrelacionados directamente con la investigaciónque se realiza en este Proyecto, merecen uncomentario diferenciado:

Mark-I: Se concluyó en el mes de noviembre unasegunda mejora en este instrumento que incideno sólo en su grado de automatización y controlremoto sino también en sus prestaciones. Enconcreto, se sustituyó la medida fotométrica quese realizaba con un fotomultiplicador, por undetector de estado sólido (fotodiodo), se instalaronhasta diez puntos de control de temperaturas yvoltajes en el instrumento y su entorno y,finalmente, se instaló la nueva unidad detransferencia de datos. El tiempo empleado enestas mejoras ha contribuido a que el porcentajede tiempo de observación perdido por fallosinstrumentales, pasase este año a un 3% cuandolos valores típicos se mantienen por debajo del0.3%.

GONG: Funcionando normal ycontinuadamente a lo largo del año. Se iniciael desarrollo de los protocolos para proporcionaren tiempo real los datos necesarios para,conjuntamente con las otras cinco estacionesde la red, llevar a cabo las predicciones sobre laactividad solar que se genera en la cara novisible del Sol y poder predecirla cuandoaparezca en el lado visible y pueda influenciaral entorno terrestre.

ECHO: Importantes problemas técnicos a lolargo del año y que han precisado de lainstalación de nuevos subsistemas (mecanismosrotación de elementos polarizadores,electrónica de control, etc.), han limitado lasobservaciones útiles. Siguen las operaciones

Porcentaje de horas de Sol en que las condiciones atmosféricas fueron adecuadas para la observación,relativo a la duración del día -24 horas. Este parámetro se denomina "Duty Cycle".

Se muestra, para cada mes, el valor alcanzado en 2004 (línea roja) y en forma de histogramalos valores promedios para los 21 años precedentes (1983-2003).

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coordinadas con el instrumento en Haleakala(Hawai, EEUU).

STARE: Operación alterada por el sistemaeléctrico de alimentación, que ha precisado deimportantes reformas y la interrupción de lasobservaciones durante algunas semanas. Elprograma establecido (campos de observación)se ha desarrollado todo, si bien con algunainterrupción.PASS: Instalación y operación rutinaria (desdeseptiembre) de la cámara prototipo para lacualificación de su rendimiento.

TELAST: Concluyeron gran parte de las reformasacometidas (montura y cúpula) y se realizaroncampañas especificas de observación y decalibración fotométrica. Con el importanteproblema de una montura poco fiable (enproceso de cambio), está listo para iniciar losprogramas de observación sistemática y enmodo remoto.

TON+: Se concluyó la instalación de esta versiónmejorada del antiguo fotómetro solar y cuyosnuevos objetivos son la medida de cambiosseculares en el albedo de la Tierra (debidos alcambio climático) y el estudio astrosismológicode la estructura y evolución estelar. La operaciónrutinaria del mismo, totalmente robótica yremota, se iniciará antes de la primavera de2005.

TS-III: La plena operación de este fotómetrosolar va a requerir de un sistema específico deguiado del celostato que permita una rápida yeficiente toma de "flat-field" en distintasposiciones del disco. Pendiente de desarrollarel concepto instrumental.Dado el alto grado de estabilidad delinstrumento Mark-I, su operación continuadaen el OT desde 1978, su fiabilidad y lainformación que proporciona, éste suele usarsehabitualmente como indicador de lascondiciones atmosféricas para la observaciónsolar (diurna) en el Observatorio. El gráfico (verfigura), basado en este instrumento, muestra loque sería un indicador de las condiciones diurnasen 2004 en comparación con el promedio delas obtenidas en años anteriores.

El esfuerzo que requiere la operacióncontinuada a lo largo del año en el LaboratorioSolar, se ha llevado a cabo aunando lascontribuciones de los operadores del OT (44%de días de observación), becarios decolaboración financiados por el Proyecto (35%),el propio personal investigador (14%) y unbecario de verano del programa del IAC (7%).Este modelo se plantea problemático para elaño en curso ya que al reducirse –o inclusoeliminarse- la prestación de los operadores delOT, habrá que buscar recursos alternativos si sequiere seguir con el mismo modo de operacióncontinuada e ininterrumpida a lo largo de todoslos días del año.MAGNETOMETRÍA SOLAR(3I1502)

J. Sánchez Almeida.

Colaboradores del IAC: J. A. Bonet, I. Márquezy I. Domínguez Cerdeña.

F. Kneer (Univ. de, Gottingen, Alemania); H.Socas Navarro y B. Lites (HAO, EEUU); R. Muller(Obs. Midi-Pyrenees, Francia); V. Domingo y I.Cabello (Univ. de Valencia); F. Berrili y B.Viticchiè (Univ. Tor Vergata, Roma, Italia).

Introducción

La mayor parte de la superficie solar es enapariencia no magnética. Sin embargo contieneun campo magnético cuya energía y flujopodrían ser mucho mayores que los de todas lasdemás estructuras magnéticas juntas (manchas,plages, etc.). El magnetismo solar que se haestudiado hasta la fecha podría representarsólo la "punta del iceberg". Las propiedadesmagnéticas de este "Sol en calma" están aunpor determinar, debido a los problemas técnicosque presenta. El Proyecto ataca el problemadesde varios frentes, usando todas lasherramientas disponibles: verificando lafiabilidad de las técnicas de diagnóstico autilizar, confrontando predicciones teóricassobre la generación del magnetismo del "Solen calma" con observaciones, y midiendodirectamente sus propiedades físicas y lasvariaciones de éstas a lo largo del ciclo solar.


Alrededor del 1% de la superficie del Sol nomagnético está cubierta por puntos brillantes(ver figura). Trazan campos magnéticos muyintensos que han pasado desapercibidos peroque probablemente contienen casi toda laenergía magnética de la superficie solar.

Puntos brillantes en el Sol no magnético.

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Muchas líneas del campo magnético de unamancha salen y regresan al interior solar dentrode la penumbra. Transportan plasma haciaarriba y hacia abajo como se requiere si laestructura de una penumbra es debida aconvección. La figura (ver figura) muestra lavelocidad vertical.

Los movimientos propios en las penumbrastienden a acumular el plasma de los filamentosbrillantes sobre los filamentos oscuros. Estedescubrimiento indica la naturaleza convectivade la estructura penumbral (ver figura).

Velocidad del plasma penumbral cuando regresaal interior solar. El contorno blanco marca

el límite de la mancha solar.

Penumbra deuna mancha solar (a).Los puntos amarillosen (b) indican dondese acumula el plasma quesigue de forma pasiva losmovimientos propiosobservados.


En colaboración con J.A. Bonet, I. Márquez, I.Domínguez Cerdeña y R. Muller, se observó el"Sol en calma" en luz no polarizada usando lanueva torre sueca del ORM (SST). Esteinstrumento alcanza una resolución espacialdos veces mejor que todos los demás telescopiosempleados hasta la fecha (del orden de 90 km).Se quería determinar si en el «Sol en calma»existen pequeñas estructuras brillantes quepuedan ser asociadas con el campo magnéticointenso que se infiere por métodos espectro-polarimétricos. Existen y cubren al menos el 1%de la superficie (Sanchez Almeida et al., 2004,Astrophysical Journal, 609, L91). Estedescubrimiento prueba la presencia de camposmagnéticos intensos en el "Sol en calma" que,aunque difíciles de detectar, deben contenercasi toda la energía y el flujo magnéticos de lafotosfera solar.

En colaboración con I. Domínguez Cerdeña yF. Kneer, se ha llevado a cabo el análisisdetallado de observaciones simultáneas del"Sol en calma" en visible e IR. Del análisis se

deduce la función densidad de probabilidad(PDF) de que el campo magnético tenga unadeterminada intensidad. Esta PDF caracterizael magnetismo del "Sol en calma" (superficiecubierta por campos, flujo magnético, energíamagnética, etc.). De la integración de la PDF seconcluye que la mayor parte de la energía yflujo magnéticos están en forma de camposintensos (kG), que ocupan una fracción muypequeña de la superficie (2%). Este resultadocontradice las predicciones de los modelos delmagnetismo del "Sol en calma", que deben serrevisados. La PDF se construye combinandonuestras medidas con otras de efecto Hanle. Elprocedimiento es nuevo y esta destinado aservir de referencia a la hora de determinarPDFs.

La (des)polarización generada por efecto Hanleen la línea de Sr I 4607 Å se ha usadotradicionalmente para estimar la energía y elflujo magnéticos del "Sol en calma". Se estudióla generación de despolarización Hanle enesta línea para concluir que, en contra de laopinión general, no restringe el flujo y la energíaque el "Sol en calma" pueda contener. Lapolarización observada sólo indica que el 40%

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MEMORIA2004 IAC

de la superficie solar contiene campos menoresde 60 G.

En colaboración con F. Berrili y B. Viticchiè, seha intentado determinar la existencia demesogranulación en magnetogramas de altaresolución espacial usando técnicas de teoríade la comunicación (information entropy). Losresultados no son concluyentes por el momento.

Se finalizó el análisis y la interpretación de losespectros de polarización de una mancha solarusando modelos MISMA, que admiten laexistencia de estructura no resuelta en loselementos de resolución. Se ha encontradoque una fracción de plasma penumbraldesciende hacia el interior solar siguiendo laslíneas de campo magnético. Esto ocurre sobretoda la penumbra. El modelo penumbral quese obtiene es autoconsistente en muchosaspectos: la divergencia del campo magnéticoes nula, se generan flujos sifón capaces deexplicar el efecto Evershed, no hay transporteneto de masa, etc. (Sanchez Almeida, 2005,Astrophysical Journal, 622). Este artículo cierraun ciclo de tres trabajos destinados a probar quela polarización de todas las estructurasmagnéticas solares, por rara que sea, se puedereproducir cuantitativamente usando modelosMISMA.

Se ha desarrollado un escenario para latopología del campo magnético en la penumbraque da cuenta de la mayor parte de lasobservaciones, en particular, la existencia deflujos retorno y la presencia de filamentos oscurosde contorno brillante.

En colaboración con I. Márquez y J.A. Bonet, seestudiaron los movimientos propios en lapenumbra de una mancha solar usandoimágenes únicas por su resolución espacial.Además de los movimientos radiales conocidos,se encontró una componente azimutal nueva.Ésta se encarga de amontonar el plasma de losfilamentos brillantes sobre filamentos oscuros.Es un movimiento similar al observado en lagranulación y, por tanto, sugiere la naturalezaconvectiva de la estructura penumbral. Losfilamentos oscuros actuarían como sumideros,que es el papel jugado por los intergránulos enla granulación no magnética (Márquez et al. enpreparación para Astrophysical Journal).

RELACIÓN SOL-TIERRA(3I1003)

M. Vázquez.

J.A. Bonet.

J. Vaquero (Univ. de Extremadura); J.J. Curto(Obs. del Ebro); A. Hanselmeier (Univ. de Graz,Austria); E. Palle Bago y P. Montañés Rodríguez(Big Bear Obs., EEUU); F. de Ory (Inst. Nacionalde Meteorología, Tenerife); R. Casas (Obs. deSabadell); J. Albert López Bustins (Univ. deBarcelona).Introducción

Iniciar una línea de investigación sobrerelaciones Sol-Tierra.

Redacción de libros y artículos revista a nivelacadémico y semi-popular sobre diferentestemas que implican la consideración de laTierra como un objeto astronómico, estudiandosu relación con su vecindad más próxima y suposible consideración como una nueva piedrade Rosetta para la caracterización de los futurosexoplanetas de tipo terrestre.


Práctica conclusión de la monografía sobre"Ultraviolet Radiation in the Solar System".


M. Vázquez en colaboración con J. Vaquero yJ.J. Curto han iniciado el estudio de losparámetros físicos que posibilitaron la apariciónde dos auroras en latitudes bajas. La primeraobservada por J. Viera y Clavijo desde LaLaguna el 18 de enero de 1770, y la segundadesde Ciudad de México el 14 de noviembre de1789. Se ha determinado la latitudgeomagnética de ambos lugares en la épocade la observación y el nivel de actividad solar.

M. Vázquez y J. López Bustins han iniciado unestudio de las precipitaciones en el área delMediterráneo y su relación con la fase de laOscilación del Atlántico Norte y el nivel de laactividad solar.

M. Vázquez y A. Hanslmeier han concluido laredacción del libro "Ultraviolet radiation in theSolar System" que Springer publicará en 2005.Esta obra, de 400 páginas, tiene tres partesprincipales: el estudio de las características dela principal fuente de radiación UV en elSistema Solar: el Sol; sus efectos sobre lasdiferentes atmósferas planetar ias, conespecial consideración sobre la vida terrestrey finalmente las principales fuentes externasde radiación UV que pueden afectar al SistemaSolar.

J.A. Bonet, P.L. Pallé y M. Vázquez han

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EL SISTEMA SOLAR

FÍSICA DE LA MATERIAINTERPLANETARIA(P4/00)

J. Licandro.A. Oscoz, M. Serra Ricart y J. de León Cruz.

Colaborador del IAC: N. Pinilla Alonso.

A. García (ING, La Palma); L. Lara, F. Morenoy J.L. Ortiz Moreno (IAA, Granada); L. Bellot-Rubio (Kiepenheuer Inst. Alemania); H. Campins(Univ. de Arizona, EEUU); J. Fernández y G.Tancredi (Univ. de la República, Uruguay); H.Rickman (Obs. de Uppsala, Suecia); L. Jorda yP. Gutiérrez (Lab. d’Astrophysique de Marsella,Francia); E. Dotto y M. Di Martino (Obs. deTorino, Italia); G.P. Tozzi (Obs. de Arcetri,Italia); R. Gil-Hutton (Obs. Félix Aguilar,Argentina); D. Lázaro y R. Duffard (Obs. Nacionalde Rio, Brasil).

Introducción

El caso científico

Este Proyecto estudia las propiedades físicas deuna serie de poblaciones de cuerpos menoresdel Sistema Solar (objetos trans-neptunianos,Centauros, cometas y asteroides cercanos a laTierra) de los meteoroides y de susinterrelaciones. La información que se obtengade estos objetos es crucial para comprender elorigen y evolución de nuestro sistema planetario.

Los objetos trans-neptunianos (TNOs), Centaurosy cometas, son tres poblaciones diferentes peroestrechamente relacionadas de planetesimalesremanentes de las primeras épocas del SistemaSolar, formados en la región del discoprotoplanetario donde se encuentran losplanetas gigantes y hasta unas 50 UA del Sol.Los TNOs se han formado en una región planamás allá de Neptuno, conocida como cinturóntransneptuniano o de Edgeworth-Kuiper, y apartir del descubrimiento del primero de ellosen 1992 se han transformado en uno de losobjetos de mayor interés entre los estudiososdel Sistema Solar. Sus principales componentesson el hielo (principalmente de agua y otrosvolátiles como CO y CO2) y el polvo (silicatos ymateriales orgánicos). La baja densidad deTNOs, que impidió el rápido proceso de acrecióny que dio lugar a los planetas gigantes, y lasbajas temperaturas en el cinturón

transneptuniano, son la causa de que losmateriales que lo forman permanezcan en suestado original, y son por tanto, una valiosafuente de información sobre la composición ycondiciones reinantes en esta región de lanebulosa pre-solar. Debido a perturbacionesgravitacionales y a colisiones mutuas, algunosTNOs se difunden hacia órbitas que están en laregión de los planetas gigantes transformándoseen Centauros. Finalmente, algunos Centauros,debido a perturbaciones planetarias(principalmente causadas por Júpiter) pasan aórbitas de período corto, con afelios próximos ala órbita de Júpiter y se transforman en cometasde la familia de Júpiter (FJ). Por otra parte, loscometas de largo período (LP) y los tipo Halleyprovienen de una región esférica en la periferiadel Sistema Solar conocida como Nube deOort. La Nube de Oort se formó con losplanetesimales que no llegaron a acretar en laregión de los planetas gigantes, los que por laacción gravitatoria de éstos fueron difundidosen órbitas aleatorias hasta los confines delSistema Solar, dando lugar a la distribuciónesférica actualmente observable. Los objetosen esta Nube sufren perturbacionesgravitacionales debido al campo gravitatoriode la galaxia, al paso del Sol a través de nubesmoleculares o por el paso cercano de estrellas.Estas perturbaciones hacen que algunos objetossean enviados nuevamente hacia la regióninterna del Sistema Solar pasando, en algunoscasos, por las cercanías del Sol en órbitas muyexcéntricas (cometas LP). Las perturbacionesplanetarias sobre los LP provocan que algunosqueden capturados en órbitas de menor períodocomo el cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) ocomo los cometas tipo Halley. Como se puedeapreciar, todos estos objetos: TNOs, Centaurosy cometas, tienen un origen común en la zonaexterna del disco protoplanetario y su estudiorevela importante información sobre el estadode la materia en esta región y sobre los procesosque han tenido lugar desde los orígenes delSistema Solar. De hecho, la única diferenciareseñable entre ellos es que a los cometas se lesreconoce porque desarrollan coma y cola, perose debe únicamente al hecho de que éstos seaproximan lo suficientemente al Sol como paraque las temperaturas que alcanzan permitan lasublimación de los volátiles presentes en susuperficie. Sólo para el caso de un par deCentauros (2060 Chiron es el más estudiado) seha detectado sin duda alguna, actividadcometaria.

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MEMORIA2004 IAC

Otros cuerpos de interés son los objetos cercanosa la Tierra (NEOs) que constituyen una poblaciónde cuerpos menores (asteroides y cometas) cuyasórbitas les permiten aproximarseperiódicamente e incluso interceptar la órbitade nuestro planeta. Se trata de una poblaciónde objetos que no se han formado en las órbitasque ocupan actualmente, sino que provienenfundamentalmente del Cinturón Principal deasteroides, y en menor medida, de la poblaciónde cometas FJ. Las colisiones mutuas que seproducen en el Cinturón Principal provoca laformación de cuerpos más pequeños cuyasórbitas se ven perturbadas respecto del cuerpopadre y en algunos casos se transforman enNEOs. Por otra parte, el desgaste físico de loscometas FJ, tras pasar varias veces por lascercanías del Sol, provoca que al formarseextensos mantos de polvo en sus superficies,algunos núcleos cometarios se desactiven y elcometa presente únicamente un aspectoasteroidal. Se sospecha que una población deentre 5-10% de los NEOs son cometasdesactivados, pero este porcentaje está aúnlejos de estar bien determinado. El estudio delos NEOs tiene una relevancia significativadesde el punto de vista astrofísico en la medidade que nos permiten comprender losmecanismos de transferencia de objetos a estapoblación y de cómo está compuesta. Tambiénporque son, junto con los cometas, losprecursores de la enorme mayoría de losmeteoritos y meteoros, y principalmente, porqueson objetivos de diversas misiones espaciales.En efecto, dada la cercanía con nuestro planeta,diversas misiones espaciales se han dirigido yse dirigirán en el futuro cercano (ej. NEAR oDeep Space 1) hacia el estudio detallado deNEOs y cometas. Pero estas misiones puedenacceder a un número muy limitado de objetos,por ello para tener una comprensión global delos NEOs es imprescindible el estudio de unnúmero significativo de miembros de lapoblación desde Tierra. Asimismo, cabedestacar que los NEOs no sólo presentan uninterés meramente astrofísico, sino que, dadoque pueden colisionar con la Tierra (de hechomuchos de ellos lo han hecho en la historiareciente de nuestro planeta) presentan un interésdesde el punto de vista de la seguridad y eldesarrollo de nuestra civilización. Actualmenteno se puede entender el origen y evolución dela vida terrestre sin considerar el papel que hantenido las colisiones con NEOs. El ejemplo másimportante es el del asteroide quesupuestamente provocó la desaparición de losdinosaurios. El reciente desarrollo de diversosprogramas de búsqueda y seguimiento de NEOspotencialmente peligrosos y el reconocimientode la importancia de su estudio por el ConcejoEuropeo en su resolución de enero de 1996 afavor del desarrollo de programas

internacionales para la búsqueda ycaracterización física de los NEOs, son muestrasinequívocas de la importancia que le da lacomunidad internacional al estudio de estosobjetos.

Los meteoroides son partículas de polvo emitidaspor los cometas en su acercamiento al Sol queal entrar en la atmósfera terrestre se quemandando lugar a los meteoros. El estudio de laactividad meteórica produce importanteinformación sobre las partículas de polvo queemiten los cometas (composición, estructurainterna) y sobre su interacción con la atmósferaterrestre. Desde un punto de vista más práctico,los meteoroides son potencialmente peligrosospara los satélites espaciales en órbita terrestre,por lo que el estudio de las lluvias meteóricas(cantidad y densidad de partículas, épocas deaparición) es importante para determinarestrategias de protección.

Experiencia

El grupo tiene amplia experiencia en diversasáreas del estudio de los objetos menores delSistema Solar, lo que incluye trabajos sobre:

- Propiedades rotacionales de cometas yasteroides.- Distribución de tamaños de los núcleoscometarios.- Propiedades superficiales de TNOs, Centaurosy núcleos de cometas.- Propiedades del polvo y gas en comascometarias.- Mapeo y modelización de actividad meteóricay detección de impactos de meteoroides en laLuna.

Estos trabajos implican una amplia experienciaen la aplicación de diferentes técnicasobservacionales (imagen y espectroscopía enel visible e infrarrojo cercano), en el uso degrandes instalaciones telescópicas (incluído elVLT) y en la interpretación mediante modelosteóricos de los resultados. Por otra parte, estegrupo ha diseñado y construido en el IAC elsistema automático de detección de meteorosTIMES (Tenerife Imaging Meteor System)instalado en el Observatorio del Teide.

Ha sido especialmente destacable laparticipación de varios miembros del grupo enrecientes congresos como: "Asteroids, Comets,Meteors 2002" (Berlín, julio 2002) donde sepresentaron ocho trabajos en donde alguno delos miembros fue autor principal o co-autor(incluyendo dos presentaciones orales), los "DPSMeetings" 2003 y 2004 (Monterey, México enjulio de 2003 y Kentucky, EEUU, en septiembrede 2004) donde se presentaron cinco trabajos,

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dos de ellos contribuciones orales y el "COSPAR2004" (cinco presentaciones, tres de ellas orales).

Se ha trabajado en una serie de programasespecíficos:

Propiedades físicas de los núcleos cometarios

Este trabajo consiste principalmente en ladeterminación del tamaño de un númerosignificativo de núcleos de cometas de la FJpara estudiar su distribución, de ladeterminación de las propiedades rotacionalesde algunos núcleos cometarios, principalmentede cometas de la FJ y del estudio de posiblesvariaciones de éstas (en particular del períodode rotación). La determinación del tamaño delos núcleos se realiza haciendo fotometría CCDde los objetos a grandes distancias heliocéntricasdonde presumiblemente no tienen actividadcometaria, asumiendo un valor para el albedose estima el radio efectivo. El estudio de ladistribución de magnitudes se realiza en base aobservaciones del grupo y a las publicadas enla literatura y proporciona valiosa informaciónsobre los procesos que han dado lugar a losobjetos observados actualmente (acreciónprimordial, procesos colisionales posteriores,etc.), permitiendo realizar una estimación de lapoblación de objetos. En la tesis de J. Licandrose presentaron varios resultados, incluyendouna primera determinación de la distribuciónde tamaños. Actualmente se están ampliandolos resultados con observaciones realizadas yconcedidas (aún no realizadas) en diversostelescopios (incluyendo VLT, TNG, NTT). Estascampañas han sido diseñadas especialmentepara obtener datos de los objetos donde ladistribución anterior mostraba más carenciasobservacionales (núcleos pequeños y cometascon orbitas más alejadas del Sol). La recientepublicación de numerosos resultadosobservacionales de otros grupos estápermitiendo ampliar y mejorar notoriamentelos resultados anteriormente publicados. Elestudio de las propiedades rotacionalesproporciona valiosa información sobre laestructura interna del núcleo (distribución demomentos de inercia, densidad y calidad delmaterial). En particular, los núcleos cometariosestán sometidos a diversos torques tanto demarea por aproximaciones a los planetas, comoel producido por su actividad cometaria (la queda lugar a chorros de gas y polvo que sale dezonas activas del núcleo). Estos torques puedenproducir variaciones en las propiedadesrotacionales del núcleo, cuyo estudio (utilizandolos modelos presentados en la tesis de P.Gutiérrez) permitirá obtener informacióndetallada de su estructura interna. En la tesis deJ. Licandro se plantea el problema de la rotaciónde los cometas y se estudian los métodos

observacionales que permiten su estudio.

Propiedades superficiales de TNOs, Centaurosy núcleos cometarios

El estudio de las propiedades superficiales(composición mineralógica) es de granimportancia para determinar la composiciónoriginal y posibles diferencias en las distintasregiones donde se han originado, y tambiénpara estudiar los diversos procesos que afectany modifican la superficie de los objetos heladosdel Sistema Solar y relacionarlos con lascondiciones de irradiación y densidad de objetosen el cinturón transneptuniano. El mismo serealiza básicamente por medio de la fotometríamultibanda o la espectroscopía visible einfrarrojo. En los últimos dos años el grupo estállevando a cabo un programa espectroscópicocon exitosos resultados en el infrarrojo cercanoutilizando principalmente el telescopio TNG,al que se ha complementado con espectroscopíaen el visible en los telescopio TNG e ING. Laespectroscopía en el infrarrojo esparticularmente importante porque permitedetectar hielos superficiales como el hielo deagua y el metanol, que producen profundasbandas de absorción en las bandas H y K. Esteprograma hace uso de las propiedades únicasdel espectrógrafo infrarrojo del telescopio TNG,NICS, que dada su baja resolución y altaeficiencia permite obtener espectros de objetosdébiles con S/N similares a los obtenidos con eltelescopio KECK en tiempos de exposicióncomparables. En este periodo se han obtenidolos primeros espectros infrarrojos de un núcleocometario (28P/ Neujmin 1 y 124P/ Mrkos),espectros de varios TNOs y Centauros, e inclusopara el caso de dos Centauros se han estudiadoen detalle posibles variaciones espaciales desus propiedades superficiales. Este estudio debecontinuarse para obtener resultados sobre unnúmero significativo de objetos que permitatrabajar con modelos de formación de mantosde radiación y efectos colisionales como el deGil-Hutton. Asimismo, sirven para relacionar laspropiedades de las distintas poblaciones consus diversas evoluciones físicas y dinámicas. Amodo de ejemplo, los cometas FJ presentan unmanto superficial formado por el polvo que noha podido ser eyectado por los gases durantelos períodos de actividad, mientras que losTNOs y Centauros presentan un mantosuperficial de materiales altamente procesadospor la radiación de alta energía (radiación UVdel Sol, rayos cósmicos) que les habombardeado desde sus orígenes ya que, salvopara casos aislados de algunos Centauros, nose puede esperar ningún tipo de actividadcometaria. El grupo está interesadoespecialmente en obtener espectros y fotometríasimultánea visible e infrarroja de núcleos de

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cometas inactivos, dado que la informaciónque existe actualmente al respecto es muyescasa. Los cometas suelen estar activos ycuando no lo están es porque se encuentranmuy alejados del Sol, y por tanto, se ven muydébiles. Este trabajo será la base de la tesisdoctoral de N. Pinilla Alonso, quien utilizandomodelos teóricos de dispersión de la luzsuperficial, realizará un estudio mineralógicode la superficie de estas poblaciones.

Propiedades superficiales y rotacionales delos NEOs y asteroides en órbitas cometarias

El estudio de las propiedades rotacionales delos NEOs y de asteroides en órbitas cometarias,que comenzó en 2002, incluye la determinaciónde colores simultáneos en visible e infrarrojocercano utilizando los telescopios IAC-80 yTCS simultáneamente para determinar la curvade luz rotacional y los colores, y con ellodeterminar el tipo espectral de un gruposignificativo de objetos y su período de rotación.Igualmente se está utilizando el telescopioOGS para obtener curvas de luz rotacionales.Este estudio ha sido restringido en los últimosmeses a la población de asteroides en órbitascometarias con especial énfasis en los NEOs enórbitas cometarias de modo de obtener unabase de datos de estos objetos que permitacomparar su distribución de tipos espectrales yperíodos de rotación con poblacionesrelacionadas (cometas, asteroides Troyanos eHildas, NEOs no cometarios) y así determinar sunaturaleza (asteroide o cometa). El estudio delas propiedades rotacionales de los miembrosde la población y su relación con la distribuciónde tamaños, también proporcionará importanteinformación sobre su evolución colisional. Elestudio de las propiedades superficiales serealiza en base a los colores superficialesmedidos con los telescopios IAC-80 y TCS yprincipalmente con observacionesespectroscópicas en el visible e infrarrojoutilizando los telescopios NOT y TNG, pararealizar una determinación más precisa del tipoy propiedades mineralógicas de un grupo másrestringido de objetos particularmenteinteresantes, de manera similar a lo que sehace con los TNOs. Este trabajo será la base dela tesis doctoral de J. de León y el objetivo esestudiar, en base a la información espectralobtenida, la diferente contribución de lasdistintas partes del Cinturón Principal deasteroides y cometas FJ a la población deNEOs, y los mecanismos que transportanconstantemente objetos a esta región desde losorígenes mismos del Sistema Solar. Durante

2004 el estudio espectroscópico se amplió parael caso de algunos objetos, en particular, a laregión entre 3 y 5 micras utilizando el telescopioIRTF (Hawai, EEUU). Esta región, a pesar de lasdificultades observacionales que conlleva,permitirá hacer un estudio mineralógico másdetallado ya que en ella los orgánicos complejosy los silicatos hidratados presentan profundasbandas de absorción.

Propiedades del polvo y el gas en las comascometarias

En este programa se pretende obtener laspropiedades del gas y el polvo en las comascometarias por medio de imágenes CCD confiltros de banda ancha y filtros estrechosespecialmente diseñados para éste trabajo, através de imágenes en el infrarrojo cercano y dela espectroscopía CCD e infrarroja de la coma.Se estudia el continuo que es proveniente de ladispersión de la luz solar por el polvo, y lasbandas de emisión de las moléculas cometarias(CN, C2, C3). Se estudian abundancias,mecanismos de formación y desaparición deestas moléculas, tasas de producción de polvoy sus características como el color y tamaño.Todo ello proporciona importante informaciónsobre la composición de los cometas y losprocesos físico-químicos que tienen lugar en lacoma cometaria. Se está utilizando la ampliabase de datos observacionales conseguidosprincipalmente con los telescopios IAC-80 yTCS (entre 1996-2000 durante la tesis de J.Licandro), en el infrarrojo con el telescopio TNGy nuevas observaciones que se han realizado conlos filtros interferenciales en el telescopio JKT en2002-2003, así como las realizadas en el Obs.de La Silla, Chile (imagen y espectros visible einfrarrojo). Se aplican modelos de polvo y deproducción y vida de especies moleculares comoel de Haser o el de Festou, en colaboraciónprincipalmente con L. Lara y F. Moreno y G.P.Tozzi.


Se determinó que la superficie del asteroide1951 Lick está compuesta básicamente deolivina pura a partir de observacionesespectroscópicas en el visible e infrarrojorealizadas desde el ORM. La olivina es unmaterial que se encuentra típicamente en elmanto de los objeto que han sufrido un procesode diferenciación gravitatoria. Dado que losasteroides que se observan actualmente son elresultado de un proceso colisional que ha idoerosionando y destruyendo objetos de mayor

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HISTORIA DE LAASTRONOMÍA

tamaño y diferenciados (ej. el asteroide Ceres)es de esperar que existan muchos asteroidescon una composición superficial como la deLick, pero paradójicamente no hay muchos. Enparticular, este es uno de los primeros asteroidesinusuales descubierto (Lick no pertenece alCinturón Principal, sino que su órbita cruza lade Marte y es prácticamente un asteroide deltipo NEO) que presenta esta composición. Elestudio de éstos es crucial para comprender losprocesos de formación y evolución de losasteroides.

En el campo de estudio de los asteroides enórbitas cometarias se presentaron evidenciasen el COSPAR Meeting de que existen dospoblaciones bien diferenciadas. Mientras quelos asteroides en órbitas cometarias que seacercan a la Tierra están conformados por unafracción importante de objetos que presentanuna abundante cantidad de silicatossuperficiales (asteroides tipo S y Q), los asteroidesen órbitas cometarias que se mantienen alejadospresentan un espectro similar al de los núcleoscometarios (espectros tipos C,D,P). Esto es unclaro indicador de un origen diferente, lo cualaporta importantes restricciones a los modelosdinámicos y físicos que pretenden explicar laexistencia de asteroides en órbitas típicamentecometarias.

En el COSPAR Meeting y en el DPS Meeting sepresentaron los modelos superficiales de losTNOs Quaoar y 2002 TX300 obtenidos a partirde los espectros tomados en 2003 y que hanpermitido obtener información mineralógicabásica de los mismos. Se demostró que ambostienen una composición superficial conabundante hielo de agua, pero que mientrasQuaoar presenta una fracción significativa demateriales orgánicos complejos, TX300 no. Laexistencia de superficies tan diferentes se explicaa partir de la teoría de evolución colisional delos TNOs y demuestran la importancia que estemecanismo tiene en la transformación de losmateriales superficiales.Evolución del Proyecto

Durante 2004 el grupo ha publicado 3 artículos,10 más enviados y 2 en estado avanzado depreparación.

Se ha participado en tres congresosinternacionales donde se presentaron 14trabajos. J. Licandro participó en el «EuropeanSouthern Observatory micro Workshop on:Comet9P/Tempel 1 / DEEP IMPACT» en febrero, dondese planificaron las observaciones que serealizarán en seguimiento de esta misiónutilizando los telescopios de la ESO y del ENO.Como resultado de esta colaboración sepresentaron sendas propuestas y teniendoasegurado tiempo de observación en lostelescopios de ESO (Chile) y del ORM, estando

ARQUEOASTRONOMÍA(P7/93)

J.A. Belmonte.C. Esteban y C. González.

Colaboradores del IAC: A. Aparicio y R.Génova.

L. Costa Ferrer (La Laguna); E. Edwards (Univ. deChile); M. Hoskin (Churchill College, Reino Unido);S. Moret y J. Pérez Ballester (Univ. de Valencia);M.A. Perera (Unidad de Patrimonio, Cabildo deLanzarote); A. Poveda Navarro (Univ. de Alicante);M.T. Ruiz González (Cabildo del Hierro); R.Schlueter (UNED, Las Palmas de Gran Canaria);M. Shaltout (Univ. Minufiya, Egipto); A. Tejera(Univ. de La Laguna); M. Zedda (Soc. ArcheofilaSarda, Cerdeña, Italia).

Introducción

Este Proyecto tiene como objetivo fundamentaldeterminar la importancia de la Astronomíacomo parte integrante de la cultura y de lacivilización desde el Paleolítico a nuestros días.El interés del grupo se centra en especial en lospueblos del antiguo ámbito Mediterráneo desdeel Atlántico al Oriente Medio, con unadedicación especial a España y a su entornogeográfico inmediato. Sin embargo, tambiénse tienen ramificaciones en el área del Pacíficoy en Mesoamérica.


En febrero de 2004 se llevo a cabo la primeracampaña de trabajo de campoarqueoastronómico en Egipto. En ella semidieron más de un centenar de templos de lacivilización faraónica en el Alto Egipto y laBaja Nubia. Adicionalmente, también seobtuvieron datos de varias decenas de tumbasde diversos periodos. Los resultados del análisisde esta primera campaña, y a la espera decompletar la muestra en años futuros, se puedencatalogar de excepcionales.

Por un lado, se ha conseguido demostrar, conuna muestra de edificios estadísticamentesignificativa, que la mayoría de los templos delvalle del Nilo, a su paso por el sur del Egiptoactual, están orientados perpendicularmenteal curso del río, es decir topográficamente. Sinembargo, eso no significa que no se hayan

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encontrado orientaciones astronómicasigualmente significativas.

En particular, tal como se puede ver en lafigura, donde se muestra el histograma dedeclinación de los templos, el máximo de ladistribución corresponde a la declinación delSol en el solsticio de invierno. Este pico seasocia a una familia de templos orientados a lasalida del Sol en esa fecha tan señalada y, enparticular, a una serie de templos en la regiónde Tebas donde el curso del Nilo es tal que ladirección perpendicular a éste equivale a lalínea solsticial correspondiente, permitiendoalineamientos dobles al fenómeno astronómicoy al Nilo. Esto supone un hito para el estudio delas relaciones entre Arqueología, Astronomía ypaisaje.

Finalmente, también se ha de comentar elhecho de que, en reconocimiento al trabajorealizado, se invitó al IP de este Proyecto aimpartir la conferencia de clausura, abierta alpúblico, del congreso conjunto de la JENAM yla SEA, celebrado en Granada en el mes deseptiembre.Evolución del Proyecto

Con motivo de una visita privada a la isla dePascua en julio de 2003, se tuvo la suerte decolaborar con el antropólogo chileno E.Edwards, radicado en dicha isla desde hacevarias décadas y uno de los mejores conocedores

Histograma de declinación de 108 templos del Alto Egipto y la Baja Nubia. La figurailustra como la observación del cielo debió jugar un papel en la orientación de los

templos. Hay dos picos significativos a declinaciones de -24° (el más alto) y -39¼°.El más significativo se explica con facilidad por la declinación de Sol en el solsticio

de invierno (c. -24° en 2000 a.C.). (M. Salthout y J.A. Belmonte, Journal for theHistory of Astronomy).

de la cultura y la arqueología de la culturapascuence o rapanui. Por ello, durante la visita,se acabó realizando prospeccionesarqueoastronómicas y trabajo de campo endiversos lugares de la Isla. Durante el año 2004se ha trabajado con los datos obtenidospermitiendo establecer un cambio deparadigma sobre la comprensión del cielo y laforma de entender y medir el tiempo de estaespectacular cultura, desde un punto de vistacentrado en el Sol, como se había consideradohasta ahora, a una visión centrada en laobservación de las estrellas y, en particular, dedos asterismos: Matariki (Las Pléyades) y elTautoru (El Cinturón de Orión). Los resultadoshan sido publicados recientemente en la revistaJournal for the History of Astronomy.

Los resultados también se presentaron en laconferencia anual de la SEAC, celebrada enKecskemet (Hungría) en la última semana deagosto. Asimismo, el IP del Proyecto participóen la AGM de la Sociedad dado su actual papelcomo Secretario de ésta.

En el ámbito de la Península Ibérica, durante elaño 2004 se llevó a cabo el estudio de variosyacimientos pertenecientes a la Cultura Ibéricaen la Comunidad Valenciana, encontrándoseresultados muy interesantes en el santuarioibérico urbano del Tossal de Sant Miquel deLlíria (Valencia), resultados que confirman la

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importancia del equinoccio (o una fecha muycercana a éste) en la religión ibérica. Se obtuvouna espectacular secuencia de la salida del Solde los equinoccios en el santuario ibérico de ElAmarejo que confirma los estudios anterioressobre el yacimiento. También se realizó trabajode campo en el importante santuario ibérico deCancho Roano (Zalamea de la Serena,Badajoz).

Se ha realizado el análisis completo de dosyacimientos arqueológicos prehispánicostinerfeños con posible relación con losequinoccios cuyos resultados preliminares yase presentaron en la memoria del trabajo deinvestigación del Diploma de EstudiosAvanzados (DEA) de M. Delgado en 2003. Esteestudio se ha plasmado en un artículo que sepublicará en 2005.

Durante este año se ha continuado el estudiode las orientaciones de los sepulcros de corredorneolíticos del área del norte de Holanda (PaísesBajos) y Baja Sajonia (Alemania) pertenecientesa la cultura TRB. Por razones personales huboque cancelar la campaña prevista para terminarde tomar los datos de las orientaciones de losdólmenes, pero se ha continuado el estudio delos datos tomados anteriormente y de susrelaciones con otras zonas de la misma cultura.Este trabajo se realiza en colaboración con L.Costa.

En este sentido, se ha comenzado a elaborarmodelos de las distribuciones de los azimut devarios grupos de monumentos megalíticos dediversas zonas del ámbito de este fenómeno. Elobjetivo es intentar encontrar posiblesdistribuciones de eventos celestes que puedanservir como modelo para explicar los rangos deorientación de estos monumentos en áreasconcretas y épocas definidas.

En esta misma línea de trabajo, se ha continuadocon la toma de datos sobre la orientación de lostemplos y las necrópolis fenicio-púnicas de laisla de Ibiza. Se midió en la necrópolis del Puigdes Molins, así como en diversos santuarios dela Isla (Es Culleiram, S’Era des Matarets, SaCaleta, etc.). Este estudio complementa a losrealizados en la Península Ibérica, Cerdeñay el norte de África. Este trabajo se lleva acabo en colaboración con J. Fernández y B.Costa del Museo Arqueológico de Ibiza.

También se ha llevado a cabo un pequeño

estudio sobre el "Disco de Nebra". Este objetoarqueológico ha atraído gran atención de losmedios de comunicación. Según parece estedisco de la Edad del Bronce del centro deAlemania podría ser una representación delcielo. Se ha querido ver en él un objeto deobservación y predicción astronómica. En elestudio realizado quedó claro que su uso clarono pudo ser tal. El resultado de este estudio sepublicó en la revista Investigación y Ciencia.

A raíz de este trabajo, se realizó un estudiosobre la reforma del calendario romano deJulio César (elaborando un artículo con losresultados del mismo) y se ha descubierto queel término al que las fuentes clásicas denominan"equinoccio" puede de hecho esconder diversosmatices y significados. Este estudio pretendeser un trabajo preliminar que puede dar lugaren un futuro a nuevas líneas de investigaciónen este campo.

Durante una breve visita en el mes de febrero ala isla de Lanzarote, se visitaron variosemplazamientos arqueológicos en compañíade la responsable del Servicio de Patrimoniode dicha isla, M.A. Perera, y del Prof. A. Tejera.Estos muestran componentes totalmentenovedosos para la arqueología canaria comograndes canales a los que están asociadosestaciones de grados rupestres y de cazoletas ycanalillos. Se realizó un estudioarqueoastronómico preliminar en espera deestudiar con más detalle estos yacimientosdurante futuras campañas.

Finalmente, y después de varios intentos, se hapuesto por fin en marcha un Proyecto a medioplazo (4 años) para el estudioarqueoastronómico de los monumentos de lacivilización faraónica en Egipto, encolaboración con el astrónomo egipcio Prof. M.Shaltout y su compatriota el epigrafista Prof. M.Fakry, ambos de la Universidad Minufija. Enfebrero de 2004 se realizó la primera campañaarqueoastronómica en el Alto Egipto y la BajaNubia.

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MEMORIA2004 IAC

ÓPTICA ATMOSFÉRICAY ALTA RESOLUCIÓN

ESPACIAL

CARACTERIZACIÓN DE LOSOBSERVATORIOS DE CANARIAS(1I2301)

C. Muñoz-Tuñón.A.M. Varela Pérez, B. García Lorenzo, A.García de Gurtubai, P. Bonet Márquez y C.Expósito.

Colaboradores del IAC: J.J. Fuensalida, M.Collados y L.F. Rodríguez.

Colaboradores externos: J. Vernin (Univ. deNiza, Francia), N. O´Mahony (ING, La Palma).

Introducción

Actividades conjuntas y coordinadas, reforzadaspor la complementariedad y difusión deresultados, se están desarrollando para laprofundización en la caracterización de losObservatorios y sacar de ella el máximoprovecho. Desde 2004 estos objetivos segestionan y coordinan a partir de una red decooperación internacional (Coordination andIntegration of ENO facilities) dentro de OpticalInfrared Co-ordination Network for Astronomy(OPTICON), en particular actividades deinvestigación y nuevas técnicas innovadorasrelacionadas con el site testing para telescopiosgigantes o Extremely Large Telescopes (ELT)se conducen desde un proyecto denominadoJoint Research Activity : Site Characterisationof the Canarian Observatories.

El objetivo es coordinar esfuerzos individualesque se llevan a cabo para tener una visión máscompleta y consistente de la calidad del cielodel más importante observatorio astronómicode Europa. Aunque con diferente grado deimplicación, todos los socios de esta actividadcoordinada se benefician de esta completacaracterización de sitio estableciendo ypromocionando acciones conjuntas y teniendoacceso a los resultados que se ponen en común.Esta caracterización de sitio es esencial tantopara los telescopios operativos en la actualidadcomo para la instalación de otros nuevos.

La cuantificación y estadística de la turbulenciaatmosférica es crucial y el valor del seeing esuno de los parámetros fundamentales a tener

en cuenta para determinar la clasificación deun lugar para la observación astronómica.También es importante conocer la anchura y laaltura de las capas atmosféricas responsablesde la turbulencia. El perfil vertical de turbulenciaCN2 es el parámetro necesario para implementartécnicas para compensar los efectos en ladegradación de la imagen. Se está en muybuena posición para implementar técnicasestándar conjuntas para medir la turbulenciaatmosférica durante la noche; parte del equipoparticipa en propuestas que han sido pioneras enel diseño y desarrollo de técnicas e instrumentos.

Para observaciones diurnas sin embargo, seestá en un estado temprano. Por lo tanto laaproximación propuesta en ambos casos esdiferente. Durante la noche se pretende instalarequipos automáticos y tomar medidassistemáticas para elaborar bases de datossignificativas estadísticamente. Durante el díala intención es beneficiarnos bajo estacooperación del esfuerzo realizado por el gruporesponsable de la campaña de selección desitio para el futuro Advanced Technology SolarTelescope (ATST, un telescopio solar de 4 m).Instrumentos/técnicas propuestas para lacampaña están siendo implementadas/probadas dentro de esta red.

Básicamente esta red pretende hacer disponiblela información entre todos los participantes yposibilitar medidas coordinadas de losparámetros tales como el perfil vertical de vientoy la turbulencia. Se pretende asegurar lacontinuidad de los datos almacenados y sudifusión, ambas importantes si se tiene en cuentaque se trata de parámetros atmosféricos queson sólo de uso científico dentro del contexto debases de datos estadísticas largas.

La lista de paquetes de trabajos y tareas sedescriben en http://www.otri.iac.es/files/na2/na2-9GsB0.PDF. Los documentos correspondientesal primer Informe Anual 2004 del NetworkingActivity (NA2) dentro del Proyecto OPTICONestán enlazados en http://www.otri.iac.es/na2/(General Documents na2-annual-report.html).

Un resumen del desarrollo del Proyecto y losprincipales resultados se han presentadotambién en el Subcomité para la

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Caracterización de los Observatorios (SUCOSIP)http://www.otri.iac.es/sitesting/principal/new/pag.php

Medidas del seeing nocturno

En el 2004 se ha continuado la campaña desite testing en un lugar conocido comoDegollada del Hoyo Verde, donde se trabajadesde 2002. Este lugar ha sido preseleccionadopara la búsqueda del mejor enclave paraalbergar un futuro giga telescopio europeo (60-100 m) o ELT. Las medidas de seeing serealizan con un instrumento basado en la técnicade movimiento diferencial de imagen o DIMM.Se ha reemplazado la antigua cámara CCD deLHESA por una nueva cámara, modelo ST-237de Santa Bárbara Instruments. Un nuevo softwareen C++ y Visual Basic ha sido implementadopara fijar el nuevo hardware. Las medidasdurante este año se están utilizando a modo deprueba y verificación del nuevo sistema.

Se han explorado las limitaciones del softwarey del hardware asociados a la nueva cámara yal telescopio: seguimiento, contrapesado,efectos de ráfagas de viento, imágenesdesenfocadas, flujos tolerados, fondo de cielo ysus efectos en el cálculo del seeing. Estosresultados se implementarán en el nuevo DIMMautomático (DIMMA) actualmente enconstrucción. Los resultados están disponiblesen http://www.otri.iac.es/na2/ANNex7_NA2/D1_WP21.pdf

Datos y estadísticas del seeing disponibles en lapágina Web del Proyecto http://www.iac.es/project/sitesting/site.html (en "Statistics andData" - "Seeing Results"). Esta es la primerabase de datos dinámica de seeing ymeteorología disponible en un observatorioastronómico.

Medidas sistemáticas de parámetrosmeteorológicos

Los parámetros meteorológicos: temperaturadel aire y la humedad relativa a 2 m del suelo,velocidad, dirección y ráfagas de viento a 10 m,presión barométrica y temperatura de suelo ysubsuelo, etc., se han registrado continuamentea razón de un dato por minuto.

Ficheros de datos, gráficas y estadísticas estándisponibles en http://www.iac.es/project/sitesting/site.html (en "Statistics and Data" -"Meteo Results"). Un informe de los resultadosobtenidos en la meteorología se recogen enht tp: / /www.otr i . iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP21.pdf

DIMM automático (DIMMA)

Con el propósito de modernizar y mejorar elmonitor de seeing prototipo que está operativoen los Observatorios de Canarias desde 1992,se ha diseñado un nuevo DIMM automáticoentre el Grupo de Calidad del Cielo y la DivisiónTecnológica del IAC (DEURDIMM_027V3.DOC,Conceptual design of DIMMA, March 2, 2004.Rodríguez, L.F., Varela, A.M. & Muñon-Tuñón,C.), incluyendo nuevas ventajas tanto en laadquisición de datos como en el control decalidad de los mismos.

El DIMMA salió a concurso público el 24 de juniode 2004 (BOE núm. 154). Se presentaron 4propuestas de dos países. En julio se reunió lamesa de contratación y en septiembre de 2004 elProyecto fue asignado a la empresa INERZA,S.A. (antes ImasDé).

El DIMMA está actualmente en construcción yla entrega está prevista para el año 2006. Másinformación en http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/WP21_M1.pdf

Coordinación de medidas diurnas del seeingen el OT: medidas sistemáticas usando unDIMM solar

Durante el 2004 se ha seguido con la campañade selección de sitio para el ATST en el ORM.Los recursos existentes serán los utilizados enuna futura campaña en el OT (prevista paramarzo 2005). El grupo de trabajo científico delATST (SWG) ha organizado recientemente unareunión para revisar el informe presentado porel Grupo de Prospección de Sitio del IAC. http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP25/SWG_ATST04.pdf

Acciones conjuntas para meteorología, polvo yextinción

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MEMORIA2004 IAC

Más información en http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP23.pdf

- Definir una red con las estacionesmeteorológicas existentes para estudiar lasdiferencias entre las localizaciones.

Las acciones conjuntas para meteorología seiniciaron en el verano de 2004. La página demeteorología del Grupo de Calidad del Cielodel IAC será el enlace central y referencia paraesta red común. Para coordinar los datos detodas las estaciones meteorológicas, se haniniciado los primeros contactos para conocer elestado de las diferentes bases de datosmeteorológicas y la facilidad de serimplementadas en una base de datos común,accesibles desde la página Web.- Instalar y poner en marcha una nueva EstaciónMeteorológica Automática (AWS).

En octubre de 2004 se ha probado larecientemente adquirida EstaciónMeteorológica Automática a la empresa CasellaEspaña. Esta estación se instalará en un lugarpreseleccionado para albergar al futuro ELT(próximo a los helipuertos del ORM). En 2004se han comenzado con la tramitación desolicitud de licencia de obra que se espera estéconcedida para el verano 2005.

La nueva AWS crea directamente ficheros htmlpara hacerlos disponibles en red. Se han iniciadolos estudios para poder implementar este nuevosoftware en la estación meteorológica instaladaen la Degollada del Hoyo Verde con el fin detener en red y en tiempo real las condicionesdel tiempo en ambos sitios.

- Otros parámetros (bases de datos estadísticas):extinción atmosférica y polvo.

Medidas de la extinción atmosférica y el índicede aerosoles.

Se han compilado y comparado las medidas dela extinción atmosférica proporcionadas por untelescopio dedicado a ello en el ORM (CAMC)y el índice de aerosoles proporcionados por elNASA-TOMS. Se han publicado los resultadosen "Ground-based Telescopes" SPIEConference Proceedings (Comparison betweenatmospheric extinction coefficient and TOMSaerosol index at the Canarian Observatories,Varela, Fuensalida, Muñoz-Tuñón, Rodriguez-Espinosa & Cuevas, Vol. 5489, 245, 2004) y enel "Remote Sensing" SPIE ConferenceProceedings (Non-correlation betweenatmospheric extinction coefficient and TOMSaerosol index at the Canarian Observatories,

Varela, Fuensalida, Muñoz-Tuñón, Rodriguez-Espinosa & Cuevas, 2004) ver http://www.iac.es/project/sitesting/site.html (enlazando enBibliography) y también disponible en http://www.otri.iac.es/na2

Monitorización de la polución por polvo.

Los días 26 y 27 de octubre de 2004 se desarrollóen el ORM la primera campaña de calibracióncruzada con el contador de polvo del telescopioTNG y el contador de partículas portátil adquiridopor el IAC a Vertex-Pacific Scientific Instruments(MetOne), similar al usado en el Obs. de CerroPáranal (Chile). Los resultados están http://w w w . o t r i . i a c . e s / n a 2 / A n n e x 7 _ N A 2 /D1_WP23.pdf

Acciones conjuntas para medir los perfiles deturbulencia y de viento

Más información en http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_wp24.pdf- Medias con SCIDAR (Scintillation Detectionand Ranging) en el ORM

Se ha continuado con la campaña de unasemana al mes con SCIDAR en el ORM. Lacomparación de las medidas de seeingproporcionadas por el DIMM y SCIDAR están enmarcha.

Se dispone de nueve meses de medidas conSCIDAR en el ORM y unas cuantas noches demedidas simultáneas de los perfiles deturbulencia en el ORM y el OT. Los primerosresultados del comportamiento estadístico (sobreun período de seis meses) de los perfiles deturbulencia en el ORM se presentaron en elencuentro de SPIE sobre "Remote Sensing" (enel artículo Statistics of atmospheric parametersfor the Observatorio del Roque de losMuchachos», Fuensalida, García-Lorenzo,Castro, Chueca, Delgado, Gónzalez-Rodríguez,Högemann, Reyes, Verde, & Vernin, 2004) enhttp://www.iac.es/project/sitesting/site.html).

La comparación de los perfiles de turbulenciaen el ORM y en el OT a partir de observacionessimultáneas con SCIDAR en ambos sitios se hapresentado en la conferencia de SPIE "Ground-based Telescopes" ("Vertical structure of theturbulence in the observatories of the CanaryIslands: parameters and statistics for adaptativeoptics", Fuensalida, Chueca, Delgado, Garcia-Lorenzo, Gonzalez Rodríguez, Högemann,Mendizabal, Reyes, Verde & Vernin) y tambiénestá disponible a través de la página Web delGrupo de Calidad del Cielo, en http://w w w . i a c . e s / p r o j e c t / s i t e s t i n g / s i t e . h t m l

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(enlazando en Bibliography).

Se ha desarrollado un nuevo software paraeliminar el seeing de cúpula de los perfiles deturbulencia observados a partir de procesosmatemáticos basados en la paridad defunciones. También se ha desarrollado unnuevo software para obtener los perfilesverticales de viento en el ORM basado en elanálisis wavelet y en la calibración cruzadade una serie de patrones de centel leoderivados de las medidas del SCIDAR. Laprimera versión de este programa acaba definalizarse y se ha comenzado la comparacióncruzada de los perf i les de vientoproporcionados por este programa y porglobos.

- Comparación SCIDAR y SOLDAR (SLOpeDetection And Ranging)

Se han obtenido al menos tres noches demedidas simultáneas con SCIDAR y SLODARen el ORM. Del análisis preliminar se deducebuen acuerdo entre ambos.

- Archivos de diagnóstico climatológicoEl archivo de diagnóstico climatológico de laNOAA (http://www.cdc.noaa.gov/) ha sidoutilizado para obtener los datos de vientostroposféricos de diferentes observatoriosastronómicos del mundo y comparar sus perfilesverticales de viento (velocidad de viento adiferentes alturas y su comportamiento temporal)con especial atención a los vientos a 200 mbars.

Los resultados preliminares se presentaron enlas conferencias de SPIE en "Remote Sensing"("Climate diagnostic archives: an approach toELT site selection", Garcia-Lorezo, Fuensalida,Mendizabal, Muñoz-Tuñón & Varela) y en"Ground-based Telescopes" ("Climatologicaldatabases as a tool for the ELT site selection",García-Lorenzo, Fuensalida, Mendizabal,Muñoz-Tuñón & Varela, Vol. 5489, 130, 2004)disponibles ambas en la página Web delProyecto http://www.iac.es/project/sitesting/site.html (enlazando en Bibliography).

Un artículo basado en estos mismos aspectos hasido aceptado en MNRAS "Astronomical SiteRanking based on Tropospheric WindStatistics", García-Lorenzo, Fuensalida, Muñoz-Tuñón & Mendizábal.

Desde el mismo archivo de DiagnósticoClimatológico se ha obtenido la altitud de latropopausa en diferentes observatoriosastronómicos. Se ha derivado elcomportamiento estacional y la estadística del

espesor de la tropopausa en los diferenteslugares. Estos resultados podrían ser la clavepara explicar la similar calidad infrarroja deobservatorios astronómicos situados a diferentesaltitudes (como el ORM y Mauna Kea en Hawai,EEUU). Este trabajo se presentó en laconferencia de SPIE en "Remote Sensing" ("Therole of the tropopause layer altitude on theinfrared image quality of the astronomical sites",García-Lorenzo, Fuensalida, & Eff-Darwich,2004) http://www.iac.es/project/sitesting/site.html (enlazando en Bibliography).


Los resultados estadísticos meteorológicosobtenidos a partir de datos nocturnos y diurnosrecopilados en diferentes estacionesautomáticas meteorológicas (AWS) ubicadasen el ORM serán publicados bajo el título:"Climatología en el Roque de Los Muchachos:regímenes de viento troposférico y a nivel desuelo" (Varela & Muñoz-Tuñon). La propagacióndel flujo de viento en altura y su correlación conlos vientos a nivel de suelo son cruciales paraentender la influencia de los vientos Alisiossobre la calidad de la imagen. Los regímenesde velocidad del viento a nivel de suelo hansido comparados con aquellos obtenidos víasatélite entre 200 mb y 700 mb. Las rosas deviento troposféricas son muy estacionalessiguiendo el esperado escenario del Alisio, nohabiendo diferencias entre rosas de vientonocturnas y diurnas. No obstante, las rosas deviento a nivel de suelo dependen de latopografía local así como de las propiedadesgeofísicas del suelo, mostrando diferentes rasgoscuando se analizan separadamente datosnocturnos y diurnos. Los valores típicos develocidad media y mediana de viento en elORM oscilan entre los 5 a 6 m/s, excepto en elCAMC debido a su particular localizaciónapantallada al viento.

Se ha llevado a cabo una comparación delíndice de aerosol proporcionado porespectrógrafos a bordo de satélites y delcoeficiente de extinción proporcionado por untelescopio en tierra. De dicha comparación sedemostró que no existe una correlación entremedidas tomadas in situ y las medidas remotas.Los datos de aerosol tomados por los satélitessobre las Islas Canarias necesitan serinterpretados de acuerdo con la resoluciónespacial y los canales espectroscópicos usados.Así, los datos tomados in situ son aún unareferencia necesaria para poder calibrar einterpretar el índice de aerosol proporcionadopor diferentes espectrómetros a bordo de

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MEMORIA2004 IAC

satélites. Se concluyó que los datos TOMS nopueden proporcionar una caracterización útildel polvo presente en cualquier sitio, enparticular sobre los Observatorios Astronómicosde Canarias (2.400 m sobre el nivel medio delmar), donde las medidas tomadas in situ estándisponibles para su comparación.

Se ha presentado el mayor estudio estadístico(en el mundo) de perfiles de turbulenciaatmosférica para el ORM. Hemos encontradoque la mayoría de la turbulencia estáconcentrada en las proximidades del nivel delORM (2.400 m). La distribución de los perfilesde turbulencia a lo largo de seis meses presentauna clara evolución temporal, estando laturbulencia concentrada en capas de altitudesmás bajas en invierno, en comparación aprimavera o verano. Los perfiles promedio desucesivas noches son similares indicando unaalta estabilidad en la evolución temporal. Losángulos isoplanáticos derivados de los perfilesde turbulencia muestran además uncomportamiento estacional, con mayoresvalores en Febrero y menores en Julio (verFuensalida et al. 2004, SPIE, 5572, 1).

La comparación de los perfiles de turbulenciaen el ORM y OT resulta de simultáneasobservaciones SCIDAR, mostrando que ambossitios son comparables en términos deturbulencia atmosférica (ver Fuensalida et al.2004, SPIE, 5490, 749).

Los vientos troposféricos a 200 mb (V200) sehan propuesto como parámetro para evaluar lacalidad de un lugar astronómico para ópticaadaptativa. La comparación de resultadosestadísticos de viento a 200 mbars en el ORM(La Palma), Mauna Kea (Hawai, EEUU), LaSilla y Páranal (Chile) y San Pedro Mártir(México) indican que La Palma está a la cabezadel ranking, con un valor medio de 22.13 m/s,lbajas desviaciones estándares y elcomportamiento de V200 más estable. Se haencontrado una clara periodicidad anual deV200 en los cinco sitios de estudio. Además, seha demostrado la existencia de un notablenivel de correlación entre los vientos de alta ybaja altitud, reforzando la idea de considerarV200 como parámetro para la calidad del sitepara óptica adaptativa, pero con severaslimitaciones impuestas por un marcadocomportamiento estacional del viento en losobservatorios estudiados (más detalles enGarcía-Lorenzo et al. 2004, MNRAS, 356, 849).

Se ha obtenido el comportamiento estacionaly estadísticas del espesor de la tropopausa en

diferentes localizaciones en el mundo y loproponemos como la clave para explicar lacalidad infrarroja similar en observatoriosastronómicos situados en diferentes altitudes(como el ORM y Mauna Kea, Hawai, EEUU). Dehecho, el ORM y Mauna Kea muestranabundancias troposféricas similares en promedio(ver «The role of the tropopause layer altitudeon the infrared image quality of the astronomicalsites», García-Lorenzo, Fuensalida, & Eff-Darwich, 2004, SPIE, 5572, 384 para másdetalles).

Implementación en el DIMM de una nuevacámara CCD (ST-237) y de nueva versión delsoftware en C++ y Visual Basic. Análisis deparámetros (saturación, desenfoque, etc.) queproducen valores de seeing irrealistas para serimplementados en el control de calidad dedatos del DIMMA.

Participación en foros científicos

http://www.iac.es/proyect/sitesting/site.html (enBibliography).ht tp: / /www.otr i . iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP25/D1_WP25.pdf

- IV Encuentro Nacional de Meteorología.Aficionados. Organizado por ACANMET yMETEORED, La Palma, mayo 2004. Invitadosa participar como conferenciantes sobre laCaracterización de los Observatorios deCanarias.

- I Reunión Nacional de Astronomía Robótica,Huelva, mayo 2004. Evento en el que sepresentó el diseño conceptual del DIMMautomático (DIMMA).

- Conferencias internacionales de SPIE:

"Astronomical Telescopes and Instrumentation",Scottish Exhibition and Convention Centre enGlasgow (Escocia, Reino Unido), junio de 2004.En este evento se presentaron 6 contribucionesrelacionadas con las mayoría de los trabajosrecientes realizados por el grupo de Calidaddel Cielo del IAC y el equipo de Alta resoluciónespacial, en el proyecto de site "Caracterizaciónde los Observatorios de Canarias". El uso dearchivos de datos climáticos y datos de satélitepara la caracterización es analizado mediantecomparación con las medidas tomadas in situ.Consideramos la necesidad de usar ambasmedidas, remosta e "in situ", en el proceso deselección de un sitio para la ubicación de unfuturo Telescopio Supergigante (ELT) y paraaplicar técnicas de alta resolución. Losparámetros analizados fueron los vientostroposféricos (y su relación con la turbulencia

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atmosférica) y la distribución de aerosoles en lacapa de mezcla marítima y en la troposferalibre mediana-superior, y su contribución en lasobservaciones astronómicas.

"Remote Sensing. Optics in AtmosphericPropagation and Adaptative Systems VII",Maspalomas (Las Palmas de Gran Canaria),septiembre 2004: En las 9 contribucionespresentadas en este evento se resumieron losresultados fruto de las caracterización de losobservatorios así como las técnicas que se handesarrollado para ello durante la última década:estado del proyecto de medidas de seeing conDIMM y DIMMA (DIMM automático), vientostroposféricos y a nivel de suelo, perfiles deturbulencia con el recientemente instalado CuteSCIDAR en el telescopio JKT del ORM,condiciones meteorológicas, densidadmesosférica de sodio, generación de estrellas deguía láser, influencia de parámetros deturbulencia en la respuesta de las comunicacionessatélite – tierra (OGS-ARTEMIS), etc. Proponemosun nuevo análisis de parámetros relacionados ala caracterización del site astronómico (nubes,polvo, etc.) y las posibilidades en la detecciónpor espectrógrafos a bordo de satélites.

Lista de links

Página Web del Grupo de Calidad del Cielo:http://www.iac.es/projec/sitesting/site.html

1 y 2.- Informe de Medidas sistemáticas deseeing y meteorología http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP21.pdf3.- Informe sobre el DIMMA: http://w w w . o t r i . i a c . e s / n a 2 / A n n e x 7 _ N A 2 /WP21_M1.pdf4.- Informe sobre medidas sistemáticas diurnasusando un DIMM solar: http://www.otri.iac.es/n a 2 / A n n e x 7 _ N A 2 / A n n e x 7 _ N A 2 /SWG_ATST04.pdf5.- Informe de medidas de extinción y polvo:ht tp: / /www.otr i . iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP23.pdf6.- Informe de técnicas para obtener perfiles deviento: http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_wp24.pdf7.- Informe anual de foros de discusión para laselección de un site: http://www.otri.iac.es/na2/Annex7_NA2/D1_WP25/D1_WP25.pdfALTA RESOLUCIÓN EN FÍSICA SOLAR(3I1403)

J.A. Bonet.M. Vázquez y S. Vargas.

Colaboradordel IAC: I.M á r q u e zRodríguez.

Introducción

Los resultadosobservacionalesque se estáno b t e n i e n d odesde el año2002 con eln u e v ot e l e s c o p i oSST (ORM) haa b i e r t on u e v a sperspectivasen el estudiod e lmagnet ismosolar. Lar e s o l u c i ó nalcanzada (~90 km sobre elSol) no tiene

precedentes en Astronomía desde Tierra. A ellocontribuye la gran apertura del telescopio, asícomo su sistema de óptica adaptativa que operacon gran eficacia.

Como Proyecto de alta resolución que es, hayque mencionar también aquí el telescopio solarSUNRISE cuyo magnetógrafo IMaX es

Imágenes mostrando el lugar de origen de 4 BPs (4 viñetas arriba), cerca de las puntas defilamentos oscuros, y 2 BPs (2 viñetas inferiores) en las proximidades de PGs brillantes.

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MEMORIA2004 IAC


En el año 2004 se ha concluido un estudiodinámico en alta resolución de estructurasmagnéticas en la penumbra y en la "moat" deuna mancha solar. Su estudio es de importanciapara la comprensión del magnetismo en lacomplejísima estructura penumbral, así comode la formación y disolución de las manchassolares. La tercera parte de los gránulospenumbrales que se mueven hacia afuera en laparte externa de la penumbra, cruzan su bordey permanecen en las proximidades de lamancha. Estas estructuras se han reveladodiferentes de las llamadas "Moving MagneticFeatures" en los alrededores de la penumbraque se forman predominantemente en el bordeexterno de los filamentos obscuros y que podríanestar relacionadas con el proceso de disoluciónde la mancha.

Asimismo, se han analizado los datos que seobtuvieron en nuestra primera observación enel telescopio SST en 2003. Estos datos has sidoprocesados con la técnica de restauración deDiversidad de Fase y han proporcionadoinformación sobre el magnetismo(inesperadamente alto) presente (puntosbrillantes, BPs) en las llamadas "zonas nomagnéticas del Sol" o "inter-network".

Los resultados de los trabajos aquí mencionadosestán publicados en Astronomy & Astrophysicsy Astrophysical Journal, respectivamente.

OPERACIÓN DE LAS INSTALACIONESTELESCÓPICAS DEL IAC EN ELOBSERVATORIO DEL TEIDE(3I1101)

A. Oscoz.G. Gómez, J. M. González, L. López, A.Rosenberg, C. Abajas, L. Chinarro, S.Fernández, S. López y A. Pimienta.

Colaboradores del IAC: Administración delOT, Delineación Técnica, Departamento deÓptica, Departamento de Mecánica,Departamento de Software, MantenimientoInstrumental, SIC, Taller de Electrónica y Tallerde Mecánica.

Introducción

La organización europea de Astronomía en elHemisferio Norte, el ENO, es el mayor y másimportante observatorio astronómico dentro delterritorio de cualquier estado miembro de la

Unión Europea. El ENO comprende tres centros:la sede central del Instituto de Astrofísica deCanarias (IAC), el Observatorio del Teide (OT)y el Observatorio del Roque de los Muchachos(ORM). El OT y el ORM son sitios claves para lainvestigación astronómica debido a latransparencia y a la excelente calidadastronómica del cielo. Por ello, el ENO haatraído a los mejores telescopios e instrumentos,pertenecientes y operados por más de sesentacentros de investigación de diecinueve países(principalmente países europeos).

El objetivo de este Proyecto, perteneciente alConsorcio ENO, consiste en la gestión de lasdiferentes instalaciones telescópicas de quedispone el IAC, la instrumentación propia delcentro y parte del tiempo de observaciónconcedido al mismo. En concreto, laresponsabilidad del Proyecto se divide en variosítems:

- Instalaciones propiedad del IAC telescopiosTCS e IAC-80, gestionadas totalmente por elProyecto.- Gestión del tiempo español en ciertasinstalaciones extranjeras, telescopios OGS yVTT, en colaboración con personal del IAC.- Instrumentos y experimentos compartidos,telescopio MONS, Laboratorio Solar, complejoCMB, STARE y PASS, para los que se prestaapoyo a sus respectivos responsables.- Instrumentos desarrollados por el IAC parainstalaciones extranjeras, INTEGRAL e IACUB,a los que se ofrecen labores de soporte.- Noches de servicio CAT en instalacionesextranjeras, telescopios INT y NOT (en el ORM),responsabilidad de los astrónomos de soportedel Proyecto.

Teniendo en cuenta esta variedad deinstalaciones, son tres los principales objetivosque se buscan:

- Lograr que las instalaciones funcionen deforma correcta durante los períodos disponiblespara la comunidad astrofísica internacional.

- Adaptación continua de las instalaciones a lasnuevas tecnologías y realización de mejorasque proporcionen a los astrónomos un entornode trabajo más amigable.

- Maximizar el beneficio obtenido por losastrónomos usuarios de las instalacionestelescópicas.


Se comienza a suministrar servicio y soporte atoda la instrumentación astronómica del IAC:

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TTNN, INTEGRAL, IACUB, TIP, noches deservicio CAT en el ORM y tiempo español en laOGS.

El Fotómetro Infrarrojo FIN del telescopio TCSya es instrumento de uso común incluido en elCAT. Durante 2004 se integró con éxito todoslos componentes, se dedicaron más de 30noches de observación a pruebas en eltelescopio y se consiguió observar objetos conmagnitud infrarroja J = 12.

Se consolida el grupo de astrónomos de soporteprofesionales.

Primera luz de la nueva CCD del telescopioIAC-80. Se ha realizado una caracterizacióntotal de la misma, se ha creado nuevo softwarepara la adquisición de imágenes y se hancomprado nuevos conjuntos de filtros.

Nueva página Web de los Telescopios Nocturnos(TTNN) del OT, http://www.iac.es/telescopes/ten.html, y nueva página con la extinción diariaen el OT, http://www.iac.es/telescopes/tiempo/extincion/index.html.

Ocupación de casi el 100% en los TTNN yfinanciación de astrónomos europeos en eltelescopio TCS bajo la red OPTICON.


La evolución del Proyecto durante 2004 haconducido, por un lado, a su refuerzo y, por otro,a la ampliación de sus objetivos. La modificaciónde su denominación ("Operación de lasInstalaciones Telescópicas del IAC", habiendosuprimido "en el OT") da una idea del nuevocarácter de multi-observatorio del Proyecto.

Astrónomos de Soporte (AS)

El grupo de astrónomos de soporte profesionalesdel IAC, con una dedicación mínima del 70%de su tiempo a tareas de soporte, se haconsolidado con la incorporación de tres nuevosmiembros. Las funciones tradicionales desoporte de los TTNN del OT (telescopios TCS eIAC-80) se han mejorado al aumentar el númerode noches de permanencia de AS en el OT, lamejora de los manuales, nuevas pruebas entelescopio, etc. Adicionalmente, el grupo deAS ofrece ahora soporte a toda lainstrumentación astronómica del IAC, comoTIP en el telescopio VTT, IACUB en el telescopioNOT, INTEGRAL en el telescopio WHT, juntocon las noches de servicio CAT con WFC en eltelescopio INT y con ALFOSC en el telescopioNOT y soporte a las observaciones del IAC en laOGS.

Para cumplir con estos cometidos, cada AS estápresente entre 6 y 8 noches por mes en ambosObservatorios, además de haber sustituido a losoperadores en 13 noches a lo largo de 2004 pordiversos motivos. La suma de las noches o díascubiertos por los AS en los últimos 6 meses de2004 conduce a 51 noches en el telescopioIAC-80, 55 noches en el telescopio TCS, 15noches en el telescopio NOT (ALFOSC e IACUB),16 noches en el telescopio WHT (INTEGRAL),12 noches en la OGS y 28 días en el telescopioVTT (TIP).

Todo esto hace que se haya creado unaestructura de "grupo de AS", con despachoscompartidos por todos ellos en el IAC, el OT (enel telescopio IAC-80, junto con los operadores)y el ORM y página Web propia que será públicaen breve.

Operadores y otros experimentos

De igual manera que el grupo de AS, losoperadores de telescopios también han vistoampliadas sus competencias durante 2004. Encolaboración con el personal del Proyecto deFondo Cósmico de Microondas, se ha comenzadoa dar servicio a dos de sus experimentos en el OT,Cosmo10 y Cosmo15. Además de dos revisionesdiarias, se realizan pequeñas reparaciones,cambios, etc. Adicionalmente, han comenzadoa encargarse del Experimento PASS de detecciónde planetas extrapolares.

Fotómetro Infrarrojo FIN

El hito instrumental más importante del Proyectoha sido lograr que el nuevo fotómetro infrarrojo

FIN para el telescopio TCS sea ya un instrumentode uso común, listo para su utilización porastrónomos de la comunidad internacional eincluido en el CAT. FIN es un fotómetro rápidoy preciso con un detector InSb paraobservaciones de objetos puntuales en el rangode 1 a 5 micras. Es actualmente uno de los dosinstrumentos de uso común del telescopio TCS,siendo uno de los pocos fotómetros infrarrojosrápidos disponibles en la actualidad. FIN es lacontinuación natural del antiguo fotómetro CVF,

FIN (derecha) y CAIN (izquierda)instalados en el telescopio TCS.

106

MEMORIA2004 IAC

Durante 2004 se han dedicado más de 30noches a pruebas en telescopio, divididas encuatro períodos (marzo, abril, junio y julio),numerosas noches de servicio destinadas amejoras del instrumento e innumerablescomprobaciones y simulaciones en el IAC.

Entre las pruebas efectuadas sobresale laverificación en numerosas ocasiones y de formaexhaustiva de diversas componentes delsistema: a) ruedas de filtros y de aperturas asícomo la estabilidad en su posicionado, b)alineamiento optomecánico, c) funcionamientodel sistema de chopeo, calibración de su relacióntensión-amplitud y de la estabilidad en suposicionado, d) los ordenadores de control,junto con su software, e) sensibilidad delinstrumento, f) calibración de la relación entreel tiempo de enfriamiento del criostato y laseñal obtenida, g) comprobación de la calidadde los filtros o h) medición del bias bajodiferentes condiciones y selección del másadecuado. Un ejemplo de simulaciones fue lageneración de un fichero macro con decenasde órdenes de observación, llevando elinstrumento al límite de su capacidad, ymanteniéndolo ejecutándose durante un díaentero.

Ruedas de filtros y aperturas de FIN.

Finalmente, destacar que tras varias noches deobservación, cada una de ellas yendo a objetosmás débiles, se consiguió observar estrellas demagnitud 12 con relación señal a ruido de 10en J y H y de 2 en K. De acuerdo con lasdiferentes observaciones realizadas, lamagnitud límite teórica del instrumento es 13.El primer astrónomo usuario de FIN lo utilizó enjulio de 2004.

Se puede encontrar una descripción de FIN enhttp://www.iac.es/telescopes/tcs/Manu-FIN-Usu.pdf.

Nueva cámara CCD en el telescopio IAC-80

La futura cámara del telescopio IAC-80,

fabricada por Spectral Instruments, supone, engeneral, una inmensa mejora respecto a lasituación actual. La cámara tiene un chip E2Vde 2048 x 2048 píxeles con un tamañoequivalente a 13.5 x 13.5 mm/píxel. El detectordispone de dos canales de lectura, permitiendola lectura por uno o los dos de ellos a través decuatro frecuencias distintas, que se puedencombinar con diferentes ganancias. La cámaraes sensible en el rango UBVRI. El sistema derefrigeración es mediante ciclo cerrado, sinnecesidad de nitrógeno.

Debido a la complejidad del sistema, seconcedió una beca de verano para que, bajo lasupervisión del personal del Departamento deSoftware, se caracterizará la cámara y analizarálos programas de observación y adquisición deimágenes. Como complemento a los mismos,se desarrollaron dos aplicacionesindependientes para solicitar información altelescopio, incorporarla a la cabecera, modificarel formato de la imagen, etc. La caracterizacióndel sistema incluyó el procedimiento deenfriado, la interfaz gráfica, los dos canales ysus combinaciones, el binning, prescan yoverscan, el modo de trabajo con ventanas, elenfriamiento y calentamiento del conjunto, lacorriente de oscuridad, tiempos y ruidos delectura, linealidad y pozo de carga y los posiblesdefectos y píxeles calientes.

Durante los meses en los que se realizaron laspruebas no se observó ningún comportamientoanómalo de la cámara CCD, del sistema derefrigeración o del software de adquisición deimágenes.

Interfaz de usuario de la cámara CCD.

La cámara vio su primera luz en laboratorio enjunio, mientras que la primera luz en telescopiofue en septiembre, gracias a una semana depruebas en el telescopio IAC-80. Una vezfinalizado el trabajo de la becaria de verano ytras dicha semana de pruebas en telescopio sevio que la nueva CCD es absolutamenteoperativa y puede instalarse con éxito en eltelescopio IAC-80. Sin embargo, todavía resultabastante incómodo trabajar con ella debido ala necesidad de ciertas modificaciones que seespera realizar durante 2005.

MEMORIAIAC 2004

107

Imagen de M71 obtenida durante el período de pruebas en septiembre de 2004.

Finalmente, se adquirieron dos conjuntos defiltros para la nueva cámara, uno UBVRI deBessell y otro u’g’r’i’z’ de Sloan.

Informática

Las modificaciones realizadas durante 2004han sido muy numerosas. Además de lacontinuación del programa de sustitución detodas las pantallas de ordenador por pantallasplanas en los telescopios TCS, IAC-80, MONS,OGS y Laboratorio Solar y de la instalaciónde nuevos PC’s, SUN’s y discos en los TTNNse pueden destacar los siguientes puntos:

- Software. Se adquirieron dos paquetes paralos PC’s de los TTNN, Starry Night comoplanisferio virtual para uso de los astrónomos yregistrar como software de alineamiento deimágenes.

- Copias de seguridad y repuestos. En previsiónde posibles fallos, se dispone de PC’s de repuestode los de usuario y FOVIA en los TTNN y copiasy discos de seguridad del software de la

instrumentación de los telescopios TCS, IAC-80 y OGS.- Página Web. Se reforma totalmente la páginaWeb de los TTNN, con nuevos enlaces yaplicaciones: http://www.iac.es/telescopes/ten.html.

- Con la instalación de varias grabadoras, las copiasde seguridad de los TTNN se empiezan a realizar enDVD.

- Actualización del instrumento IACUB, connuevo PC con grabadora de CD’s para copias deseguridad, eliminación del exabyte y nuevosoftware de adquisición de imágenes.

- Extinción. Se ha creado una página Web conla inclusión de la extinción diaria en el OT:http://www.iac.es/telescopes/tiempo/extincion/index.html.

Acceso telescopios

La ocupación de los TTNN durante 2004 havuelto a ser cercana al 100%, al no habernoches libres. Adicionalmente, las escasasnoches extras ofrecidas por algún motivo secubrían con un número enorme de peticiones.En cuanto a la OGS, el IAC ha utilizado 146noches de observación, sobrepasandoampliamente el 20% del total de nochesasignadas inicialmente.

SEMESTRE TELESCOPIO Nº PROPUESTASSOBREPETICIÓN

04A TCS 18 1.82IAC-80 14 1.02

04B TCS 12 0.99IAC-80 17 1.16

108

MEMORIA2004 IAC

INSTRUMENTACIÓNÓPTICA

El telescopio TCS sigue perteneciendo a la redOPTICON de telescopios, un Proyecto queengloba a toda la astronomía visible e infrarrojaeuropea. Gracias a ello, durante 2004 se hafinanciado 11 noches de acceso de astrónomoseuropeos al telescopio TCS. Existe másinformación en http://www.otri.iac.es/opticon/.

Reunión del foro de directores europeosde telescopios celebrada en el

Observatorio de Haute Provence (Francia).

Otra instrumentación

Además de la instrumentación habitual, durante2004 se han instalado numerosos instrumentosen los telescopios dependientes del Proyecto.En el telescopio TCS sigue colocándose elSCIDAR para la caracterización de los cielos delos observatorios durante 72 noches al año,mientras que además se ha dispuesto de nochespara los fotómetros Chevreton y SYMPA. Eltelescopio IAC-80 ha visto la instalación deotros dos fotómetros, TCP y TTP, ambos de laUniversidad de Tromso. También se ha utilizadoel telescopio IAC-80 para pruebas de una de lascámara CCD del telescopio GTC. Finalmente,se han realizado numerosas pruebas para podersituar el telescopio simbiótico que se encontrabaen el VNT dentro del complejo de LaboratorioSolar, de manera que se comiencen a obtenerimágenes del Sol de nuevo.

Astrofotografía

Se está dedicando una noche de observacióndel telescopio IAC-80 cada mes desde el últimosemestre de 2004 al programa de astrofotografíadel Proyecto. Este programa lo llevan a caboalgunos miembros del grupo junto con personalinvestigador del IAC.

ESPECTRÓGRAFO DE ALTARESOLUCIÓN IACUB(P2/91)

R. García López.R. Rebolo.

Colaborador del IAC: J.L. Rasilla Piñeiro.

Introducción

El espectrógrafo de alta resolución IACUB operacomo instrumento de uso común en el telescopioNOT durante tiempo CAT. Es fruto de unacolaboración entre el IAC y la Queen’s Universityof Belfast, y opera bajo responsabilidad del IACdesde 1991. Este espectrógrafo ha sido diseñadopara trabajar en el rango de longitudes de ondadesde 3.100 a 11.000 Å, con una resoluciónespectral que varía entre R=13.000 y 50.000dependiendo de la rendija utilizada. Duranteestos años se ha procedido a realizar diversasmejoras en el mismo, así como a dotarlo de lossoportes técnico y de operación necesarios paraconvertirlo en un instrumento competitivo en elORM.

Existe información detallada del espectrógrafoen la dirección Web: http://www.iac.es/cat/iacub/iacub.html


Durante este año IACUB ha proporcionadoservicio a cuatro campañas de observacióncorrespondientes a tiempo CAT, en la que hanestado involucrados investigadores del IAC ydel Instituto de Astrofísica de Andalucía(Granada).


Se ha llevado a cabo de forma rutinaria elmontaje de IACUB en el telescopio por partedel Servicio de Mantenimiento Instrumental,así como las labores de soporte de lasobservaciones.

Se han realizado cuatro campañas deobservación durante 2004: L. Miranda (IAA) 30diciembre - 3 enero y 28 - 30 junio, C. DomínguezCerdeña 30 junio - 2 julio y 25 - 28 octubre.

Se han realizado todas las labores de

MEMORIAIAC 2004

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mantenimiento preventivo y adecuaciones delos sistemas informáticos que fueron planeadospara 2004.

OSIRIS: OPTICAL SYSTEM FORIMAGING LOW RESOLUTIONINTEGRATED SPECTROSCOPY(411700, 4E5101)

J. Cepa Nogué.M. Aguiar, H. Castañeda, S. Correa, V.G.Escalera, J. Fuentes, A.B. Fragoso, E. Galán,J.V. Gigante, M.B. Hernández, A. Herrera, G.Herrera, E. Joven, J.C. López, L. Peraza, A.Pérez de Taoro y J.L. Rasilla.

I. González (Univ. de Cantabria); C. Militello(Univ. de La Laguna); F. Cobos, C. Espejo, A.Farah, F. Garfias, J. González, B. Sánchez y C.Tejada. (IA-UNAM, México).

Introducción

OSIRIS es el instrumento de rango visible deDía Uno para el Telescopio de 10.4 m, GranTelescopio CANARIAS (GTC), que está siendoconstruido en el Observatorio del Roque de losMuchachos (ORM) en la Isla de la Palma,donde está previsto que OSIRIS sea instalado aprincipios de 2006.

Está siendo construido bajo la responsabilidaddel IAC con la colaboración del Instituto deAstronomía de la Universidad NacionalAutónoma de México (IA-UNAM), siendo estainstitución la encargada del diseño óptico, lamanufactura de la mayor parte de las lentes y eldiseño opto-mecánico del Barril de Cámara. ElIAC es responsable de la globalidad del diseñoy de la fabricación del instrumento, que se hallevado a cabo en diferentes compañíasnacionales y extrajeras, así como en los propiostalleres del IAC, donde también se efectuará elensamblado, integración, verificación para suposterior comisionado en el ORM.

Con el fin de desarrollar los programas científicospara los que ha sido concebido, OSIRIS disponede tres modos primarios de observación: imagen,espectroscopia de rendija de baja e intermediaresolución, y espectroscopia multi-objeto,además de un modo de observación enfotometría rápida. Está diseñado para operar

en el rango de longitudes de onda comprendidoentre 365 y 1.000 nm, con un campo deadquisición de 7x7 minutos. Una de lasprincipales prestaciones que lo distinguen deinstrumentos similares operando actualmenteen telescopios de clase 8-10 metros es el uso deetalones o filtros "sintonizables" (filtrosinterferenciales que permiten elegir la longitudde onda variando del espesor de la cavidadinterferencial). Dos filtros de este tipo seránimplementados en OSIRIS, uno para observarla parte azul del espectro hasta 650 nm y otropara alcanzar los 1.000 nm hacia el rojo.

Durante los primeros años de operación deltelescopio GTC, OSIRIS será el instrumentocientífico por excelencia en el rango ópticodisponible en el telescopio. Por ello se haconsiderado de gran importancia diseñar uninstrumento competitivo para el uso de lacomunidad astronómica española, adaptablea una gran variedad de programas científicos ycapaz de afrontar los retos de investigacionesfrontera.


Enero:Se terminan con resultado satisfactoriolas pruebas de validación del soporte mecánicodel Colimador en CSEM (Suiza).

Febrero: Presentación del estado delinstrumento y del programa científico en elCongreso "II Conferencia Internacional sobreCiencia con el GTC: Ciencia con los instrumentosde 1ª Luz y con el GTM" (México).

Marzo: Realización de las pruebas de validacióndel software de Reducción de Datos en GMV(Madrid).

Mayo:Recepción del software mejorado y definitivo delDiseñador de Máscaras desarrollado en GMV.Concluyen las pruebas de aceptación de losdobletes de lentes de la cámara de OSIRIS enlas instalaciones de FISBA (Suiza).

Junio:Aceptación en fábrica de los filtros sintonizables.ICOSystem (Reino Unido).Validación de la segunda versión del softwarede procesamiento de datos o Data Factory.GMV.Asistencia al congreso SPIE 2004. "Europe

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MEMORIA2004 IAC

International Symposium. AstronomicalTelescopes", Glasgow, Escocia (Reino Unido).

Agosto: Se reciben en el IA-UNAM (México) lostres singletes de lentes recubiertos por la empresaZC&R (EEUU). Con esto finaliza la fabricacióndel conjunto de lentes de la cámara.

Septiembre: Revisión de diseño crítico de laestructura soporte en TTM S.L. (Valencia).Octubre: Aceptación del útil de integraciónde la unidad de rendijas fabricado porQUINTANA S.L. (S/C de Tenerife).

Diciembre: Sale a concurso la convocatoria deuna nueva plaza de ingeniero para lacaracterización de los etalones de OSIRIS.


La mayor parte de las tareas realizadas a lolargo de 2004 se ha concentrado en lafabricación de cada uno de los subsistemas yelementos que forman parte de OSIRIS. Lamayoría de estas partes funcionales delinstrumento fueron en su día adjudicados adiferentes empresas nacionales y extranjeras,ha sido por tanto imprescindible una laborconstante de seguimiento, más o menos cercanadependiendo la naturaleza de cada pieza y laevolución de cada contrato.

En el caso del espejo Colimador y el espejodoblador o Folder, cuyo contrato de diseñodetallado, fabricación y pruebas fue adjudicadoa la compañía francesa SESO, se terminó conrelativa rapidez la parte correspondiente alsoporte mecánico, sin embargo el pulido delespejo ha acumulado un retraso considerabledebido a la complejidad que entraña lasuperficie en cuestión, por su gran su tamaño yla característica de ser un espejo fuera de eje.La función de estos espejos consiste en recogery redirigir la luz que viene del telescopio hastalos elementos de pupila (filtros y grismas) situadosen el Sistema Selector de longitud de onda.Fotos 1 y 2.Foto 1 (arriba): Espejo Colimador de

OSIRIS. En proceso de pulido.

Foto 2 (abajo) Espejo Folder, sin recubrimiento.

El Sistema Selector de longitud de onda secompone de cuatro ruedas, tres de aluminio yuna cuarta de acero, que giran sobre un ejecomún para de situar en el camino óptico loselementos que puedan ser necesarios durantela observación científica (filtros, máscaras y/ogrismas). Este mecanismo fue contratado a laempresa NTE, S.A. (Barcelona) y ha sufridotambién una demora importante en sufabricación.

El elemento que actualmente supone un mayorriesgo en el curso del Proyecto es el Criostato,puesto que finalmente el IAC se vio obligado arescindir el contrato con G.L. Scientific (EEUU),la empresa responsable de su diseño yfabricación, a falta de pocas tareas para acabarel diseño detallado. Los repetidos retrasosinjustificados que han llegado posponer dosaños la finalización del diseño fueron la causade esta medida extrema. A finales de año secontactó con otras tres empresas con el fin denegociar la fabricación de este elemento. Lafunción del criostato es mantener en su interiorlos detectores de OSIRIS, un mosaico de dosCCDs, convenientemente refrigerados.

Por otro lado la fabricación de la EstructuraSoporte (responsable de mantener en suposición a todos los subsistemas del conjunto) yel adaptador para el foco Nasmyth, a pesar deser el último contrato en salir a concurso público,ha sido desarrollada diligentemente por laempresa adjudicataria TTM S.L. (España) yserá el primer subsistema en ser terminado. Sufecha de aceptación está fijada para el 27 deenero de 2005. Foto 3.

Foto 3: Estructura Soporte.

Respecto a los subsistemas cuya fabricación selleva a cabo en el IA-UNAM (México) y en elIAC: Durante la primera mitad del año seconcluyó el pulido y pegado de los vidrios querestaban para acabar el conjunto de las nuevelentes que componen la óptica de cámara, acontinuación fueron todos recubiertos yverificados con resultado satisfactorio. Foto 4.

MEMORIAIAC 2004

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Foto 4: Conjunto delentes que componenla óptica del barril deCámara de OSIRIS, tresdobletes (detrás) y tressingletes (delante).

La opto-mecánica el Barril de Cámara, elcontinente del conjunto de lentes antesmencionado, también a cargo del IA-UNAM,continúa en proceso de fabricación en los talleresdel CIDESI (Centro de Ingeniería y de DesarrolloIndustrial, México). La precisión requerida y laextrema delgadez de los soportes radiales dealgunas de las lentes han dificultadoinesperadamente la fabricación de estas piezas.A pesar de éste contratiempo se prevé que lacámara estará lista para el momento de suintegración en el instrumento, estimándose sufinalización en febrero de 2005.

Sobre el plano focal de la luz proveniente deltelescopio se coloca como primer elementouna máscara. El mecanismo encargado de estatarea es el Cargador de Máscaras, uno de losdos principales elementos que componen laUnidad de Rendijas, prácticamente se terminóde fabricar en el IAC en diciembre de 2004.Mientras que la fabricación del Selector deMáscaras, el dispositivo que elige la máscaraa insertar, fue encargada a otros fabricantes.Foto 5.

Foto 5: "Cargador de Máscaras".

La electrónica mejorada del sistema de controlde los etalones se verificó mediante lafabricación de un prototipo, incluyendo elcorrespondiente software para el control remotodel elemento. Las pruebas de verificación fueronllevadas a cabo sobre un montaje en un bancode pruebas por G. Herrera como proyecto de"final de carrera". Los resultados fueronplenamente satisfactorios mejorando en algunoscasos la especificación requerida.

También a finales de año se acabó de verificar

con éxito toda la electrónica final para el controlde los detectores, esto incluye la partecorrespondiente al interior del Criostato, elSistema de Adquisición de Datos (DAS) y elcontrol del Obturador. Foto 6.

Se desarrolló una versión mejorada tanto delsoftware del Diseñador de Máscaras como delcorrespondiente al procesamiento de datos(Data Factory), ambos suministrados por lacompañía GMV (Madrid).

Foto 6: Controlador de detectores (SDSU) junto con laelectrónica interna de conexión.

Otras tareas

La verificación los prismas escalonados (oGrismas) de resolución baja e intermedia deESPECTRA-PHISICS (EEUU) no resultósatisfactoria, por encontrarse defectosimportantes en cada uno de los seis elementosadquiridos. Los grismas fueron devueltos alproveedor para su rectificación y a finales deaño se recibieron los primeros cuatrodebidamente corregidos. Foto 7.

Después de la aceptación y recepción de losdos etalones de OSIRIS, dieron comienzo lastareas de caracterización de dichos filtros ellaboratorio de óptica del IAC.

Cabe mencionar el esfuerzo y entusiasmo detodos los miembros del equipo del Proyecto,siendo el factor fundamental que nos hapermitido en el transcurso del año 2004 ver

112

MEMORIA2004 IAC

como la mayoría de los elementos quecomponen el instrumento OSIRIS se han hechorealidad, asegurando así el compromisoadquirido para que el instrumento pueda estarlisto para su instalación en el Gran TelescopioCANARIAS en Día Uno.

Foto 7: Uno de los Grismas del instrumento.

SCIDAR (SCINTILLATION DETECTIONAND RANGING) Y SENSOR DE FRENTEDE ONDA TIPO SHACK-HARTMANN

J.Jiménez Fuensalida.C. Högemann, B. García, M. Verde, E.Hernández, S. Chueca, J.M. Delgado, M. Reyesy J.M. Rodríguez González.

Introducción

La caracterización de la calidad de losObservatorios del Teide y del Roque de LosMuchachos es uno de los objetivos prioritariosdel IAC, de cara a la selección de losemplazamientos de los grandes telescopios(ELTs - Extremely Large Telescopes). El SCIDARes un instrumento que permite medir perfiles deturbulencia atmosférica, mediante laobservación de estrellas binarias. Esto permiteobtener la información de localización en alturade las capas de turbulencia, y el movimiento delas capas turbulentas y, por lo tanto, lasvelocidades de las mismas.

La incorporación de un sensor Shack-Hartmann,permite la detección de la estructura del frentede onda simultáneamente con la estructuravertical de la turbulencia (WFS: Wave FrontSensing). Su importancia estriba en lacapacidad de medir la estadística del frente deonda horizontalmente en distintos planosconjugados (distintas alturas de la propagacióndel haz) y por tanto estimar el tamaño de la

escala externa de la turbulencia.Algunos resultados relevantes

- 18 de febrero: Fin de las modificaciones CUTESCIDAR en el telescopio JKT del ORM.- 30 de abril: Cierre del diseño de electrónicapara SCIDAR II + WFS.- 25 de junio: Presentación en el SPIE (deGlasgow, Reino Unido): "AstronomicalTelescopes and Instrumentation 2004, elinstrumento CUTE SCIDAR y los primerosresultados obtenidos durante el año 2003 y2004".- 30 de junio: Cierre de las especificacionesopto-mecánicas de SCIDAR II + WFS.- 15 de septiembre: Fin de la fabricación de laelectrónica de SCIDAR II + WFS.- 15 de noviembre: Cierre del diseño opto-mecánico de SCIDAR II + WFS.


En el primer trimestre del año, se terminaron lasmodificaciones en el telescopio JKT delinstrumento CUTE SCIDAR. Comenzó la fase deespecificaciones y diseño conceptual del nuevoinstrumento SCIDAR II + WFS.

En el segundo trimestre, en mayo, se terminó eldiseño detallado de la electrónica y quedó listopara la fabricación por el taller de electrónica.En junio, se cerraron las especificaciones opto-mecánicas del segundo brazo o brazo del sensorde frente de onda (WFS) y comenzó el diseñoopto mecánico del instrumento. También sepresentaron en el SPIE (de Glasgow, ReinoUnido) los primeros resultados obtenidos en lascampañas regulares de SCIDAR durante el año2003 y 2004, y del instrumento CUTE SCIDARinstalado en el ORM.

En el tercer trimestre, se terminó la fabricaciónde la electrónica de SCIDAR II + WFS. Duranteeste periodo también se llevaron a cabo mejorasen el sistema de reducción de datos de CUTESCIDAR en el ORM, permitiendo automatizarvarias de las tareas de reducción, así como laoptimización de los procedimientos deobservación y de reducción.

En el último trimestre del año, a mediados denoviembre finalizó el diseño mecánico deSCIDAR II + WFS y se realizó la compra de lacámara de Andor Ixon 60 BV para el brazoWFS, la cual llegó al IAC a finales de diciembre.La cámara se basa en el detector CCD60 deE2V, un Electrón Multiplying (EM) CCD, conprestaciones óptimas (ruido cero y alta velocidadde lectura).

Imagen del diseñomecánico deSCIDAR II + WFS.

MEMORIAIAC 2004

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LGS (LASER GUIDE STAR) CON OGS(OPTICAL GROUND STATION)

J. Jiménez Fuensalida.A. Alonso (Gestor), S. Chueca, J.A. Castro, C.Högemann y A. Hernández.

Introducción

La turbulencia asociada a los gradientes localestérmicos y de presión en la atmósfera constituyeuna de las limitaciones básicas en el rendimientode los (grandes) telescopios empleados para lainvestigación astronómica desde la superficieterrestre. La falta de homogeneidad del índicede refracción de la atmósfera provocada por laturbulencia causa distorsiones en los haces derayos luminosos que se propagan a su través,resultando en un ensanchamiento por encimadel límite de difracción del telescopio, un bailealeatorio de la posición centroide de intensidad,y fluctuaciones de la irradiancia.

Con objeto de obtener de los (grandes)telescopios su resolución teórica, es necesarioutilizar técnicas que permitan compensar elefecto de la turbulencia atmosférica. Estastécnicas, denominadas de Óptica Adaptativa(OA), consisten en medir el efecto de laturbulencia sobre el campo de observación, ycorregirlo en tiempo real mediante dispositivosóptico-mecánicos. La medida de la turbulenciaexige una estrella brillante cercana o en elpropio campo (estrella guía) que permita medirla turbulencia.

El número de estrellas naturales aptas para suempleo como estrellas guía es muy limitado,por lo tanto el empleo de sistemas de OArequiere la generación de los que se conocecomo Estrellas de Guía Láser. Los recientesdesarrollos tecnológicos en láseres de altapotencia permiten generar estrellas artificialesenfocando un haz láser en la mesosfera terrestre(80-110 km) que provoca la retro-dispersiónresonante por átomos de sodio o de potasio. Lasestrellas así generadas se pueden emplear paracorregir la turbulencia atmosférica en cualquiercampo de observación.

El telescopio OGS en la configuración Coudécuenta con un sistema láser de alta potenciacompuesto por un láser de argón para elbombeo, un láser de titanio-zafiro sintonizableen 769.9 nm (potasio) y un láser de colorantesintonizable en 589.2 nm (sodio). Esto hace quedicho sistema sea adecuado para generar estrellasguía que permitirán caracterizar las necesidadestécnicas de los sistemas de OA en los observatoriosastronómicos del IAC.


Enero–octubre: Se integra y se acepta lalámpara OG en el banco del telescopio OGS yse fabrica una nueva caja de conectores paraeliminar el ruido de salida del Lock-In.

Enero–diciembre: Continua la fase deexplotación científica del Proyecto. Se hanllevado a cabo observaciones sistemáticasdirigidas a caracterizar la abundancia columnalde capa de sodio en el OT calibrando la seccióneficaz iluminada de la línea con la lámparaopto-gálvanica.

Septiembre: Presentación una publicaciónbasada en resultados del Proyecto:"Mesospheric sodium monitoring for laser guidestar", SPIE Conf. Proc. Optics in AtmosphericPropagation and Adaptive Systems VII, 5572, p392, Maspalomas (Las Palmas de Gran Canaria),13-14 septiembre 2004.

Junio–diciembre: Diseño conceptual delexpansor fuera de eje, se evalúa un expansorrefractivo con óptica asférica frente a un sistemareflectivo (cassegrain inverso).


Desde el mes de febrero comenzaron lascampañas periódicas de observaciónconcentrando esfuerzos en la rama de sodio. Delas 9 campañas realizada sólo en dos se hapodido medir densidad columnal y en dosgeometría del haz en altura, debido a lascircunstancias meteorológicas adversas y el fallodel interferómetro entre los meses de junio yseptiembre.

DesdejunioA .Rodríguezy C.Högemanntrabajarone ne ldiseñoconceptuald e lexpansorfuera

de eje, decantándose por un sistema refractivomonolente (esférica).

En septiembre se han publicado nuevos

Primeros resultados de lacalibración de la sección

eficaz de la línea D2 del sodioiluminada con el haz del láser,obtenidos a partir de la señal

opto-galvánica medida ensesiones de febrero y marzo

de 2004.

Calibracion Lampara OG

0,00

200,00

400,00

600,00

800,00

1000,00

1200,00

1400,00

1600,00

5891,55 5891,56 5891,57 5891,58 5891,59 5891,60 5891,61 5891,62 5891,63 5891,64

λλλλ (Å)

[señ

al O

Gl/

Po

w]

(m

V/W

)

feb-04

mar-04

114

MEMORIA2004 IAC

MONITOR DE SEEING AUTOMÁTICO"DIMMA"

C. Muñoz-Tuñón.A.M. Varela, L.F. Rodríguez Ramos y J.M.Delgado.

Introducción

Al objeto de mejorar y modernizar el monitor deseeing desarrollado en el IAC y que funcionaregularmente desde 1995, incorporando unaserie de prestaciones que suponen un saltocualitativo importante en su utilidad científica,se ha acudido a la empresa comercial para larealización de un sistema a medida, del cual seespera producir un cierto número de unidades.

La idea más significativa consiste en ladeterminación de que se convierta en uninstrumento completamente automático, orobótico como a veces se le denomina, es decir,que sea capaz de desarrollar regularmente susfunciones sin la necesidad de que un operadoresté presente. Deberá además alimentarse confuentes de energías renovables y ofrecer lasupervisión y permitir la obtención de datosdesde lugares remotos.


En el mes de febrero se realizó una revisión enprofundidad de los requerimientos y conceptoque se habían recopilado a lo largo del año2003, en la que participaron siete especialistasdel IAC y de otras instituciones. La revisiónarrojó un total de 14 recomendaciones quefueron incorporadas a los documentoscorrespondientes, y proporcionó el espaldarazodefinitivo a la línea de desarrollo elegida.

Al objeto de acelerar el desarrollo del sistema,y de posibilitar la futura presentación de ofertasa la convocatoria pública, se procedió a encargarla realización de dos diseños preliminares, ados empresas diferentes en régimen decompetición. Dichas empresas fueron elegidaspor su participación en la elaboración de losdocumentos a lo largo del año 2003: ImasDéCanarias (Las Palmas de Gran Canaria, España)y STARTEL (Países Bajos).

Además de las empresas aludidas, se contactócon otras empresas capacitadas para acometerel desarrollo del sistema automático DIMMA, alas que se presentó el Proyecto y sus objetivoshabiéndose conseguido que se presentaran a

la convocatoria pública un total de cuatro ofertas,INERZA S.A. (ImasDé Canarias), STARTEL(Países Bajos), GMV (Madrid) y ARIES (Madrid),habiéndose retirado a última hora TTL(Telescope Technologies Limited, ReinoUnido).

Después de analizar concienzudamente lasdiversas ofertas presentadas, varias de las cualesalcanzaban un gran nivel técnico, se decidió laselección de la oferta presentada por INERZA,S.A., con la que se han firmado los oportunoscontratos de desarrollo.

Los objetivos y metodología del Proyecto de

automatización fueron presentados en la "IReunión Nacional de Astrofísica Robótica",celebrada en Huelva, los días 24 y 25 de mayode 2004. Para ello se redactó una reseña que seincluyó en los proceedings de la conferencia.ADAPTACIÓN DEL TELESCOPIOSIMBIÓTICO PARA SU UBICACIÓN ENEL LABORATORIO SOLARDEL OT

J.A. Bonet.A. Díaz Torres y J.L. Rasilla.

Introducción

Como resultado de la clausura del telescopiosolar VNT en el OT se propuso transferir alLaboratorio Solar el Telescopio Simbiótico queoperaba desde la montura del VNT. De estaforma podrá seguir actuando como sistema deimagen del disco solar entero en varias

Montura para el futuro monitor deseeing automático DIMMA.

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desplazamiento en el eje X y de rotaciónalrededor del eje Y.

Este tablero esta aislado de la luz exteriormediante una cobertura o caja de aluminio contapas extraíbles para facilitar un acceso cómodoal interior del sistema.

El primer elemento del sistema es un filtro decalor ubicado externamente en la entrada de lacaja de aluminio. La montura de este elementotiene un ajuste en giro alrededor del eje Y pararegular su orientación en prevención deimágenes fantasmas producidas por ambassuperficies del filtro.

El segundo elemento del sistema (ya dentro dela caja) es el objetivo del telescopio. Tiene unajuste de posición en el eje Z lo que permite elenfoque del sistema requerido por el uso dedistintos filtros y distintos rangos espectrales.Este ajuste es micrométrico y se basa en unamesa de translación óptica comercial y estácontrolado remotamente.El sistema de bafles consiste en un conjunto deplacas agujereadas cuya función es evitar lapropagación de luz difusa debida a reflexionesen la cobertura de propuesta. La disposición deestos bafles es la presentada en la Figura.

Se ha mantenido el conjunto de doblepolarizador como elemento de regulación deluz, pero con algunos cambios en su diseño, asaber:

- Ambos polarizadores se han colocado delantedel sistema de posicionado de los filtros lo quepermite separar del detector dichos elementosópticos y evitar posibles problemas degeneración de fantasmas. Además, proporcionauna mayor disponibilidad de espacio para elmecanismo de rotación del polarizador.- Los polarizadores están inclinados unos 3º conrespecto al detector y con inclinacionesencontradas para evitar fantasmas generadosentre ellos.- No hay mecanismos de ajuste de posición nide inclinación en estos elementos ya que estosfactores no tienen influencia sobre el sistema.

Se ha conservado el sistema de intercambio defiltros (rueda de filtros) fajándolo a la nuevaestructura. También se ha conservado el anclajedel detector a la rueda de filtros.

Propuesta de bafles del Telescopio Simbiótico.

longitudes de onda, dentro del programa de"Modelado de las Variaciones de IrradianciaSolar".

La decisión de este traslado significaba uncambio en la estructura mecánica del telescopiopara adaptarlo a sus nuevas condiciones detrabajo y simultáneamente se propuso mejorarsu funcionamiento eliminando un conjunto dedefectos que presentaba su anterior diseño. Lospuntos críticos a mejorar eran:

- Minimizar la luz difusa e imágenes fantasmasobre el detector- Corregir la dificultad de regular la intensidadde la luz que llega al detector al utilizardiferentes filtros con un amplio rango de pasosde banda- Evitar el calentamiento de los elementosópticos expuestos al haz de observación


Durante el año 2004 se ha realizado un análisisdel problema llegándose a un conjunto depropuestas que fueron llevadas a cabo amediados de año, coincidiendo con el tránsitode Venus ocurrido en el mes de junio del 2004.Los resultados se pueden resumir en lossiguientes puntos.

El concepto mecánico del telescopio se hamodificado de forma radical ya que el anteriorlimitaba posibles diseños para controlar la luzdifusa y dificultaba la integración prevista deotros componentes optomecánicos.

Todos los componentes del sistema se hanmontado en un tablero fijado a una mesaóptica. Por requerimientos de alienado delsistema, dicho tablero permite ajuste de

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MEMORIA2004 IAC

INSTRUMENTACIÓNINFRARROJA

EXPLOTACIÓN CIENTÍFICA DELESPECTRÓGRAFO IR LIRIS(3I1202)

A. ManchadoM. Barreto, J. Acosta-Pulido, E. Ballesteros,R. Barrena, R. Barreto, E. Cadavid, M. Charcos,E. Hernández, R. López, A. Manescau, H.Moreno, J. Olives, C. Ramos, V. Sánchez yM.J. Vidal.

Introducción

LIRIS es un espectrógrafo infrarrojo de rendijalarga y resolución intermedia, que se haconstruido en el IAC. LIRIS está diseñado paraoperar en el foco Cassegrain del telescopioWHT, en el ORM. En marzo de 2004 se llevarona cabo las pruebas en el telescopio con eldetector científico, operando en modo imageny espectroscopía. Desde el mes de agosto de2004 LIRIS funciona de manera rutinaria comoinstrumento de uso común en el telescopioWHT. Para el primer semestre (2004B) seconcedieron más de 20 noches de observacióna investigadores fuera del equipo delinstrumento.

LIRIS trabaja en el rango de 0,9 a 2,4 micras.Además de los modos de operación similares alos demás espectrógrafos infrarrojos de últimageneración, tiene modos únicos comoespectroscopía multiobjeto, coronografía ypolarimetría. Esto permitirá abordar proyectosde investigación punteros, como por ejemplo labúsqueda de exoplanetas, y de galaxias conalto desplazamiento al rojo.

Principales características de LIRIS:

- Detector Hawaii de 1024x1024 pixels (Rockwell)- Escala de imagen: 0.25 arcsec/píxel- Longitud de la rendija: 4.2 arcmin- Resolución espectral de 800 y 2500 (previstoa finales 2005) entre 0.95 y 2.4 micras usandogrismas- Capacidad de hacer imagen sobre todo elcampo (4.2 arcmin)- Capacidad de espectroscopía multiobjeto enun campo de 2 x 4.2 arcmin- Capacidad de espectropolarimetría- Coronografía con máscaras de apodización


Marzo:Segundo periodo de pruebas en el telescopio,esta vez con el detector científico.Comienza la utilización de Tiempo Garantizadoal equipo de LIRIS.

Segundo semestre: Se ofrece como instrumentode uso común a través de los comités deasignación de tiempos.

Junio: Primeras pruebas del modo coronografía.

Octubre: Primeras pruebas de polarimetría enmodo imagen.

Adquisición de una sala limpia desmontablepara realizar integraciones de LIRIS dentro deledificio del telescopio WHT.


En marzo del 2004 se llevaron a cabo pruebasde LIRIS acoplado al telescopio, después delos ajustes y mejoras introducidas a raíz de lasprimeras pruebas realizadas en febrero 2003.Un paso importante fue la integración delinstrumento al sistema informático deltelescopio, de esta manera LIRIS pasó a ser uninstrumento de uso común. Se probaron granparte de las secuencias de observaciónpredefinidas que involucran mucha interaccióncon el sistema de control del telescopio y sucámara de autoguiado. A partir de este momentose ha observado con el detector científico,habiendo aumentado su temperatura de trabajoa 70 K, con el propósito de aumentar la eficaciacuántica en el rango más azul. En particular enla banda J se consiguió un aumento del 30%.Se comprobó que la calidad de imagen eramuy buena, llegando a medir anchuras de 0.5segundos de arco en la banda Ks, y sindeformaciones sistemáticas a través de todo elcampo de visión. También se calcularon lospuntos cero, encontrando valores de eficienciaóptica entre los más altos en instrumentossimilares, así mismo se comprobó que laemisividad en la banda Ks está entre las másbajas para instrumentos infrarrojos (ver Tabla).Se comprobó que la resolución espectralobtenida (2.6 píxeles para una rendija de 0".65)corresponde con la esperada. En la actualidadLIRIS sólo dispone de 2 grismas de resolución~800. Durante el año 2005 se espera aumentarla resolución a 2.500 al menos en una de lasbandas H o K con la adquisición de grismas dezafiro.

Puntos cero, eficiencia, magnitudes límite (3σ

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Filtro J H Ks

Punto cero 25.05 25.35 24.50

Eficiencia 0.41 0.62 0.52

Mag. Lim. 23.6 22.4 21.8

Emisividad cielo Mag/arcsec2 15.4 14.2 13.0

La coronografía en LIRIS

El instrumento LIRIS permite hacerobservaciones en modo coronográfico,colocando una máscara que oculta un objetobrillante en un disco de 1.5" de diámetro, yademás una máscara de Lyot subdimensionadacon respecto a la pupila del telescopio. Enjunio se realizaron pruebas con este modo deobservación. Se pudo detectar un objeto demagnitud Ks=17.5, que resultó ser 11magnitudes más débil que la estrella brillantecompañera (Ks=6.5) situado a 10 segundos dearco de ésta.

Observaciones de LIRIS usando la mascara de coronografía(1.5 segundos de arco) instalada

en LIRIS. Para sustraer el fondo de cielo sehan tomado imágenes en dos orientaciones

del telescopio. Los objetos señalados son 8 y 11 magnitudesmás débiles que la estrella primaria

(oculta por la máscara).

La polarimetría en LIRIS

En el mes de noviembre se realizaron pruebasdel modo de polarimetría (imagen). Secomprobó que LIRIS introduce un grado depolarización instrumental muy bajo (~0.1%) yque gracias al uso de los dispositivos WeDoWo(en ingles "Wedge Double Wollaston") se puedemedir la polarización lineal con una solamedida. La mayor parte de medidas realizadasfueron de estrellas de calibración polarizadas,

el grado y el ángulo de polarización medidosconcuerdan muy bien con los valores tabulados.También se obtuvieron imágenes de objetoscon interés científico, a modo de ejemplomostramos la imagen que se obtuvo de lanebulosa de reflexión en la región de CepheusA.

Imagen de la nebulosa de reflexión Cepheus Aobtenida con el WeDoWo disponible en LIRIS.

Los distintos paneles corresponden a distintas orientaciones delvector campo eléctrico.

Se puede ver cómo cambia la estructura de lanebulosa según dicha orientación, que aparece perpendicular a

la dirección radial (la estrella queilumina la nebulosa se encuentra aproximadamente

en el centro de cada panel).

Espectroscopía Multi-objeto

Se validó científicamente el modo deespectroscopia multi-objeto (MOS), observandoestrellas masivas dentro de un cúmulo abiertocon fuerte enrojecimiento. Se pudo obtener elespectro de 14 estrellas simultáneamente, deesta forma se ha probado además de laeficiencia del modo multi-objeto, elprocedimiento de diseño, fabricación yadquisición en el telescopio.

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MEMORIA2004 IAC

Espectroscopia multi-objeto de estrellas calientes encúmulo enrojecido, obtenida con LIRIS. En este caso seobtuvieron espectros de 14 estrellas, la longitud de las

rendijas fue de 10". Se muestran algunos de losespectros obtenidos cubriendo nominalmente desde labanda Z (0.9 micras) hasta la banda K (2.4 micras).

Espectros en el rango de 0.9 a 2.4 de la nebulosa de McNeil, obtenidos con LIRIS. El espectro está dominadopor líneas de emisión de hidrógeno y helio con perfiles tipo P-Cygni, que probablemente se originan en un

viento estelar muy denso.

Primeros resultados científicos

A lo largo de 2004 también comenzó laexplotación científica del instrumento, dentroel tiempo garantizado concedido al equipo deLIRIS y también con el acceso a través de losdiferentes comités de asignación de tiempo.Como resultados más relevantes destacamos laconfirmación espectroscópica de una enanamarrón tipo L0 compañera de otra enanamarrón, situada a 3 segundos de arco de ésta y

En el panel de la derecha se muestra una imagen obtenida en el visible con el telescopio Gemini, en elpanel central se muestra en tres colores las imágenes obtenidas con LIRIS en las bandas J, H y Ks. En el

panel de la derecha se muestra un mapa de color H-K, mostrando una estructura muy roja al Sur de lanebulosa. La variación de los colores infrarrojos a lo largo de la nebulosa es compatible con una extinción

de 15 magnitudes.

3.8 magnitudes más débil. También se observóla nebulosa de McNeil que fue descubierta aprincipios de 2004. Se trata de una nebulosa dereflexión, iluminada por una estrella enformación que aumentó su brillo de maneraespectacular a finales del año 2003 (Figuraanterior). Además de imágenes se obtuvieronespectros donde dominan la líneas dehidrógeno, y que corresponden a vientos dealta densidad.

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EMIR: UN ESPECTRÓGRAFOMULTIOBJETO INFRARROJO PARA ELGTC(P5/01)

F. Garzón.D. Abreu, M. Balcells, S. Barrera, S. Becerril,S. Correa, J.J. Díaz, A.B. Fragoso, F. Gago, C.González, A. Manescau, F.J. Fuentes, J.C.López, P. López, J. Patrón, J. Pérez, M. Prieto,P. Redondo, P. Saavedra, R. Restrepo, F.Tenegi y V. Sánchez.

R. Guzmán (Univ. de Florida, EEUU); J. Gallego,N. Cardiel, S. Pascual, J. Gorgas y J. Zamorano,(UCM, Madrid); R. Pelló, F. Beigbeder, S. Brau-Nogué y T. Contini (LAOMP, Francia); C. Gry, B.Milliard y R. Grange (LAM, Francia).

Introducción

El Proyecto EMIR aborda el diseño yconstrucción de un espectrógrafo multiobjetocon capacidad de imagen para observacionesen el rango infrarrojo cercano con el telscopioGTC. EMIR será un instrumento único en sucategoría al proporcionar capacidad deespectroscopía multirendija y de imagen en ungran campo, en un telescopio de 10 m deapertura y en el dominio infrarrojo cercano. Enparticular, la capacidad de realizarespectroscopía multiobjeto en la banda de 2,2µm abrirá campos de investigación únicos a lacomunidad de astrónomos usuarios deltelescopio GTC. EMIR está diseñado para operarprincipalmente como multiobjeto en la bandaK, pero ofrece un amplio rango de modos deobservación, que incluyen imagen yespectroscopía, tanto de rendija larga comomultiobjeto, en el rango espectral entre 0,9 y2,5 µm. Está equipado, entre otros, con tressubsistemas de alta tecnología de últimageneración, algunos especialmente diseñadospara este Proyecto: un sistema robóticoreconfigurable de máscaras de selección;elementos dispersores formados mediante lacombinación de redes de difracción de altacalidad, fabricadas mediante procedimientosfotorresistivos, y prismas convencionales de grantamaño, y el detector HAWAII-2 de Rockwell,diseñado para el infrarrojo cercano con unformato de 2048 x 2048 píxeles, y dotado de unnovedoso sistema de control, desarrollado porel equipo del Proyecto.

Las prestaciones del instrumento quedanresumidas en la siguiente tabla:

Especificaciones de EMIR:

- Estación Focal Nasmyth- Rango espectral: 0.9 - 2.5 µm- Resolución espectral: ~4000 (J, H y K)- Cobertura espectral: Una ventana deobservación en Z, J, H o K- Formato del detector: 2048 x 2048 píxeles deRockwell- Escala en el detector: 0.2 "/píxel- Número de rendijas de plano focal: > 40- Temperatura nominal de trabajo: 77 K- Campo de visión: 6 x 6 arcmin (modo imagen),6 x 4 arcmin (espectroscopía)- Calidad de imagen (0

80): < 1.5 píxeles en todo

el campo (imagen y espectroscopía)

El Proyecto GOYA es el proyecto científico quedirige el desarrollo de este instrumento. Elobjetivo principal de GOYA es realizar un censode galaxias dedicado a la observación de fuentescon corrimiento al rojo 2<z<3, para laexploración de épocas tempranas en la historiadel Universo, donde la formación de galaxiasalcanzó su máxima intensidad. GOYA quedadescrito en más detalle en la memoria delProyecto 310500. Las característicasespectrofotométricas de estas galaxias jóvenesnecesitan de un instrumento como EMIR en eltelescopio GTC, especialmente indicado parafuentes débiles: galaxias débiles, estrellas debaja masa, enanas marrones, supernovasdistantes, poblaciones estelares en galaxiasexternas resueltas, regiones HII y objetos enregiones oscurecidas por el polvo (núcleosgalácticos, objetos estelares jóvenes y galaxiasvistas de canto). En cualquier caso, EMIR es uninstrumento de uso común en el telescopioGTC, por lo que su diseño debe permitir abordaruna amplia variedad de programas científicos.En el año 2004 se ha puesto en marcha el grupoEAST (EMIR Associate Science Team), quereúne a los investigadores interesados en laexplotación científica inicial de EMIR, y que seencargarán de preparar el Programa Central deObservaciones cubriendo aspectos nocontemplados dentro de GOYA.

El diseño y construcción de EMIR corre a cargode un equipo de instituciones nacionales einternacionales con amplia experiencia en

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MEMORIA2004 IAC

instrumentación infrarroja, liderados por el IAC:la Universidad Complutense de Madrid (UCM),el Laboratorio de Astrofísica del Obs. de Midi–Pyrénées (LAOMP) y el Laboratorio de Astrofísicadel Obs. de Marsella (LAM), en Francia.

EMIR será un instrumento único por suscaracterísticas y alcance, y abrirá nuevos camposde investigación a la comunidad astrofísicaespañola e internacional con acceso altelescopio GTC. De un lado, debido a la altasensibilidad, sin precedentes en lainstrumentación disponible para los astrónomosespañoles, resultado de la combinación de lagran apertura del telescopio GTC con losdetectores de última generación que equiparánel instrumento. De otro, la capacidad de realizarespectroscopía con resolución espectralintermedia en el IR cercano y de un grannúmero de objetos simultáneamente.


Se ha revisado el diseño óptico para, por unlado, aplanar el campo en plano focal y, porotro, mejorar las prestaciones de calidad óptica.

El sistema óptico revisado se ha incorporado aldiseño mecánico donde se ha verificado que elmodelo estructural de la base fría cumple losrequerimientos de movimiento de imagen.

Se dispone de un concepto de criostato delinstrumento con un segundo apoyo den laplataforma Nasmyth.

Se ha completado la primera versión del modelotérmico del instrumento completo.

Se ha avanzado en la definición deespecificaciones de los subsistemas de EMIR,habiéndos completado toda la documentaciónnecesaria para iniciar los procesos decontratación externa de los siguientes paquetesde trabajo-subsistemas:

- Diseño y fabricación de la montura de loselementos dispersitos. A. realizar por LAM.Pendiente de la firma del acuerdocorrespondiente.- Diseño y fabricación de la unidad criogénicade rendijas configurables (CSU). Se ha lanzadoun programa de demostración en octubre de2004.- Diseño y fabricación de la unidad de traslación(3 ejes) del detector (DTU). Licitación iniciadaen diciembre de 2004.- Contratación de las lentes y barriles delcolimador y cámara. Licitación pendiente.- Compra de filtros de banda ancha. Iniciada en

noviembre-diciembre de 2004.

Fabricación de pruebas de los siguientesmodelos de desarrollo:

- Criostato de pruebas multipropósito: fabricadoy probado.- Pruebas del colimador CO1: fabricado,montado y pruebas de desarrollo.- Pruebas de motores en frío: finalizadas.- Pruebas de sistemas de tracción-conducciónpara la rueda de grismas: finalizadas.- Pruebas del prototipo de los elementos desoporte ("support trusses"): componentes enfabricación.- Pruebas del prototipo de la rueda de grismas:componentes de fabricación.

Se ha completado el nuevo sistema de controly lectura de 32 canales y quedan pendientes laspruebas definitivas de caracterización deldetector de ciencia Hawai-II, parte de las cualesse realizarán con el sistema de control de 4canales.

Celebración de la segunda reunión del grupoEAST, en la que se ha avanzado en la definicióndel programa central en temas distintos de losde GOYA, así como en la organización ydesarrollo futuro del grupo.

Celebración de la tercera reunión científica delProyecto GOYA. Ha habido un importanteprogreso en la definición de los criterios deselección de muestras a observar con EMIR, enbase a los catálogos fotométricos.


Cables flexibles,placa de soportey electrónicabásica deldetector deEMIR.

Durante el año 2004, EMIR ha ido cumpliendogradualmente los objetivos fijados en su plandel Proyecto, si bien es cierto que parte de lastareas que se planearon se han revelado comomás costosas y complicadas de lo previsto, poruna serie de razones, lo que se traduce en unretraso general en el calendario del Proyecto.

El diseño óptico de EMIR se ha revisado yretocado ligeramente durante 2004, intentandoalcanzar los siguientes objetivos:

- Aplanar el campo en la posición de la unidadde máscaras (plano focal del telescopio GTC),aumentando la focal efectiva, para disminuir elefecto de desenfoque en las rendijas.- Aumentar el espesor de la lente de campo(ventana del criostato) y disminuir su curvatura,para mejorar su comportamiento termoplásticoy facilitar su montaje.- Facilitar el montaje de algunas lentesparticularmente delicadas de la cámara.

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Se ha diseñado completamente el controladordel detector, equipado con 32 canales delectura. Se han realizado numerosas pruebasen caliente, que han demostrado sufuncionalidad, y se encuentra ya en avanzadoestado de construcción en su versión definitiva.

En el área de control, se ha partido de unaestructura más organizada del grupo multi–institucional, que ha permitido avanzar en ladefinición de interfaces y desarrollo del prototipode caso de uso que debe probar la funcionalidadde principio a fin (end to end).

En el diseño mecánico, se ha avanzadosustancialmente en la definición de lasespecificaciones de prácticamente todos lossubsistemas y en el diseño de varios de ellos,parte de los cuales se sacarán a contrataciónexterna, lo que exige un esfuerzo adicional enla verificación de sus especificaciones. En otros,el avance no ha sido tan intenso, aunque seestán redirigiendo los esfuerzos hacia aquellosconceptos que se han mostrado másprometedores y seguros. Es reseñable el granesfuerzo que se ha realizado para realizar eldiseño, construcción y ensayos previstos en lafase de prototipo del Proyecto, que básicamentecomprende optomecánica de lentes muygrandes, control, guiado y comportamientotérmico de ruedas masivas, y los elementos desoporte de la base fría de EMIR, todos ellos encondiciones criogénicas. Parte del esfuerzo haido destinado a poner a punto sistemas demedida externos de alta precisión conaplicabilidad en criogenia. Dentro de esta fase,cabe incluir la puesta a punto del criostato depruebas de EMIR (EMCTS), en el que sevalidarán distintas unidades, y que esprobablemente el mayor de los se han manejadoen el IAC.

También se han lanzado dos contratos dedesarrol lo y suministro, que se esperasupongan un impulso decisivo en EMIR. Elprograma de demostración de la CSU(Cryogenic Slit Unit), ante la imposibilidadreal de firmar un contrato definitivo, ya

asignado a la empresa Janssen PrecisionElectronics; y el contrato de suministro de launidad de traslación del detector (DTU), quese debe resolver a partir de febrero de 2005.La preparación del programa científico de EMIR,en sus dos vertientes de Proyecto GOYA y degrupo EAST, ha progresado notablementedurante 2004. Las actividades del grupo GOYA,que vienen desarrollándose desde 1999,quedan descritas en la memoria del Proyecto310500 GOYA, Evolución Cosmológica deGalaxias.

Un aspecto en el que el progreso ha sido muyrelevante ha sido en la organización y desarrollodel grupo EAST, cuya segunda reunión tuvolugar en octubre de 2004 en el IAC.Actualmente, más de 40 científicos formanparte del grupo, cuyo programa preliminar deobservaciones lo componen 17 programas, hastala fecha. Se ha avanzado significativamenteen la estructura y organización del grupo. Unaspecto que se debe resaltar de esta reunión esla identificación del instrumento NIRSPEC a

Diversas vistas de las pruebas de prototiposde EMIR.

Criostato de pruebas de EMIR (EMCTS).Vistas interior y exterior.

bordo del futuro telescopio espacial JWST enla línea de futuro de EMIR. Dado que el científicode la misión español pertenece al grupo EAST,se ha acordado mantener viva la informaciónsobre el desarrollo de este instrumento, susprestaciones esperadas y sus planes de ciencia.Finalmente, mencionar que se han nombradonuevos coinvestigadores del Consorcio EMIRpara reforzarlo de cara a la importante tareade preparar el aprovechamiento científico,ya cumplidas o cumpliéndose las últimasfases de desarrollo instrumental, y reflejar deun modo más exacto la implicación de lasinstituciones responsables del desarrollo delinstrumento.

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MEMORIA2004 IAC

FIN - NUEVO FOTÓMETROINFRARROJO

A. Oscoz.J.C. González, E. Cadavid, A. Manescau, E.Páez, M. Verde, T. Viera, G. Gómez, M. Aguiar,J.C. López, P. Ayala, J.E. García, J.J. González,J. Morrison, J.S. Rodríguez, A. Casanova, A.Morales, Taller de Mecánica y DelineaciónTécnica.

Introducción

FIN es un fotómetro rápido y preciso con undetector InSb para observaciones de objetospuntuales en el rango de 1 a 5 micras. Esactualmente uno de los dos instrumentos deuso común del telescopio TCS del OT, siendouno de los pocos fotómetros infrarrojos rápidosdisponibles en la actualidad. FIN es lacontinuación natural del antiguo fotómetro CVF,aunque sus prestaciones son muy superiores alas de su predecesor, y ha sido construido trastres años de trabajo instrumental.


Los resultados más importantes obtenidos a lolargo de 2004 han sido los siguientes:

Integración con éxito de todas las partes delinstrumento: óptica, mecánica, electrónica ysoftware. Finalización del trabajo en cada unade ellas.

Numerosas pruebas y simulaciones enlaboratorio y más de 30 noches de pruebas entelescopio. Realización de mejoras tras cadauno de los períodos.

Elaboración de la documentación de usuario ymantenimiento del instrumento.

Transferencia del mantenimiento y mejoras aMantenimiento Instrumental.

Como hito más relevante, cabe resaltar quedesde el segundo semestre de 2004, FIN es yaun instrumento de uso común incluido en elCAT.


El desarrollo del Proyecto en 2004 ha conducidoa que el fotómetro FIN para el telescopio TCSsea ya un instrumento de uso común, listo parasu utilización por astrónomos de la comunidadinternacional e incluido en el CAT.

La actividad del Proyecto en 2004 comenzó

con la finalización de las tareas de integracióny pruebas finales y terminó cediendoprogresivamente la responsabilidad delmantenimiento y mejoras a MantenimientoInstrumental. Todo ello tras más de 30 nochesde commissioning en telescopio, divididas encuatro períodos (marzo, abril, junio y julio) ynumerosas noches de servicio dedicadas apruebas.

Antes de cualquier período de commissioningen telescopio se realizaron diferentes pruebas ysimulaciones en los laboratorios del IAC. Entrelas actividades efectuadas cabe destacar lacomprobación de forma exhaustiva de las partesy funcionalidades más críticas del sistema:

a) repetibilidad del posicionado en frío y encaliente de las ruedas de filtros y de aperturasb) optimización del alineamiento optomecánicoc) calibración de la relación tensión-amplituddel chopper y optimización de la estabilidad ensu posicionadod) sensibilidad del instrumentoe) calibración de la relación entre el tiempo deenfriamiento del criostato y la señal obtenidaf) verificación de la transmitancia de los filtrosg) medición de la polarización del detector(bias) bajo diferentes condiciones y selecciónde la más adecuado

Como prueba de fuego se generó un ficheromacro con decenas de órdenes de observación,llevando el instrumento al límite de sucapacidad, manteniéndolo en ejecucióndurante un día entero.

Adicionalmente, tras cada período de pruebasse optimizó el instrumento aplicándose lasmejoras detectadas durante el mismo. Las mássignificativas fueron: la inclusión de un sistemade bombeo del nitrógeno con el fin de disminuirla temperatura del sistema y mejorar lasensibilidad del instrumento; la instalación deun sistema para medir la temperatura deldetector y la instalación de un sensor de presióndel criostato; un nuevo banco de baterías quealimenta a la electrónica del criostato parapermitir que el sistema funcione sin problemastoda la noche; y la sustitución de las impedanciaspor otras más adecuadas (disminuyendo laimpedancia baja para evitar una rápidasaturación en L’ y en M’ y aumentando la altabuscando el compromiso entre el aumento dela señal pero sin elevar el ruido).

Una de las tareas llevadas a cabo a lo largo detodo el año ha sido la adquisición de repuestosde la mayor parte de los componentes para sucesión a Mantenimiento Instrumental. Estatarea, con aportaciones de todos los

MEMORIAIAC 2004

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componentes del proyecto, permitirá realizarlas reparaciones más críticas minimizando elimpacto en el programa de observaciones.

Se han elaborado los manuales de usuario y demantenimiento del instrumento con laparticipación de todos los miembros del equipode Proyecto. Se dispone de manuales paraoperación y mantenimiento, registros de fallos,manuales para operadores y soportes y manualesde usuario (http://www.iac.es/telescopes/tcs/Manu-FIN-Usu.pdf). Asimismo, se ha formado alpersonal de soporte del OT en el uso y operacióndel instrumento y al personal de MantenimientoInstrumental en la operación, instalación,desinstalación y mantenimiento de FIN.

Por último, cabe destacar que tras varias nochesde observación, cada una de ellas apuntando aobjetos más débiles, se consiguió observarestrellas de magnitud 12 con relación señal aruido de 10 en J y H y de 2 en K. De acuerdo conlas diferentes observaciones realizadas, lamagnitud límite teórica es 13. Está tambiéncomprobada la linealidad del instrumento,calibrada la amplitud de chopeo en telescopioy la amplitud del barrido para el foco, probadala fase automática y, en general, todas lasaplicaciones de FIN. El primer astrónomo queusó FIN lo hizo en el mes de julio de 2004.

FIN (criostato dorado) instalado en el telescopio TCS, junto conCAIN (criostato azul).

Foto superior: Interior del criostato con laruedade aperturas en primer término.Foto inferior: Interior del criostato.

TIP II ESPECTRÓGRAFO PARAGREGOR

M. Collados.J.J. Díaz, A. Manescau, C. Campos, E.Hernández y E. Páez.

Introducción

El polarímetro infrarrojo TIP, construido por elIAC, está instalado en el telescopio VTT del OTcomo instrumento de uso común desde 1999.Desde entonces y hasta ahora, es el instrumentomás exitoso de todos los que están en dichotelescopio. Desde su primera campaña, vienesiendo utilizado de manera rutinaria por gruposespañoles (IAC, IAA) y extranjeros (KIS, MPAe,USG y IAP, todos ellos de Alemania). A pesarde su corta vida, ya ha dado lugar a un númeroconsiderable de publicaciones, entre las quecabe destacar dos artículos en la prestigiosarevista científica Nature. En 2002, se llegó a unacuerdo con el MPAe de Lindau para actualizarel polarímetro (y dar lugar a TIP II) para, confinanciación preferentemente alemana, adquirirun nuevo detector, que permitiera ampliar lasprestaciones del instrumento (mejor resoluciónespacial y más campo de visión). Tras varioscontactos con Rockwell Inc., se decidió comprarel detector TCM8600, junto con el criostato y laelectrónica asociada.

Esta mejora del polarímetro es contemporáneaen el tiempo con la construcción del telescopioalemán GREGOR de 1,5 m de diámetro, cuyaprimera luz está prevista para el segundosemestre de 2005. Simultáneamente a laadquisición de la nueva cámara, se ha diseñadoa lo largo de 2003 y 2004 un espectrógrafoadecuado para TIP II que permita mejorartodavía más la resolución espacial, enaproximadamente un factor dos, en comparacióncon los resultados que se esperan obtener en eltelescopio VTT. Si esta planificación se cumple,esperamos haber mejorado la resolución espacial,en un factor cuatro, respecto al polarímetro actual,TIP.


Entre los muchos resultados científicos, sepueden citar las dos publicaciones aparecidasen la revista científica Nature.

Trujillo Bueno et al. (2002) demostraron cómo sepuede medir el campo magnético enprotuberancias y filamentos solares (estructurasnítidamente coronales) a partir de medidasespectropolarímétricas de la línea He Iλ 1.083µm. Este trabajo puso también de manifiesto laimportancia de la polarización del nivel inferior

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MEMORIA2004 IAC

de la transición que da lugar a la línea espectral,explicando el origen una señal de polarizaciónque por medios clásicos permanecía enigmática.Más recientemente, Solanki et al (2003),estudiando la emergencia de una región activasolar, mostraron que la topología del campomagnético es compatible con la existencia decapas de corriente que podrían tener un efectoimportante en el calentamiento cromosférico(éste es uno de los grandes problemas y retos dela Física Solar actual).


El contrato con Rockwell, Inc., para la fabricaciónde la nueva cámara se firmó a finales de 2002.Finalmente, ésta se recibió en diciembre de2003. Durante 2004, se ha fabricado un prototipode la electrónica de sincronización con losmoduladores. Asimismo, se ha generado todoel software de control con un PC bajo sistemaoperativo Linux.

Las primeras pruebas a pie de telescopio serealizaron en diciembre de 2004 y fueron unéxito. La imagen muestra los parámetros deStokes obtenidos con la nueva cámara. Larendija de entrada del espectrógrafo se colocósobre una mancha solar. El desdoblamiento delas líneas espectrales, así como sus estados depolarización son evidentes. Cabe destacar lalimpieza de las imágenes, lo que demuestra labondad de la cosmética del nuevo detector.

Igualmente importante es que al ser el detectorunas dos veces más eficiente que el de TIP (undetector NICMOS 256 x 256), se mantiene lamisma relación señal a ruido, a pesar de ladisminución del flujo de fotones debido a lareducción del muestreo espacial.Simultáneamente, se ha finalizado un diseñooptomecánico del espectrógrafo para eltelescopio GREGOR y se ha consensuado conlas instituciones alemanas que estánconstruyendo el telescopio. Se han iniciado lasprimeras compras y ya se han recibido en elIAC, a finales de 2004, los espejos másimportantes del espectrógrafo, el colimador y elespejo de cámara.

PARTICIPACIÓN DEL IAC EN FRIDA

F. Garzón.J.J. Díaz, F. Gago, A. Prieto y F.J. Fuentes.

J.A. López, A. Watson, B. Sánchez, S. Cuevas,R. Flores, C. Espejo, V. Bringas, G. Lara, L.Gutiérrez, O. Chapa, A. Farah (IA-UNAM,México); J.M. Montoya, R. Toral (CIDESI,México); S. Eikenberry (Univ. de.Florida, EEUU).

Introducción

El Gran Telescopio CANARIAS GTC será muypronto el mayor telescopio óptico/infrarrojo deespejo único en el mundo, y como tal ofrecerádos claras ventajas para el estudio de objetosdébiles en el Universo Local y Lejano. Laprimera viene del hecho de que el poder decolección de un telescopio depende de D2, elcuadrado del diámetro, de modo que eltelescopio recogerá más fotones que cualquierotro. La segunda es la resolución angular,proporcional a λ/D, de modo que una vez en sedisponga del corrector de Óptica Adaptativa(OA), el telescopio GTC tendrá mejor resoluciónque cualquier otro telescopio infrarrojo. Aúnmás, al observar fuentes puntuales limitadaspor radiación de fondo, la combinación delpoder de colección y el límite de difracciónproporcionará al telescopio GTC una mejoradel orden de D4 sobre otros telescopios máspequeños. Por ello, los telescopios de la clasedel GTC son ideales para estudios que requieranalta resolución.

El telescopio GTC será capaz de explotarcompletamente su potencial sólo cuando elcorrector de OA esté instalado, de forma quepueda combinarse su poder de colección concalidad de imagen en el límite de difracción. Elcorrector de OA de conjugado único deltelescopio GTC operará con un sensor de frentede onda óptico, lo que va a proporcionar un hazcorregido con relación de Strehl en K de 0.45usando estrellas guía hasta mR = 15. FRIDA sepropone a GRANTECAN S.A. para ser el primerinstrumento del telescopio GTC que aprovecheel corrector de OA de telescopio.

El diseño de FRIDA como cámara yespectrógrafo de campo integral con ópticalimitada por difracción, permitirá trabajar sindegradar la calidad de imagen, arduamenteconseguida, que entregará el corrector de OAdel telescopio GTC. FRIDA operará en el rangodel infrarrojo cercano donde se alcanzarán las

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mayores relaciones de Strehl, y obtendráimágenes de alta calidad en banda ancha yestrecha, más espectroscopía espacialmenteresuelta mediante el uso de la unidad de campointegral. Asimismo, dispondrá de modos paraimagen de alto contraste.Se ha decidido que las institucionesparticipantes en el telescopio GTC, IA-UNAM,IAC y la Universidad de Florida, construiránconjuntamente FRIDA, aprovechando en sudesarrollo toda la experiencia instrumentalexistente en esas instituciones para conseguirla máxima eficacia en el diseño y fabricación.

FRIDA se instalará en la plataforma Nasmyth,tras el corrector de OA, y cubriendo el rangode 0.9 a 2.4 µm. En imagen directa,proporcionará imagen en banda ancha yestrecha con un adecuado muestreo deNyquist de escalas 0.013 arcsec/píxel (bandasJ y H) y 0.026 arcsec/píxel (band K) quecorresponden a campos de visión totales de26.6 arcsec y 53.2 arcsec.

El otro modo de observación principal será laespectroscopía de campo integral, conresoluciones espaciales de 0.025, 0.050 y 0.100arcsec por elemento de resolución, quecorresponden a campos de visión de 0.5 x 1.0,1.0 x 2.0 y 2.0 x 4.0 arcsec. Las resolucionesespectrales serán R ~ 500, R ~ 5.000, y R ~20.000, ésta última a longitudes de ondaconcretas. Esta alta resolución será unacapacidad única de FRIDA.

FRIDA va a permitir investigar fenómenos aescalar de 0.05 arcsec y menores. Su rangoespectral de operación es el adecuado paraestudiar objetos extinguidos, además de serrico en líneas de absorción estelares y de emisiónde diferentes especies químicas y fases de gas.Por ello, FRIDA será capaz de abordar un grannúmero de problemas claves en Astrofísica.

El interés por FRIDA en la comunidad deltelescopio GTC es amplio. Los proyectoscientíficos directores abarcan desde cuerposdel sistema solar a sistemas a alto z, pasandopor sistemas binarios próximos, objetos estelaresjóvenes, fenómenos circumestelares en estadosavanzados de la evolución estelar, y núcleosgalácticos activos.

Algunos resultados relevantes yevolución del Proyecto

A partir del acuerdo inicial entre las tresinstituciones para proponer el desarrollo de un

instrumento de OA a GRANTECAN S.A., secrea un grupo de trabajo científico–técnico enel IAC, parte del cual está actualmenteinvolucrado en el desarrollo de EMIR, paraprogramar la participación del IAC en estenuevo instrumento.

Durante el 2004 se ha participado en laidentificación de áreas del Proyecto con interésmutuo de colaboración. Se ha llegado alacuerdo preliminar de que el IAC se encargarádel área de Control de FRIDA, que incluyedetector, mecanismos (excepto software de bajonivel) y software de control, siguiendo elconcepto que actualmente se desarrolla enEMIR. Adicionalmente, el IAC actuará comoasesor en todas las áreas del Proyecto que serequieran, aportando su experiencia einfraestructura en las diversas áreas.

Se colaboró en diversas áreas del concepto deFRIDA, desde el proyecto científico hasta losdetalles técnicos, aportando conocimientos yparticipando en la redacción de la propuestade proyecto que se presentó a GRANTECANS.A.

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ASTROFÍSICA DESDEEL ESPACIO

PARTICIPACIÓN DEL IAC EN LASMISIONES ESPACIALES HERSCHEL YPLANCK SURVEYOR(4E4202)

Misión HERSCHEL

- Instrumento PACSJ. Cepa Nogué.J.M. Herreros, M. Amate, H. Chulani, A. Díaz,M.F. Gómez Reñasco, S. Iglesias, A. Obradoy M. Sánchez.

- Instrumento SPIREI. Pérez Fournon.J.M. Herreros y E. Hatziminaoglou.

Misión PLANCK SURVEYOR

- Instrumento LFIR. Rebolo.J.M. Herreros, M. Amate, O. Batet, H. Chulani,A. Díaz, M.F. Gómez Reñasco, S. Hillebrandt,R. Hoyland, A. Obrado, R. Rodríguez y M.Sánchez.

Delineación Técnica: A. Díaz, J.C. Díaz y J.J.Perdigón.

Taller y Almacén de Mecánica: F. Llarena,J.J. Dionis, C.A. Flores, H. Gabino, J.F. García,E. González, C. Morell, R. Negrín, L. Pérez.

Introducción

Desde el año 1996 el IAC viene participando enla concepción y desarrollo de la carga útilcientífica de las misiones espaciales HerschelSpace Observatory y Planck Surveyor de laAgencia Espacial Europea (ESA). Ambasmisiones forman parte del programa Horizon2000 y se desarrollan en el ámbito de un soloproyecto. Los satélites realizarán susobservaciones en el rango de longitudes deonda del infrarrojo, submilimétrica y milimétrica,desde órbitas similares alrededor del punto deLagrange L2. El presente concepto de misióncontempla lanzar ambos satélites con unlanzador tipo Ariane 5, estando previsto sulanzamiento el 7 de agosto de 2007 (antesfebrero de 2007).

HERSCHEL es una misión tipo observatorio multi-usuario que explorará el espectroelectromagnético en el rango 60-670 micras

(480 GHz – 5 THz). En noviembre de 1993 seseleccionó para ser la cuarta misión "piedraangular" en el programa Horizon 2000.En 1996 PLANCK fue seleccionada como latercera misión de tamaño medio del programaHorizon 2000. Es del tipo IP (InvestigadorPrincipal), de exploración del cielo. Su objetivoprincipal es obtener nueve mapas de todo elcielo en el rango de frecuencias 30-900 GHzcon una resolución y sensibilidad sinprecedentes. A partir de estos mapas se podrácartografiar las fluctuaciones en el FondoCósmico de Microondas (FCM), radiacióninterpretada como el remanente de la faseinicial del Universo que se conoce como Big-Bang.

Participación del IAC

Los grupos del IAC que estudian el FondoCósmico de Microondas y el Origen y Evoluciónde las Galaxias precisan poder acceder a losdatos que obtendrán los satélites HERSCHEL yPLANCK para mantener una actividad científicade primera línea en estos campos. A tal fin, loscientíficos e ingenieros del presente Proyectoson miembros, desde hace más de diez años,de los Consorcios Internacionales que se hanformado para proporcionar a la ESA losinstrumentos PACS (Photoconductor ArrayCamera & Spectrograph) y SPIRE (Spectral andPhotometric Imaging Receiver) para el satéliteHerschel y el instrumento LFI (Low FrequencyInstrument) para PLANCK. Estos instrumentospresentan algunos desafíos tecnológicos deprimera magnitud que conciernen campos tandiversos como las tecnologías de recepción enmicroondas, sistemas de criogenia o tecnologíasde procesamiento y compresión de datos.

El IAC es responsable de suministrar al Consorciodel instrumento LFI de PLANCK:

- el equipo electrónico REBA (incluye lasunidades DPU, SPU, DAU y PSU)- el software de arranque, los controladores de losdispositivos hardware (drivers) y la aplicación devuelo- el compresor de a bordo- el descompresor de Tierra

Además, el IAC realiza el diseño del conmutadorde fase de los híbridos de los radiómetros de 33y 44 GHz, y da apoyo, en estos canales, a laingeniería de microondas. Por otra parteparticipa en la integración y verificación del

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Instrumento, y contribuye al diseño y desarrollodel DPC del LFI (Centro de Control delInstrumento).

El IAC es responsable de suministrar al Consorciodel instrumento PACS de HERSCHEL:

- el equipo electrónico SPU (incluye las unidadesSPU-SWL, SPU-LWL, DAU y PSU)- el software de arranque y drivers de vuelo.

También el IAC colabora con los Consorciosque desarrollan los instrumentos PACS y SPIREde HERSCHEL en la concepción y desarrollode los ICC (Centros de Control de losinstrumentos).

Descripción de los equipos REBA y SPU

El equipo electrónico REBA consta de: dosordenadores, DPU y SPU, de altas prestacionesespecíficamente diseñados para satisfacer losrequisitos de la misión PLANCK, que realizanlas funciones de control, gestión del tiempo deabordo, procesado y compresión de datos delinstrumento. Una unidad auxiliar que realizalas funciones de interfaz de comunicacionescon el satélite. Una unidad de adquisición dedatos (DAU) que vigilará el estado defuncionamiento del equipo REBA. Una unidadde alimentación (PSU) que adaptará elsuministro de potencia del satélite a lasnecesidades específicas del REBA y, el softwarede vuelo de bajo "Start-up o Boot software" y altonivel "application software". Este sofisticadopaquete de software permitirá inicializar elequipo, controlar y monitorizar el instrumento,procesar y comprimir los datos científicos con unalgoritmo de compresión de datos diseñado amedida con el objeto de cumplir con los límitesde velocidad de transferencia binaria impuestospor el sistema de comunicación del satélite.

El equipo electrónico SPU consiste en dossofisticadas unidades de procesado de señal ycompresión de datos, SPU-SWL y SPU-LWL,que incorpora la última tecnología electrónicadisponible en el mercado y que permitiráalcanzar las máximas prestaciones deprocesamiento demandadas por el instrumento.Una unidad de adquisición de datos pasiva(DAU) que permitirá de forma remota vigilar elestado de funcionamiento del equipoelectrónico SPU. Una unidad de alimentación(PSU) que adaptará el suministro de potenciadel satélite a las necesidades específicas de la

SPU y, el software de vuelo de bajo «Start-up oBoot software». Como resultado de laexperiencia adquirida en el satélite ISO, estaunidad ha sido considerada uno de loselementos clave para el buen funcionamientodel instrumento PACS, de ahí su importancia.

El Plan de Desarrollo del Proyecto

A continuación se resume las cinco fases queconstituye el plan de desarrollo de los equiposREBA, SPU, software de arranque y librería decontroladores de dispositivos (drivers):Fase I: Fase de diseño preliminar, fabricación,montaje, integración y verificación de losModelos de Ingeniería (EM) de REBA y SPU.Selección y aprovisionamiento de convertidoresDC/DC comerciales, montaje e integración enlos equipos. Diseño preliminar y desarrollo deASICs. Especificación, diseño preliminar,codificación y pruebas funcionales de la versión1 del software embarcado, incluida librería defunciones.

Fase II: Fase de diseño detallado, fabricación,montaje, integración y verificación de los ModelosAviónicos (AVM) de REBA y SPU. Diseño ydesarrollo de los convertidores DC/DC de vuelo.Diseño detallado y desarrollo de prototipos ASICs(Application Specific Integrated Circuit). Diseñodetallado, codificación y pruebas funcionales dela versión 1 del software embarcado y librería defunciones.

Fase III: Fase de calificación del diseño,fabricación, montaje, integración y verificacióndel Modelo de Calificación (QM) de REBA.Calificación del Software embarcado de vueloy producción de la versión 2.

Fase IV:a: Aprovisionamiento de componentesespeciales, magnéticos, ASICS y PCBs concalificación espacio.b: Fase de aceptación para el vuelo. Fabricación,montaje, integración y verificación de losModelos de Vuelo y de Repuestos (PFM y FS)de REBA y SPU, incluido software.

Las Fases I, II, III, IV-A se encuentran finalizadasy la Fase IV b en curso.

Simultáneamente y de forma relacionada conestas cinco fases se desarrolla el software devuelo de la aplicación científica, incluido elcompresor, que sigue un modelo de desarrolloconforme a las normas ESA. De la misma

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manera lo hace el equipo de apoyo EGSE,hardware y software, que actúa de herramientapara permitir el desarrollo, verificación yvalidación del software, a su vez de proporcionarun entorno operacional representativo de lasunidades de vuelo del instrumento y del satélite.


Marzo: Realizada la revisión de diseño LFIIHDR (Instrument Hardware Design Review).

Mayo:Realizada en el IAC la revisión del software dea bordo de la aplicación (mayo).Realizada por CAPTEC la auditoria de calidadsobre el desarrollo del software de arranque,drivers, y aplicación de vuelo del LFI.Junio: Realizadas en Alcatel Espacio las pruebasde interfase de comunicaciones entre el REBAy el simulador del ordenador CDMU (CentralData Management Unit) del satélite.

Julio: Entregado el conjunto completo de laspartes mecánicas del REBA/SPU modelo decalificación (QM) a CRISA.

Septiembre: Entregado al DPC el software delcompresor, en sus modalidades Windows y Linux.

Octubre:Realizada en el IAC la aceptación del softwarede vuelo de la aplicación.Finalizado el contrato de Fase IV-A con CRISA).

Noviembre: Realizados en el INTA los ensayosambientales a nivel de calificación sobre elREBA/SPU modelo QM.

Diciembre:Entregado el REBA modelo Aviónico (AVM) aLABEN.Entregado el software de vuelo versión 1.0 aLABEN.Finalizado el contrato de Fase III con CRISA.Realizada la DRB (Delivery Review board)preliminar del modelo de calificación (QM).Realizada en CRISA la aceptación del softwarede arranque y «drivers» de vuelo.Realizada la revisión de diseño PACS IQR(Instrument Qualification Review).Entrega parcial de las partes mecánicas delREBA y SPU modelo de vuelo (FM) a CRISA.


El proyecto PACS avanza en línea con el plande tiempos establecido, aunque con levesretrasos pero compatible con el programa globaldel satélite. EL LFI se desarrolla con dificultades

debido a los retrasos acumulados hasta ahorapor parte de la participación italiana. La fechade lanzamiento se ha retrasado de febrero aagosto de 2007. La contribución del IAC a losConsorcios se encuentra en línea con lasnecesidades de PACS y del LFI.

Se han ejecutado íntegramente los cuatroprimeros contratos licitados a CRISA,habiéndose hecho entrega al IAC, desdecomienzo del programa, los equipos EMs yAVMs. Finalmente la fase IV-B comenzará enenero de 2005 para finalizar a finales delmismo año.

El estado del progreso del Proyecto es elsiguiente:

Equipo del proyecto

En julio O. Batet finalizó su contrato con el IACy también A. Díaz en septiembre. En junio, enel marco de un acuerdo de colaboración entre laCEOE y el IAC, se incorporó al proyecto R.Rodríguez principalmente para llevar a cabo laejecución de las pruebas de validación delsoftware de vuelo.

Reuniones y revisiones del diseño

A lo largo del año se celebraron con losConsorcios LFI y PACS, y con la frecuenciahabitual, las reuniones de seguimiento y controldel progreso de ambos proyectos, ademástuvieron lugar con la ESA las revisiones dediseño LFI IHDR (Instrument Hardware DesignReview) y la PACS IQR (Instrument QualificationReview).

Financiación del Proyecto

A finales de año se recibieron los fondosnecesarios para completar la financiación de lafase IV b e iniciar la fase V de integración y pre-lanzamiento.

Contratación industrial

El contrato de fase III para la calificación deldiseño de vuelo finalizó en diciembre y el defase IV a para el aprovisionamiento decomponentes especiales (ASICs principalmente)en octubre. La elaboración del contrato de faseIV b que incluye fabricación y pruebas de losmodelo de vuelo está en curso y se prevé queesté listo para su firma en febrero de 2005, noobstante ciertas actividades pertenecientes aesta fase ya han comenzado. Con este últimocontrato se dará por finalizada la fase industrialdel Proyecto que se espera que sea a finales de2005.

Unidades LFI-REBA y PACS-SPU. (Hardware,software de arranque y controladores dedispositivos)

Modulo DPU con tarjeta electrónica montada sobre la piezamecánica rigidizadora del modelo de calibración QM del equipo

REBA/SPU.

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A lo largo de 2004 se llevó a cabo la fabricacióny las pruebas de calificación del diseño delmodelo de calificación del REBA y SPU. Setrata de un modelo representativo de lascaracterísticas físicas de la SPU de vuelo yfuncionales del REBA de vuelo. Los resultadosde las pruebas de calificación del diseño fueronsatisfactorios. Los DSPs de la DPU y SPU delQM operaron a 18 MHz. Los ASICs de vuelofueron integrados y los dispositivos decomunicaciones de alta velocidad SMCStrabajaron a 80 Mbps como estaba previsto. Losensayos se llevaron a cabo en el INTA y laspruebas funcionales en CRISA, empezaron enoctubre y duraron dos meses. Las pruebasrealizadas sobre el QM consistieron en: pruebasiniciales (puesta a tierra, aislamiento, pruebaseléctricas y funcionales). Medidas físicas (centrode gravedad, inercia y masa), pruebas de choquey vibración, pruebas de vacío térmico, decompatibilidad electromagnética (conducidasy radiadas) y de descarga electroestática. (Verfoto 2).

Foto 2: Equipo REBA/SPU modelo de calibraciónQM preparado para el ensayo de vibración.

Aprovisionamiento de componentes de altafiabilidad (Hi-Rel)

Como resultado de la actividad de rediseño endiciembre fue necesario cursar una nueva ATP(Authorisation To Proceed) para adquirir untipo de componente no consideradoanteriormente. Tecnológica y Top-Rel, agenciasoficiales de acopio de componentes HI-Rel hanido enviando a lo largo del año los yadisponibles, a finales de año todos se habíanrecibido. El resto de componentesaprovisionados a través de CRISA (magnéticos,PCBs, ASIC PSC, etc.) también se recibieron.

Fabricación de partes mecánicas para losequipos REBA del LFI y SPU de PACS

A lo largo de 2004 se han fabricado en sutotalidad el conjunto mecánico correspondienteal modelo de calificación QM de REBA y SPUy, parcialmente los dos conjuntos de REBA

(nominal y redundante) y un conjunto de SPUpertenecientes a los modelos de vuelo. Elmodelo QM se entregó a CRISA en julio y laprimera entrega del modelo de vuelo endiciembre, la segunda se realizará a principiosde febrero y a finales las partes de repuesto.(Ver foto 1 y 2).

Varias piezas del modelo QM no fueronaceptadas por CRISA por presentar noconformidades respecto a las especificacionesy niveles de calidad exigidos. Estas partes fuerondevueltas al IAC, siendo reparadas y entregadasposteriormente en septiembre. Se analizaron lasno conformidades y se definió una plan deacción para mejorar la producción de los modelosde vuelo. La acción principal fue incluirinspecciones en los procesos y entre los procesosque intervienen en la fabricación de cada una delas piezas. Los resultados sobre los modelos FMfueron bastante mejores a los obtenidos con elQM.

La fabricación de estas piezas ha sido una tareadifícil, se ha traducido en un coste importanteen término de horas invertidas y ha exigido unelevado esfuerzo por parte del personal de lassecciones de Delineación Técnica, Taller deMecánica y almacén del Departamento deProducción del IAC. Sin duda sin este esfuerzoy actitud no hubiese sido posible llevar a términoeste trabajo.

Hay que destacar el asesoramiento técnicoprestado por la empresa ALUCAN S.A., para eldesarrollo e introducción en el IAC del procesode cromatizado por inmersión de aluminio conALODINE 1200S, necesario para mejorar laconductividad eléctrica de equipos electrónicosespaciales y adecuado para su uso como basepara acabados con pinturas especiales de altaemisividad térmica como la AEROGLAZE Z306.

Aseguramiento de la calidad en el IAC

Los exigentes requisitos de calidad solicitadospor CRISA para la fabricación de las partesmecánicas de los equipos REBA y SPU haexigido de acciones sistemáticas y planificadascon el propósito de proporcionar una confianzaadecuada para que las piezas se construyansegún las normas requeridas.

En relación a la producción de las partesmecánicas las actividades de definicióndocumentación de procesos, de generación dedocumentación de entrega, de aseguramientoy control de la calidad realizadas a lo largo de2004 han sido: Con lo que se refierente a ladocumentación, se ha editado y distribuido laprimera versión de los siguientes documentos:

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- Cromatizado de aleaciones de aluminio(procedimiento)- Aplicación de pintura Z306 sobre aluminiocromatizado (procedimiento)- Registro de condiciones ambientales(procedimiento)- Validación de procesos de acabado superficial(procedimiento)- Cromatizado de aleaciones de aluminio(esquema de proceso -instrucciones)- Aplicación de pintura Z306 sobre aluminiocromatizado (esquema de proceso -instrucciones)- Cromatizado de aleaciones de aluminio(control LOG de proceso)- Aplicación de pintura Z306 sobre aluminiocromatizado (control LOG de proceso)- Hoja de ruta (formato para trazabilidad delproceso)- Informe de inspección visual (formato deverificación)- EIDP (End Item Data Package) (documento deentrega formal)

Muchos de los cuales han sufrido revisiones,modificaciones y actualizaciones. Con respectoa las actividades de validación, monitorización,control de los procesos y del producto que hanintervenido en la producción se pueden citar:

- Pruebas de desoxidado, determinación de lapérdida de aluminio en función del tiempopara unas condiciones de concentración, ytemperatura constantes- Pruebas de cromatizado, determinación de lacantidad de película crómica depositada enfunción del tiempo para unas condiciones deconcentración, y temperatura constantes- Pruebas de pintado, determinación de lascondiciones óptimas para la aplicación y curadode imprimación y acabado en aeroglaze- Revisión de la generación de la documentacióncorrespondiente a la producción- Control de equipos (certificación y calibración)- Control de los registros- Contrato de servicios para la realización deensayos de adhesión según norma- Control y archivo de No Conformidades

En el ámbito del desarrollo del software devuelo, y siguiendo las recomendaciones delauditor, así como el responsable de calidad delinstrumento LFI, se actualizó y mejoró eldocumento "LFI REBA Application SoftwareQuality Plan" que incluye aspectos sobre:organización del Proyecto, proceso técnico,transferencia de software, plan de control deconfiguración y plan de aseguramiento de la

calidad. En concreto, en relación al SW CIDL(Software Configuration Item Data List), sesimplificó la información sobre cada elementode configuración y se hace hincapié en lalista como elemento de control.

Software de la aplicación de a bordo

Durante el año 2004 se realizaron 10 peticionesde cambio de software y se realizó, en el mes demayo, una revisión de los requisitos de software.Estos cambios y revisión quedaron plasmadosen una nueva edición de los documentos derequisitos de software, SSD Parte A, B y C(Software Specification Document) (agosto2004), que incluye la especificación,arquitectura y lista de paquetes de telecomandosy telemetría Durante esta revisión y debido alos cambios solicitados se acordó realizar unaentrega incremental del software.

En octubre se terminó de implementar, se validóy aceptó por parte del Consorcio LFI la primeraversión del software, la 1.0. Esta versión contienetodas las funcionalidades recogidas en eldocumento de requisitos del software (ediciónagosto 2004) menos 3 de los cambios solicitadosdurante 2004.

En diciembre se hizo la validación y envío de laversión 1.0.1 que implementó una nuevafuncionalidad. Esta versión se envió al ConsorcioLFI instalada en el modelo Aviónico AVM deREBA acompaña de la documentación asociadaEIDP (End Item Data Package), que incluyedocumento de configuración del software (CIDL),manual de usuario y documentación de pruebas:procedimientos y resultados.

Está previsto enviar la versión 1.1., que incluyetodas las funcionalidades e instalada en elmodelo de calificación QM de REBA, en el mesde marzo de 2005. Todas estas versiones estánvalidadas formalmente, pero no incluyenpruebas unitarias (se espera realizar éstas a lolargo de 2005).

En junio se realizaron durante una semanasatisfactoriamente pruebas de comunicacióndel bus 1553 en Alcatel Espacio (Francia), conel simulador del CDMU.

En septiembre, con el asesoramiento técnicode J. Quince, de la ESA, se hizo la definiciónpreliminar del plan de pruebas unitarias para elsoftware de la aplicación del LFI-REBA. Estedocumento identifica las actividades, recursos,métodos y alcance de la campaña de pruebase incluye el diseño, los casos de pruebas y

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procedimientos. Las pruebas unitarias se haránsobre la versión 2.0 del software.

Las revisiones de diseño realizadas por la ESAen 2003 sobre los instrumentos de HERSCHELy PLANCK pusieron de manifiesto algunosproblemas en la mayoría de los desarrollos delsoftware de vuelo. Consecuentemente se planeórealizar una auditoria externa para la cualseleccionó a la empresa Captec (ComputerApplied Techniques Ltd), (Irlanda), para llevarlaa cabo. El propósito era valorar el estado de ladocumentación y su nivel de calidad, el código,las pruebas y la planificación del software de losinstrumentos. A petición de Captec, el IAC yCRISA proporcionaron respuestas a uncuestionario de contenido gerencial y técnico,la documentación disponible hasta el momento,los códigos fuentes y en una reunión celebradaen el IAC en mayo, con participación demiembros de CAPTEC, la ESA, LFI, CRISA y elIAC, se presentó y defendió el plan del Proyectoy su desarrollo. Los resultados de esta auditoriase publicaron en el documento "Status inventoryreport for LFI-REBA", referencia H-P-1-CAP-RP-0008 (1ª edición, de fecha 24.06.04). En generalla valoración de Captec fue buena y susrecomendaciones estaban en la línea de loesperado.

A lo largo del año se ha continuado dandosoporte al grupo de trabajo "DMWG" (DataManagement Working Group) liderado porAlcatel Espacio que pretende definir y aclarartodos los aspectos relacionados con la interfazde comunicaciones satélite – instrumentos.

Compresor de a bordo

La cantidad de datos que se pueden enviar atierra está limitada por el ancho de banda delcanal de comunicaciones, por ello es necesarioreducir la información proporcionada por losradiómetros del LFI sin que se produzca pérdidade ésta. La solución propuesta a este problemaha sido aplicar a bordo y en el REBA unaeficiente compresión sin pérdidas.

Durante estos años el IAC ha estado trabajandoen un algoritmo de compresión de libredistribución para adaptarlo a los requisitos delLFI. El compresor del LFI es del tipo aritméticoadaptativo de orden 0 sin pérdidas. Permiteobtener un factor de compresión muy próximoal óptimo y junto con los recursos hardwareexistentes en el REBA es capaz de comprimirlos datos del LFI en tiempo real. En paralelo, elIAC se encarga de la descompresión de losdatos enviados a tierra, desarrollando un

software de descompresión que será entregadoal DPC para su posterior integración.

En 2004 se ha estado trabajando en eldocumento de definición de requisitos softwarey diseño de arquitectura SSD (SoftwareSpecification Document) del compresoraritmético sin pérdidas para el LFI y eldescompresor asociado.

En relación con el software de compresión de abordo para REBA (CSW_REBA), se handesarrollado varias versiones con el fin decumplir con la nueva interfaz definida en elISRD (Interface Software RequirementsDocument). En particular la última versióndisponible permite controlar fallos durante lacompresión producidos por una división erróneadel DSP.

Paralelamente se han desarrollado versionesequivalentes al compresor de vuelo para diversasplataformas hardware/software. CSW-SIGMA esel software de compresión de a bordo que seejecuta sobre la tarjeta Sigma bajo el sistemaoperativo en tiempo real Virtuoso. Este entornooperacional nos ha permitido simular elescenario REBA-SPU donde el software CSW-REBA será integrado y realizar la verificación yvalidación de dicho software. Para poder validarCSW-SIGMA se ha desarrollado una nuevaversión de la aplicación software GCSW-SIGMA.Esta aplicación nos permite ejecutar el softwarede compresión CSW-SIGMA sobre la tarjetaSigma.

Con el objetivo de evaluar la eficiencia delsoftware de vuelo por parte del DPC, se hadesarrollado el software de compresión CSW ylas aplicaciones software GCSW-Win y GCSW-Linux. Estas aplicaciones permiten ejecutar elsoftware de compresión CSW bajo los sistemasoperativos Microsoft Windows 2000 y Linux RedHat.

Análogamente al software de compresión, seha desarrollado una nueva versión del softwarede descompresión DCSW con el fin de cumplircon la interfaz definida en el ISRD. ¡ Paraverificar el correcto funcionamiento de la funciónde descompresión DCSW se ha desarrolladouna nueva versión de las aplicaciones softwareGDCSW-Win para Windows y GDCSW-Linuxpara Linux Red Hat, esta última desarrollada apetición del DPC del LFI.

Además, se ha desarrollado una nueva versiónde la librería dinámica (DLL) que permiteexportar la función de descompresión para darservicio a otras aplicaciones Windows. Esta DLLha sido integrada satisfactoriamente en laaplicación LabView REBA-EOL del equipo desoporte de tierra (EGSE).

Por otro lado, durante este año han tenido lugar

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MEMORIA2004 IAC

Respuesta del compresor de vuelo del IAC a señales de simulaciónproporcionadas por el centro de procesado de datos del LFI.

Por último, para todo el software descrito se hagenerado su documentación exigida por laESA.

REBA EGSE

El REBA EGSE es el equipo de apoyo deTierra, hardware y software, necesario paradesarrollar el software de a bordo del REBA.Incluye funciones de acceso a la CPU de la DPUy al de la SPU del REBA, funciones "on-line" desimulación de los equipos de vuelo quedisponen de interfaz con el REBA. Simuladorde la interfaz de comunicaciones con el satélite,Simulador de la interfaz con el sistema deadquisición de datos del LFI, simulador con elsistema de potencia del satélite y simulador dela interfaz del reloj de abordo. Además contieneun equipo, el RCOE, que permite en tiemporeal, generar y enviar telecomandos, recibir yanalizar la telemetría proveniente del REBA,controlar y monitorizar diversos equipos delEGSE.

Desde el inicio de 2004 hasta septiembre seactualizó el documento de definición derequisitos de software, SRD, se actualizaron losdocumentos de diseño de arquitectura, ADD, ylos manuales del usuario del software. Por otraparte los distintos módulos software quecomponen el REBA EGSE fueron tambiénactualizados a su estado actual. Estos cambioscorresponden a modificaciones introducidasdebido a mejoras, problemas encontrados ycambios realizados sobre el software de vuelode la aplicación que afectaron al EGSE delREBA. Todos los problemas, análisis asociados,peticiones de cambios, informes de nuevaversión, fueron debidamente documentados.

REBA EOL (EGSE Off-Line)

El REBA EOL es un conjunto de herramientassoftware que permite realizar, en modo "off-line", análisis interactivo de los datos enviadospor el REBA a la Tierra. Básicamente, el REBAEOL extrae la información de los paquetes detelemetría "housekeeping" y científica, y laguarda ordenadamente en una base de datospara permitir, posteriormente, mostrarlos apetición del usuario en diferentes formatos.Está desarrollado por los programas Lab-Viewde Nacional Instruments y el Access de Microsoft.

El REBA EOL consiste en los siguientescomponentes funcionales: Un generador debase de datos que extrae la información de lospaquetes de telemetría recibidos (situados endiferentes archivos) para guardarlosordenadamente en una base de datos según uncierto formato. Una herramienta de análisis dedatos que incluye cuatro elementos. Unanalizador genérico de un paquete detelemetría, un analizador de la informacióngeneral para todos los paquetes, un analizadorde parámetros contenidos en los paquetes detelemetría (consumo de las CPU’s, temperaturas,consumos de potencia, etc.) y un analizador delos paquetes de los paquetes de informacióncientífica (tasa binaria para paquetes científicos,etc.).

Entre los meses de enero y julio de 2004 seterminó de desarrollar el REBA EOL y sudocumentación asociada, incluida laespecificación, documentación de diseño ymanual de usuario.

Integración en el LFI

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La integración del LFI, modelo QM, está encurso y se está llevando a cabo en la empresaLABEN (Milán, Italia) responsable del AIV delinstrumento. En diciembre se envió a Italia elREBA AVM junto con el software de la aplicacióny su documentación asociada (EIDP), con elobjeto de proceder a su integración en enero.Montaje, integración y verificación del sistemade microondas del LFI

Durante 2004 R. Hoyland ha continuadorealizando labores de asesoramiento técnicoen todas las actividades relacionadas con laingeniería de microondas del LFI. En particularha coordinado el grupo «30GHz and 44GHztiger team» formado para ayudar en la fase delmontaje y pruebas de los QM y FM con elpropósito de obtener los mejor resultadosposibles. También ha sido contratado por laempresa LABEN, como asesor de las pruebasque se están llevando a cabo en la sala de AIVde los radiómetros.

Desarrollos para el centro de control y procesadoDPC del LFI

Durante 2004 la colaboración científica del IACen el centro de procesado de datos delinstrumento LFI en la misión PLANCK empezócon la elaboración de las señales para lavalidación del compresor de datos que simularánlas cadenas temporales de datos que elexperimento va a medir, incluyendo losprincipales efectos sistemáticos mecánicos yelectrónicos. Luego se probó que el softwaredesarrollado por el IAC para comprimir losdatos a bordo del satélite es satisfactorio, asícomo el software para el paso inverso, ladescompresión de los mismos en tierra.

Por otro lado, el análisis de datos delexperimento del OT, COSMOSOMAS, hamostrado que para el experimento LFI cabeesperar un nuevo agente galáctico, la emisiónanómala galáctica. El estudio de su intensidady distribución con COSMOSOMAS será unaherramienta en PLANCK para extraer de susdatos dicha contribución.

Finalmente, el IAC desde el punto de vistacientífico, se ha involucrado en la fase deintegración de los diferentes productos deanálisis científico de la misión. El objetivo esque el IAC sea parte esencial en tales tareas.Cabe destacar las relacionadas con laseparación de componentes, el estudio de si seobserva una no-gaussianidad en el FondoCósmico de Microondas, así como otras

orientadas al preprocesado de los datos entierra. Debemos destacar que en el caso de laseparación de componentes, se ha establecidouna colaboración con los creadores de losprincipales métodos (Máxima Entropía, FastICAy MultiComponent MultiDetector) para suaplicación en COSMOSOMAS que contribuiráen la determinación de qué método se presentacomo mejor adaptado a las características dePLANCK. Y, en todo caso, el IAC llevará a cabouna revisión teórica de los mismos para asegurareste objetivo, ideando uno nuevo si fueranecesario para el mejor aprovechamientocientífico de la misión.Desarrollos para el centro de control y procesadoICC de PACS

A lo largo de 2004 se ha hecho un seguimientosemanal de los desarrollos del software para:Bases de datos. Análisis interactivo. Análisis detendencias. Procedimientos de calibración yprogramas científicos. Haciéndose especialénfasis en el estudio de los procesos decalibración del instrumento y los modos deobservación con el fin de facilitar el uso científicodel mismo a la comunidad astronómicaespañola. Para ello se ha asistido a las diferentesreuniones del ICC acontecidos en el año 2004y a la calibración llevada a cabo en septiembredel modelo QM, además del uso del PCSS(PACS Common Software System) para laejecución de las diferentes macros desarrollados.También se está trabajando en el desarrollo deestrategias de observación con PACS tanto enmodo fotométrico como espectroscópico,haciendo uso del simulador desarrollado pormiembros ICC. Se está llevando a cabo unapágina Web que facilite el acceso a lainformación sobre el instrumento y lapreparación de observaciones con él.

Desarrollos para el centro de control y procesadoICC de SPIRE

El acuerdo inicial de participación del IAC en elconsorcio que construye el instrumento SPIREdel satélite HERSCHEL incluía uno de losordenadores a bordo (la SPU, Unidad deProcesamiento de Señales) y dos investigadorespost-doctorales para trabajar en el desarrollodel Centro de Control del Instrumento (ICC) y enla preparación de los proyectos científicos delConsorcio SPIRE. Posteriormente, el consorcioSPIRE, de acuerdo con el co-investigador delIAC, Dr. I. Pérez Fournon, decidió que no eranecesaria la SPU pues sus tareas podían serllevadas a cabo por otros ordenadores a bordo.En consecuencia, la participación de Españaha quedado limitada al Centro de Control del

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MEMORIA2004 IAC

Instrumento y a la explotación científica de losdatos de tiempo garantizado. Los principalespaquetes de trabajo en los que participarán losdos investigadores post-doctorales son: 1)Calibración espectroscópica. Preparación delas pruebas para la calibración del modoespectroscópico del instrumento y análisis delos datos de calibración. En colaboración conLAM (Marsella, Francia) y la Universidad deLethbridge (Canada). 2) Análisis de DatosFotométricos. Se contribuirá al desarrollo deeste paquete de trabajo en colaboración conImperial College (Londres, Reino Unido), ATC(Edimburgo, Reino Unido) e IPAC (Pasadena,EEUU). Se prevé que estas tareas concluyan enoctubre 2007. Ya se ha comenzado laparticipación en ellas con la contratación deuna investigadora post-doctoral E.Hatziminaoglou en junio de 2003. Un segundoinvestigador post-doctoral para participar en eldesarrollo del software para el manejo de lassolicitudes de tiempo de observación seránecesario a partir de enero de 2006. Laparticipación en el desarrollo de estos paquetesde trabajo permitirá al grupo del IAC adquirir unconocimiento detallado de los dos modos defuncionamiento (fotométrico y espectroscópico)del instrumento SPIRE, que será beneficiosopara toda la comunidad española de futurosusuarios del satélite HERSCHEL.

ASTROFÍSICA DE PARTÍCULAS(3I2803)

R. García López.C. Delgado Méndez, R. Rebolo, A. HerreroDavó y J.M. Rodríguez Espinosa.

S. Ting (MIT, Cambridge, EEUU); M. AguilarBenítez de Lugo, J. Berdugo Pérez, C. DíazGunizo, C. Mañá Barrera y A.S. Torrentó Coello(CIEMAT, Madrid); E. Verdugo y J. Cortina(IFAE, Barcelona).

Así como otros investigadores del proyecto"Astrofísica de Partículas" en el CIEMAT, en lacolaboración internacional AMS y en el IFAE.

Introducción

AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) es undetector de partículas preparado para operar enel espacio, a bordo de la Estación EspacialInternacional. Deberá estar listo para sulanzamiento en septiembre de 2007 y suinstalación en la estación está prevista paramarzo de 2008. Estará operativo durante almenos tres años para realizar un extenso estudiosobre el espectro y la composición de los rayoscósmicos primarios en un amplio rango deenergía, así como buscar antimateria primordial

Representación tridimensionaldel experimento AMS.

El diseño y construcción de AMS esresponsabilidad de una colaboracióninternacional, liderada por el Premio Nobel deFísica Samuel C.C. Ting (Massachussets Inst. ofTechnology, EEUU), en la que intervieneninstitutos de investigación de Alemania, China,Corea del Sur, Dinamarca, España, EstadosUnidos, Finlandia, Francia, Holanda, Italia,México, Portugal, Reino Unido, Rumanía, Rusia,Suiza y Taiwán.

El Proyecto Astrofísica de Partículas del IACtiene como finalidad impulsar y consolidar laparticipación del mismo en el ProgramaExperimental de la Estación EspacialInternacional mediante la colaboración en elExperimento AMS. En particular, el interésradica en la explotación de AMS como unespectrómetro de masas capaz de proporcionarinformación detallada acerca de la composiciónquímica y el espectro de energía de los rayoscósmicos.

Para ello se colabora con el CIEMAT en lacaracterización del Detector de RadiaciónÈerenkov (RICH) en lo concerniente a suscapacidades para la identificación química eisotópica de elementos ligeros en los rayoscósmicos, así como en la fabricación de armariosde electrónica para el mismo.

En el IAC se lleva a cabo también el estudioMonte Carlo de AMS para la identificación deelementos ligeros, el desarrollo eimplementación del software relacionado conel Programa de Astrofísica de AMS y laexplotación científica de los datos que conducenal conocimiento detallado de la composiciónquímica de los rayos cósmicos, que tieneimportantes implicaciones en el estudio de laevolución química de la Galaxia y en losmodelos de nucleosíntesis primordial.

Además, los miembros del Proyecto colaborancon investigadores del Inst. de Física de AltasEnergías de Barcelona (IFAE) en el estudio deremanentes de supernovas. Para ello se haráuso del telescopio MAGIC (17 m, diseñado paramedir la radiación Èerenkov asociada a cascadasatmosféricas y localizado en el ORM), quecomplementa la física estudiada por AMS. Lacomparación de abundancias en estos objetoscon las abundancias medidas en los rayoscósmicos puede proporcionar la clave paraconfirmar que las supernovas son el origen deéstos a las energías correspondientes.


MEMORIAIAC 2004

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Se ha consolidado la participación del IAC enla colaboración AMS, convirtiéndonos demanera oficial en un instituto que forma partede la misma. Asimismo, el Plan Nacional delEspacio ha concedido financiación al Proyectodurante dos años, con buenas perspectivas decontinuidad en el futuro, para complementarlos esfuerzos de personal y mediosproporcionados por el IAC.


Durante 2004 se ha instalado el software deanálisis y reconstrucción del detector RICH deAMS en el IAC. A partir de ahí, se ha iniciado laproducción de simulaciones Monte Carlo en elIAC que ha pasado a ser un centro oficial deproducción de este tipo de datos para lacolaboración. Para optimizar esta producciónse ha procedido a la implementación de lassimulaciones a través de la facilidaddenominada "Condor", que permite utilizar lasestaciones de trabajo y ordenadores personalesdel IAC cuando éstos están en reposo. En lapráctica, el software de AMS ha servido enbuena medida para echar a andar y probar estafacilidad.

Se inició una colaboración con el Departamentode Estadística, Investigación Operativa yComputación de la Universidad de la Lagunapara la paralelización de los programas deanálisis y reconstrucción. Como resultado deesta colaboración, hay ya varias versiones desoftware que operan sobre diversas opciones deplataformas para cálculo paralelo.

Se ha iniciado una colaboración con el Grupode Física Experimental del Inst. de Física deAltas Energías de la Universidad Autónoma deBarcelona, para la utilización del telescopioMAGIC.

En octubre de 2004 se ha unido al Proyecto unnuevo estudiante de doctorado, M. Panniello,como Astrofísico Residente del IAC.

C. Delgado participó como conferencianteinvitado en el "2004 IEEE Instrumentation andMeasurement Technology Conference",celebrado durante los días 18-20 de mayo enComo, Italia.

R.J. García López y C. Delgado asistieron al"Mini-Workshop on SNRs and Microquasars",celebrado en Barcelona los días 2 y 3 de

noviembre, donde expusieron el programacientífico que se pretende desarrollar con esetelescopio en el IAC.

A lo largo de 2004 C. Delgado ha participadotambién en diversas reuniones de trabajo en elCIEMAT (Madrid), que es el centro que coordinala participación española en AMS. Por su parte,R.J. García López asistió al "TechnicalInterchange Meeting" (TIM) de AMS, celebradoen el CERN (Ginebra) del 19 al 23 de julio de2004.OPERACIONES DE COMUNICACIÓNÓPTICA CON OGS (OPTICAL GROUNDSTATION – ESTACIÓN ÓPTICATERRESTRE)(4E1401)

A. Alonso.P. Ayala, L.F. Domínguez, J.E. García, J.J.González, J.M. de Leon, P. López, J.A.Morrison, M. Reyes y S. Rodríguez.

Introducción

Actualmente las comunicaciones con satélitesse basan fundamentalmente en el empleo demicroondas (n≈109 Hz). El ancho de banda delas transmisiones usuales impone clarasrestricciones en el flujo de informaciónmanejable mediante estos sistemas. Es probableque la creciente limitación de espacio en lasórbitas circumterrestres, así como el incrementoen la demanda mundial de lastelecomunicaciones signifique la saturación delos sistemas convencionales de microondas enun futuro próximo.

A partir de los años 60, y en previsión delmencionado problema comenzó a investigarsela posibilidad de usar frecuencias ópticas (n≈1015

Hz) en las comunicaciones entre satélites, yentre satélites y estaciones terrestres. El granavance registrado en el desarrollo de láseres dealta potencia ha convertido este tipo decomunicaciones en una realidad.

Además de la indudable ventaja del aumentodel ancho de banda que permite incrementarel flujo de información, y eliminar lasregulaciones restrictivas en el empleo defrecuencias, las comunicaciones ópticas tienenotras ventajas no desdeñables, como son lasmayores garantías de confidencialidad en lastransmisiones, y la disminución del peso, elvolumen y el consumo de energía de los equipos

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MEMORIA2004 IAC

de comunicaciones tanto espaciales comoterrestres.

Aunque la tecnología relacionada con lascomunicaciones ópticas en el espacio-atmósferaha experimentado un desarrollo espectacular,la caracterización de los enlaces satélite-tierraestá todavía en sus comienzos. En este campo,la OGS ha permitido llevar a cabo experimentosde gran importancia, ya que en las campañasiniciales ha demostrado una fiabilidad y unaeficiencia superior a la de cualquier sistemadesarrollado hasta el momento con el mismopropósito. Los resultados se están analizandoen este momento y resultarán fundamentalespara la validación de teorías y modelos depropagación de haces gaussianos en laatmósfera. En particular se han realizadodurante el 2004, campañas sistemáticas deenlaces ascendentes con el satélite SMART-1 adistancias que van desde 20.000 hasta 150.000km.

En lo que concierne a la astronomía, el sistemade OGS está proporcionando datos quecontribuirán sin duda a refinar los modelos de laturbulencia atmosférica, con el consiguienteimpacto sobre los sistemas de Óptica Adaptativa.


Enero: Reunión preparatoria para definir laspruebas de caracterización de la terminalaerotransportada de comunicaciones ópticasLOLA (Astrium Francia/ESA).

Febrero–octubre: Realización de 3 campañas deenlace con SMART-1 bajo el contrato ALL.Realización de 6 campañas de enlace SMART-1 (fase I transito a la órbita lunar) bajo contratoadicional.

Abril-mayo: Operaciones ordinarias de enlace

OGS−

ARTEMIS.

Abril-junio: Negociación extensión del contratode operaciones y mantenimiento de la OGShasta septiembre de 2005.

Mayo-agosto: Negociación y firma de uncontrato para la campaña de enlaces conSMART-1.

Mayo-septiembre: Se realizó el entrenamientoanual del Equipo de Operaciones de la OGSpara comunicaciones ópticas, haciendohincapié en la estrategia de enlace con SMART-1.

Junio: Campaña de familiarización con la OGS,Estudio Telescopio Binocular (Fase I, tránsito ala órbita lunar).

Julio: Se realizó el cambio del tubo del láser deargón haciendo efectivo la garantía del seguro.

Septiembre:Se remodela el tubo de la lente de campo enla configuración Cassegrain SD.Asistencia al congreso SPIE Remote SensingEurope (Maspalomas, Las Palmas de GranCanaria).


Se ha asistido al personal de la ESA en lostrabajos de ajuste y calibración en los sistemasópticos de la OGS durante sus visitas, y se haprocedido al mantenimiento y reparación dediferentes subsistemas de la estación.

En abril y mayo se realizaron enlaces conARTEMIS en la órbita GEO para estudiar elpatrón del haz ascendente en campo lejano ycaracterizar la transmisión óptica del sistemade recepción de ARTEMIS.

Durante todo el año se hacolaborado en el contrato IAC-ESA para la caracterizaciónestadística de la turbulenciaatmosférica en los enlacesópticos tierra-espacio.

Entre mayo y septiembre serealizó la campaña anual deentrenamiento del equipo acargo de las operaciones ópticascon la OGS.

En septiembre se presentaronlos primeros análisis detallados del canal decomunicaciones en el enlace descendente enel congreso de SPIE "Remote Sensing Europa".

En octubre se comenzó a intentar determinar la

Resultado de uno de los barridosllevados a cabo por SMART-1 sobrela posición de la OGS en el experimento del 6 de octubre de2004 a una distancia de 110.000 km.En el diagrama de la derecha seobserva el perfil de intensidadregistrado en la cámara AMIE deSMART-1, que corresponde a lavariación temporal de la intensidadexperimentada durante el barrido.Este tipo de experimentos sirven paraestimar el centelleo en enlaces delarga distancia.

0

1024

30 Pixels side

COUNTS

Pixel position

AMIE exposure time = 2 sec Slew speed = 10 pixels/sec

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OBSERVACIÓN DE BASURA ESPACIAL

M. Serra-Ricart, J. de León, L. de Fátima.

Introducción

Este Proyecto es un subcontrato con el Institutode Astrofísica de la Universidad de Berna (AIUB),Suiza, para realizar las observaciones necesariaspara la búsqueda de basura espacial en lasórbitas geoestacionaria (GEO) y de transferencia(GTO) con el telescopio OGS ubicado en el OTy que pertenece a la Agencia Espacial Europea(ESA).

Durante el año 2004 se desarrollaron con éxitolas campañas de observación de la órbita detransferencia y seguimiento de objetoscatalogados (Subcontrato E/15836-02 delContrato 15836/01/D/HK, ESOC-ESA). Lasobservaciones se han distribuido en 12campañas (1 por mes) seleccionadas, entreotros criterios, de forma que coincidan con elmayor número de noches alrededor de la lunanueva para evitar la contaminación lumínicaproducida por el fondo lunar. El porcentaje debuen tiempo no ha sido tan bueno como enotros años (porcentaje de buen tiempo en 2003-81,35%, 2004-50,19%). (Gráfico I).En el GráficoII se observa como las pérdidas de tiempo porproblemas instrumentales son superiores a otrosaños.

CAMPAÑA 2004 Distribución de horas (total 1.207,14 h.)

49,81%50,19%

Mal tiempo Buen tiempo

Gráfico II

CAMPAÑA 2004 Distribución de horas de buen tiempo

(total 605,89 h.)

2%5%

93%

Observadas Prob. software Prob. edificio

Gráfico I

CONTRATO DE MANTENIMIENTO DEOGS(4E1701)

E. Cadavid, M. Verde, J. Morrison, J.J.González, J.E. García, P. Ayala y J.S.Rodríguez.

Introducción

El año 2004 está marcado por la renovación delcontrato de mantenimiento con la ESA. Elcontrato original terminó el 31 de marzo, y lasnegociaciones se extendieron a lo largo de losmeses hasta su renovación en julio con fechade inicio el 1 de abril. Durante el período quetranscurrió entre la finalización del contracto ysu renovación se mantuvieron actividades,básicamente, de mantenimiento correctivo. Unavez renovado el contracto, con el nuevo Plande Mantenimiento, el Servicio siguió con lasactividades de mantenimiento previstas en elmismo.


A lo largo de 2004 el hito más relevante fue larenovación del contracto hasta el 30 deseptiembre de 2005. En las negociaciones secambio el Plan de Mantenimiento con laexclusión de una serie de tareas que pasaron derutinarias a ser realizadas a solicitud de la ESA.También se excluyo la renovación de garantíadel láser.


A las tareas relacionadas con el Contrato deMantenimiento de OGS dedicamos 338 horasa lo largo de 2004 (ver Gráfico). En el apartadode reparaciones se solucionaron varios fallos delos cuales destacamos las dificultades demontaje del tubo de la Lente de Campo deSpace Debris. Este tubo que se monta ensustitución del baffle del telescopio tenía unadeformación que dificultaba su inserción en lapieza de guía que se utiliza para garantizar elalineado. Después de varios intentos se decidiómecanizar el exterior del tubo ya que el mismo

Distribución de trabajos en OGS

Cambio de equipo26%

Mant. preventivo

23%

Reparaciones42%

Varios9%

138

MEMORIA2004 IAC

estaba ovalado. Con esta medida se resolvió elproblema. También en este apartado tuvimosque arreglar un fallo en los drivers de los motoresdel telescopio.Dadas las operaciones se realizaron varioscambios de configuración de Richey-Chretiena Coudé por solicitud de la ESA. Losentrenamientos previstos para mantener en díalos conocimientos se realizaron durante laspropias operaciones. Estas, pese que no estáncontempladas en este Proyecto, supusieron aMI un total de 120 horas facturadas por lostécnicos en este concepto.

ARTEMIS LASER LINK FORATMOSPHERIC TURBULENCESTATISTICS (ALL)(4E1002)

M. Reyes, A. Alonso, S. Chueca y J. JiménezFuensalida.

Universidad Politécnica de Cataluña (UPC).

Introducción

Este Proyecto se desarrolla en el marco de uncontrato del IAC con la ESA, con la UniversidadPolitécnica de Cataluña como subcontratista,para la caracterización de las comunicacionesópticas entre satélites y estaciones terrestres. Elpropósito es múltiple:

- Elaborar un modelo de turbulencia atmosféricaque permita predecir las prestaciones de losenlaces láser bidireccionales tierra-espacio yrevisar los modelos existentes.

- Desarrollar algoritmos de apuntado,adquisición y seguimiento de los terminales enórbita para diversas estrategias de adquisición.

- Realizar experimentos de comunicacionesentre el telescopio OGS y el satélite ARTEMIS.

- Analizar los resultados de los experimentos,de cara a validar y/o corregir los modelos teóricospara poder predecir con precisión lasprestaciones de los enlaces en función de lascondiciones de la turbulencia atmosférica.

Se han realizado también pruebas de enlaceascendente con el satélite SMART-1 de laESA, en su viaje a la Luna.

Estos estudios serán de aplicación no sólo afuturas misiones espaciales en el espacio

profundo sino a aplicaciones que utilicen láserespropagándose a través de la turbulenciaatmosférica, como es el caso de las estrellasguía artificiales para Óptica Adaptativa enAstrofísica.


Enero (28): Presentación de los resultadosconjuntos ESA-IAC-JAXA (Agencia EspacialJaponesa) de las pruebas del terminal ópticodel satélite japonés OICETS.

Marzo (31): Entrega del documento de resultadosde los experimentos a la ESA.Junio (25): Entrega del informe final del contratoa la ESA.

Septiembre: (2) Presentación final de losresultados del contrato en la ESA-ESTEC. (12)Presentación en el congreso SPIE «RemoteSensing» (Maspalomas, Las Palmas de GranCanaria) de los resultados finales experimentalesy las predicciones teóricas, correlados conmedidas de turbulencia atmosféricasimultáneas.


A lo largo de la primera mitad del año elesfuerzo se centró en el análisis detallado delos datos tomados en los experimentos entreOGS y ARTEMIS realizados en el 2003. Tantoen el enlace descendente como en elascendente, se estudió el centelleo, funcionesde densidad de probabilidad, probabilidades yduraciones de desvanecimientos yacrecentamientos y espectros de log-amplitud.A su vez en el enlace ascendente el estudio serepitió para diferentes números de subaperturasen transmisión y para diferentes divergencias.Los resultados fueron comparados con laspredicciones teóricas obtenidas con el modelode la UPC observándose un elevado grado decorrelación.

En el tercer trimestre del año se celebraron variasreuniones y congresos que permitieron presentarlos resultados obtenidos y discutirlos en diversosforos.

Enlace descendente ARTEMIS-OGS:relación entre el centelleo, la probabilidad de

desvanecimiento y la probabilidad de acrecentamientopara la señal recibida en la OGS.

MEMORIAIAC 2004

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IMAX: UN MAGNETÓGRAFO PARASUNRISE(4E4302)

V. Martínez Pillet.M. Collados Vera, J.A. Bonet Navarro, I.Rodríguez Hidalgo, B. Ruíz Cobo, Shibu K.Mathew, J.L. Medina Trujillo, E. BallesterosRamírez, J.C. González y L. Jochum.

Introducción

IMaX (siglas de Imaging MagnetographeXperiment) será uno de los instrumentosposfocales del experimento SUNRISE. EsteProyecto consiste en el lanzamiento desde laAntártida de un globo estratosférico quealbergará un telescopio solar de 1 m de diámetroy su instrumentación posfocal. En el Proyectoparticipan Estados Unidos (a través de la NASAy dos institutos de investigación), Alemania (através de la DLR y dos institutos de investigación,uno de ellos, el MPS, líder del Proyecto) yEspaña (con el Proyecto que aquí se presenta).IMaX proporcionará datos del campo magnéticosolar con una calidad sin precedentes: secombinarán una alta cadencia temporal y laprecisión polarimétrica preservando laintegridad bidimensional de las imágenes. IMaXpermitirá, pues, estudiar la evolución y ladinámica de los campos magnéticos solarescon unas resoluciones espaciales y temporalesjamás alcanzadas desde la Tierra.

La construcción de IMaX está siendo realizadapor un consorcio de cuatro institucionesespañolas con amplia experiencia en laparticipación en proyectos espaciales comoson el IAC, como coordinador, IAA (Granada),GACE (Univ. de Valencia) y LINES/INTA(Madrid). Este Consorcio tiene previsto larealización de IMaX íntegramente en España yen colaboración con la industria nacional. IMaXutilizará retardadores ópticos basados en cristallíquido (ROCLIs), un desarrollo tecnológico queel IAC ha llevado a cabo en colaboración conla empresa TECDIS Display Ibérica (Valladolid).


Marzo: Primera reunión anual del ConsorcioIMaX en Madrid.

Abril-mayo: Varias reuniones entre lossubproyectos de IMaX para la elaboración delas interfaces.

Mayo: Recepción del etalon de prueba (sincalidad óptica) con electrónica de control.

Junio: Segunda reunión anual del ConsorcioIMaX en Valencia.

Agosto: Reunión de interfaces de softwareSUNRISE -IMaX en Freiburg (Alemania).

Septiembre: Reunión del consorcio SUNRISEen Freiburg (Alemania).

Diciembre: Revisión del diseño preliminar (PDR)de IMaX en el IAC.


Tras haber encauzado el suministro de loscomponentes más críticos de IMaX durante elaño anterior, críticos en términos de plazo deentrega, en el año 2004 se realizó elseguimiento de estos contratos industriales(etalon con prefiltro y CCD) y se cuenta conrecibir los entregables durante el primer trimestredel 2005.

Las actividades de diseño y desarrollo técnicoen los subproyectos del Consorcio IMaX seenfocaron durante todo el año en el hitoprincipal de presentar el Proyecto a la revisióndel diseño preliminar. La definición de lossubsistemas ha incrementadoconsiderablemente en estabilidad. Se realizóuna profunda revisión de los requerimientos dealto nivel como punto de salida de la segundageneración de documentos de especificaciónpreliminar por subsistemas. Importantes avancesse lograron en el campo de ingeniería delsistema proporcionando la proyectoherramientas ágiles de control y seguimientodel desarrollo técnico.

El diseño preliminar de IMaX se presentó arevisión crítica de un panel de revisorescompuesto por 5 expertos de reputacióninternacional. La participación de dos de ellosse nos facilitó en el marco del programa PRINCE

de la ESA, un servicio del que habíamosdisfrutado ya en la revisión del diseñoconceptual. El informe final del panel derevisores fue muy positivo y constructivo,aportando una clara orientación acerca de losaspectos en los que profundizar nuestrasactividades para mantener la buena y exitosa

Módulo opto-mecánico de IMaX.

140

MEMORIA2004 IAC

COSMOSOMAS(311298)

E. Cadavid, M. Verde, J. Morrison, J.J.González, J.E. García, P. Ayala y J.S.Rodríguez.

Introducción

Después de los trabajos intensivos realizadospor el Servicio de Mantenimiento Instrumental(MI) en el segundo semestre de 2003, el año2004 se ha dedicado a terminar algunas mejorasque quedaron pendientes tales como la nuevacaja de baterías de COSMO15, auxiliar en larealización de pruebas para mejorar la calidadde las señales y mantener el sistema operando.


A lo largo de 2004 se emplearon por parte de MIun total de 664 horas en actividadesrelacionadas con el experimentoCOSMOSOMAS. Esto corresponde a unareducción de 30% con relación al año anterior.La causa fundamental de esta reducción es ladisminución de problemas después del esfuerzoque realizado para mejorar el funcionamientodel experimento.

Conforme vemos en el Gráfico básicamente lostrabajos se resumieron en reparar o realizarmodificaciones al experimento ya que sóloempezamos a realizar revisiones demantenimiento preventivo de forma sistemáticaal final del año.

En el apartado de "Reparaciones" (352,33 h. =52 %) entre otras cosas:

- Cambio de motor de COSMO15 averiado.- Reparaciones de fugas en los criostatos.- Una serie de reparaciones en las placas del los V/F.

En el apartado "Varios" (275,87 h. = 41%) entreotras cosas:

- Sustituimos los antiguos codificadores ópticospor unos magnéticos.- Realizamos la puesta a punto del nuevo juegode baterías de COSMO15.- Retirada de los antiguos bancos de baterías.- Diseño de nuevas tarjetas amplificadoras.

Cuanto al "Mantenimiento preventivo" (45,73h. = 7%), se consiguió definir algunas tareasque ya se han empezado a ejecutar.

45,73 h.

352,33 h.

275,87 h.

0,0050,00

100,00150,00200,00250,00300,00350,00400,00

Mant.Preventivo

Reparaciones Varios

Distribución de trabajos en COSMOSOMAS

MEMORIAIAC 2004

141

ÁREA DE INSTRUMENTACIÓNCorresponde al Area de Instrumentación el soporte tecnológico, la elaboración y ejecución deproyectos de investigación y desarrollo tecnológico, para el cumplimiento de los fines y objetivosdel Instituto.

El Area de Instrumentación se responsabiliza de:

- El desarrollo de nueva instrumentación para la observación astronómica.- El mantenimiento de la instrumentación astronómica existente.- La utilización de las capacidades tecnológicas en otros campos de la ciencia o de la técnica que favorezcan el desarrollo del entorno.- La capacitación de personal técnico.- Generar y ceder tecnología.

INFRAESTRUCTURA

El Area de Instrumentación dispone de unos medios humanos y materiales estructurados en tresgrupos: Proyectos, Ingeniería, Producción y una Secretaría.

El primer grupo lo componen los gestores de Proyectos, actualmente 10 titulados superiores. LaIngeniería está estructurada en 4 Departamentos: Electrónica, Mecánica, Software y Optica; lacomponen 42 titulados superiores de las diferentes especialidades de Ingeniería (Industrial,Telecomunicaciones, Informática, Aeronáutica) y de Ciencias (Físicas y Matemáticas). Producción,con 3 titulados superiores, 1 titulado medio y 21 técnicos, se estructura en: Taller de Mecánica,Taller de Electrónica, Gabinete de Delineación Técnica y Servicio de Mantenimiento Instrumental.Secretaría, compuesta por 3 personas.

ALGUNOS RESULTADOS RELEVANTES

En los siguientes apartados se hace un resumen de las actividades de estos grupos.

En el gráfico puede verse la evolución de la dedicación del Área a los proyectos más significativosdesde 1999. No se han incluido los tiempos de operación ni mantenimiento de los telescopios niotras actividades fuera de proyectos. El incremento de los últimos años se debe, principalmente, alaumento significativo del porcentaje efectivo de dedicación a los proyectos y a la contratación denuevos ingenieros con cargo a los propios proyectos de financiación externa.

Dedicación a proyectos (Ing + Prod)

Otros Proy. para GTC

OSIRIS

EMIR

TTNN

FIN

LGS

SCIDAR ELT

CAIN

LIRIS

Polarímetros

TIP II

VNT

FDI

OGS

ARTEMIS LL IMaX

COSMOSOMAS

HERSCHEL/PLANCK

DITERO

EAV

0

10000

20000

30000

40000

50000

60000

70000

80000

90000

100000

1999 2000 2001 2002 2003 2004

Horas

142

MEMORIA2004 IAC

INGENIERÍA

Ingeniería está estructurada en 4 Departamentos: Electrónica, Mecánica, Software y Optica; lacomponen 42 titulados superiores de las diferentes especialidades de Ingeniería (Industrial,Telecomunicaciones, Informática, Aeronáutica) y de Ciencias (Físicas y Matemáticas).

MEJORA DE LAS CAPACIDADES

Departamentos y laboratorios

Como todos los años, en paralelo a toda laactividad dentro de los proyectos, se hanrealizado algunas mejoras al equipamiento delos laboratorios. A continuación se mencionanbrevemente junto con algún aspecto a resaltarde la actividad departamental.

Departamento de Electrónica. Desde el puntode vista técnico la actividad ha seguidoorientada hacia el desarrollo de los sistemas deadquisición de datos para los instrumentoscientíficos, OSIRIS y EMIR, cada uno endiferente fase de evolución, y cuyo controlautomático también está siendo abordado.También se ha avanzado en los instrumentospara el satélite HERSCHEL y PLANCK; se haconcluido la participación en el proyecto decolaboración EAV; se ha trabajado en elcaracterización atmosférica con SCIDAR y sehan iniciado los trabajos del Proyecto WEBpara el telescopio supergigante ELT.

Durante el año 2004 se completaron los trabajosorientados a la comprobación de la viabilidadde un sistema de digitalización de gananciavariable utilizando conversores de relativamenteescaso número bits, que puede ser de utilidadcomo conocimiento de referencia e inclusocomo modelo de diseño, en la siempre presentetarea de la digitalización de señales analógicasprocedentes de detectores astronómicos. Losresultados fueron publicados en el CongresoInternacional de SPIE.

Se ha profundizado en el conocimiento yempleo generalizado de las herramientasbasadas en lógica programable FPGA,habiéndose completado los sistemas PEGASO(Proyecto EAV), control de filtros sintonizables(OSIRIS), sincronización de la adquisición dedatos (TIP II), e iniciado las simulaciones ydiseños encaminados a la realización de unproyecto de demostración tecnológica orientadoa demostrar la aplicabilidad de las FPGA a laÓptica Adaptativa, para lo que se adquirieronlos sistemas de desarrollo adecuados.

A lo largo del año realizaron su proyecto de finde carrera los estudiantes de Ingeniería deElectrónica de la Universidad de La Laguna D.López Arozena y J.P. García Coello.En cuanto a equipamiento, fueron adquiridas einstaladas dos mesas de trabajo específicamentediseñadas para electrónica, y se dotó alLaboratorio de Electrónica de un osciloscopiode canales aislados eléctricamente. Se adquirióun conjunto de equipos para la verificación defibras ópticas, un sistema de entrada/salidaanalógico y digital conectable a USB, y unadaptador de línea serie a Ethernet.

En aspectos de seguridad y salud, se ha realizadola instalación de unos pulsadores de emergencia(puramente mecánicos, que funcionanindependientemente de que exista o nosuministro eléctrico) que garantizan la salidade los laboratorios en caso de emergencia.También se ha redactado la primera versióndel manual de uso y seguridad del Laboratorio.

El Departamento de Software ha seguidocentrado en los grandes proyectos instrumentalesEMIR, OSIRIS y en el software embarcado paralos satélites HERSCHEL y PLANCK. Tambiénse ha trabajado en LIRIS, TIP II, FIN e IMaX.

Como línea tecnológica, este año se ha iniciadoel paso a Linux, como plataforma de desarrolloen entornos UNIX, sustituyéndose algunasestaciones de trabajo SUN por PCs. Esta pareceuna tendencia que irá progresando con futurosproyectos y que requerirá un esfuerzo extra enformación.

El Departamento de Óptica ha estado implicadoen todos los proyectos con componentes ópticos,principalmente OSIRIS y EMIR pero tambiénha asesorado o participado en otros múltiplespequeños proyectos que están empezando consu actividad tales como GREGOR y FRIDA o enotros que están en ciernes.

En cuanto a equipamiento para el Laboratoriode Óptica ha habido una pequeña inversiónconsistente en un objetivo telecéntrico y varioscontroladores IEEE 488 y conversores USB aRS-232. También se han adquirido unosmódulos de armarios y estanterías que se

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