AAAAIIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html JUNIO 2007, NÚMERO: 22

M U J E R E S Y C I E N C I A

E S T R E L L A S M U Y , M U Y M A S I V A S

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

Un viaje al Cosmos en 52 Semanas. Antxon Alberdi y Silbia López deLacalle (coordinadores). Edita el Área de Cultura Científica (CSIC), 2007.

LIBROS DE DIVULGACIÓN

En marzo de 2004 surgió la posibilidad de establecer una colaboración únicaentre el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC) y el diario GranadaHoy. Se planteó como una serie de artículos que dibujaran un recorrido porel Universo, desde lo más cercano a lo más distante, que se extendiera a lolargo de todo un año y apareciera puntualmente todos los miércoles. Así sur-gió "Un viaje por el Cosmos en 52 semanas", serie en la que participó unnutrido grupo de científicos del IAA y que ahora el CSIC recoge y edita enforma de libro: un compendio de artículos que busca ofrecer una herramien-ta básica, completa y rigurosa, que bien pueda establecer las bases de unafutura profundización en los secretos del Universo.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto o contactando con Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

FFEECCHHAA

28 de junio

CCOONNFFEERREENNCCIIAANNTTEE

Isabel Márquez (IAA-CSIC)

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A G E N D A

W E B D E D I V U L G A C I Ó N

“A TRAVÉS DEL UNIVERSO” NO ES SÓLO UN PROGRAMADE RADIO. TODOS LOS CONTENIDOS DE LAS TRESTEMPORADAS SE ENCUENTRAN DISPONIBLES EN LAPÁGINA WEB QUE, POCO A POCO, SE HA CONVERTIDOEN UNA HERRAMIENTA DE DIVULGACIÓN EN SÍ MISMA.EN ELLA SE PUEDEN CONSULTAR LOS TEMAS TRATADOSEN LOS PROGRAMAS CON UN IMPORTANTE APOYO DEIMÁGENES, ASÍ COMO LAS NOVEDADES, LOSCONCEPTOS O LAS RESPUESTAS A LAS PREGUNTAS DELOS OYENTES.

http://universo.iaa.es

ESTRELLAS BINARIAS

A G U J E R O S N E G R O S

N Ú C L E O S D E G A L A X I A S A C T I V A S

REUNIONES Y CONGRESOS http://www.iaa.es/congresos/

I REUNIÓN SOBRE E-CIENCIA ANDALUZA (PROYECTO E-CA)GRANADA, 19 - 20 DE JUNIO DE 2007

YOUNG MASSIVE STAR CLUSTERS: INITIAL CONDITIONS AND ENVIRONMENTSGRANADA, 11 - 14 DE SEPTIEMBRE DE 2007

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Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,Rafael Garrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Miguel Ángel Pérez-Torres, Julio Rodríguez, Pablo Santosy Montserrat Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Complementaria CCT005-06-00178 del Programa Nacional de Fomentode la Cultura Científica y Tecnológica.Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

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

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

Espectacular vista desde uno de los rincones más oscuros que quedan en Estados Unidos: el Valle de la Muerte, en California. La panorámica está compuestapor 30 imágenes y muestra miles de estrellas y la Vía Láctea de modo excepcionalmente nítido. Se trata, sin embargo, de una imagen en peligro de extin-ción: la contaminación lumínica amenaza la oscuridad del cielo cada vez en mayor medida, y existen varias iniciativas para combatir, entre otros, el derro-che energético que supone. La Sociedad Astronómica Granadina mantiene la web “Cielo Oscuro” con abundante información sobre este problema(http://www.astrogranada.org/cieloscuro/principal_cielo_oscuro.htm).

PANORÁMICA EN PELIGRO

SUMARIO

REPORTAJESEstrellas binarias: un matrimonio muy ventajoso ...3Mujeres y ciencia: rompiendo techos ...6La estrella más masiva ...9

DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOSCriterios termodinámicos en la evolución de agujeros negros ...12

ACTUALIDAD ...14

ENTRE BASTIDORES ...19

CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Núcleos de galaxias activas ...20

HISTORIAS DE ASTRONOMÍA: “Serendipia” cósmica ...21

El increíble y asombroso viaje de Fotón. II Parte ...22

ACTIVIDADES IAA ...23

CUANDO, EN NOCHES MUY OSCU-RAS, NOS ALEJAMOS DE NUESTRACIUDAD Y MIRAMOS AL CIELO,podemos ver un número astronómico deestrellas sin necesidad de instrumentos.Si, además, disponemos de unos prismáti-cos o de un pequeño telescopio, el paisa-je estelar se vuelve espectacular, sobretodo porque se ven objetos que no se per-cibían con el ojo desnudo. No nos referi-mos a galaxias lejanas, objetos extraños onuevos planetas, sino a simples estrellas:a las "estrellas dobles". Muy abundantesen el cielo, la más famosa es la estrelladoble formada por Mizar y su compañeraAlcor. Su separación y su brillo nos per-miten contemplarlas a simple vista, y yalos antiguos árabes las empleaban paracomprobar la buena visión de sus guerre-ros. Otro ejemplo es la estrella Albireoque, a través de un telescopio, muestra loscolores naranja y azul de sus componen-tes y cuyo contraste hace que sea una delas más observadas y fotografiadas delhemisferio norte.

Perspectiva históricaNuestro conocimiento de estas estrellas, asícomo de su tipología, ha ido de la mano delavance de los instrumentos astronómicos alo largo de la historia. A principios del sigloXVII, Benedetto Castelli (estudiante deGalileo Galilei) y Giovanni Battista Ricciolipudieron observar con un telescopio que laestrella Mizar era realmente dos estrellascon una separación de alrededor de 14segundos de arco. Posteriormente se fuerondescubrimiento más estrellas dobles cuyaexistencia se atribuía a un mero fenómenoóptico donde las componentes estaban sepa-radas por una enorme distancia. Pero no fuehasta 1767 cuando John Michell demostró,utilizando el cálculo de probabilidades, queel alto número de estrellas dobles conocidashasta el momento no podía deberse simple-mente al azar como se había pensado. Estateoría fue apoyada en 1781 por ChristianMayer, quien ya había observado unasnoventa estrellas dobles llevado por la hipó-tesis de que algunas podían ser sistemas físi-cos reales, es decir, una estrella girando

alrededor de su compañera. Por aquellosaños, William Herschel, que no creía en lasinterpretaciones de sus contemporáneos,comenzó a estudiarlas con el fin de determi-nar las paralajes de algunas de ellas.Después de más de veinte años de observa-ciones, Herschel no consiguió llevar a cabosu propio trabajo pero sí pudo constatar queexistían estrellas dobles que formaban real-mente sistemas binarios cuyas componentesestaban ligadas gravitacionalmente y gira-ban alrededor de su centro de masas. En1803 publicó sus resultados sobre la estrellaCastor y demostró que la ley de Newtonsobre la gravitación universal era válidafuera de nuestro Sistema Solar. Después de Herschel, los científicos realiza-ron numerosos descubrimientos y estudiosde "estrellas binarias visuales". Como sunombre indica, estos sistemas se caracteri-zan por poder resolverse en dos componen-tes visibles y es precisamente esta propiedadlo que las diferencia de las "estrellas bina-rias próximas o cerradas". Aunque la exis-tencia de este tipo de estrellas no fue cons-

ESTRELLAS BINARIAS:UUnn mmaattrriimmoonniioommuuyy vveennttaajjoossoo

EPORTAJESESTRELLAS BINARIAS R

GRACIAS AL AVANCE DE LOSINSTRUMENTOSASTRONÓMICOS, HOY DÍACONOCEMOS LOS DISTINTOSTIPOS DE ESTRELLAS BINARIASASÍ COMO LOS MÉTODOSPARA EXTRAER LA MÁXIMAINFORMACIÓN DE ELLASPor Susana Martín (IAA-CSIC)

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Observaciones fotométricas reali-zadas con el telescopio de 90centímetros del Observatorio deSierra Nevada durante el veranode 1997 mostraron que HD172189era una estrella binaria eclipsantecon la peculiaridad de que perte-necía al cúmulo abierto IC4756.Gracias a nuevas observacionespudimos detectar que, fuera de loseclipses, la curva de luz mostrabapequeñas oscilaciones que podíandeberse a que una de las estrellasera una estrella pulsante. Parapoder realizar un buen análisis dela curva de luz necesitábamosmedidas lo más continuas posibles

en el tiempo y, para ello, se reali-zaron observaciones fotométricasconjuntas con el Observatorio deSan Pedro Mártir (Baja California).También se tomaron medidasespectroscópicas de forma puntualen el telescopio de 2,2 metros delObservatorio Europeo Austral deLa Silla (Chile). Gracias a lasobservaciones sabemos que,además de ser un sistema binarioeclipsante con un periodo orbitalde 5,702 días, se trata tambiénuna binaria espectroscópica.También hemos descubierto que lacomponente más brillante pulsa,tratándose de una estrella tipo

delta Scuti con más de tres modosde pulsación. Se conocen unas 20estrellas binarias con característi-cas similares y sólo una, ademásde HD172189, forma parte de uncúmulo estelar. El hecho de quepertenezca a un cúmulo implicaventajas adicionales: las estrellasde un cúmulo se hallan unidas gra-vitatoriamente y, al formarse a lavez, comparten distancia, compo-sición química y edad, parámetrosfísicos que restringen aún másnuestro problema. El grupo de Física Estelar delInstituto de Astrofísica deAndalucía está llevando a cabo

nuevas observaciones para inves-tigar más detalladamente la com-ponente pulsante aprovechandoque se encuentra en un sistemabinario. Se sabe que durante uneclipse, la pulsación detectada seve afectada por el cambio quesufre la geometría de la superficieestelar proporcionándonos unaimportante ayuda al conocimientode los modos de pulsación. Otroaspecto que la hace aún más inte-resante es que HD172189 es unade las estrellas elegidas para serobservada por el satélite espacialCoRoT para su estudio astrosis-mológico.

tatadahasta la

aparición denueva instrumentación astronómica, en1783 John Goodricke propuso la teoría delos eclipses como posible causa de las varia-ciones de brillo de la estrella Algol. Graciasal progreso experimentado por las técnicasfotográficas, en el siglo XIX se descubrie-

ron las primeras "estrellas binarias eclip-santes o fotométricas". Estas estrellasexperimentan una variación periódica delbrillo debido a que ambas componentes seeclipsan una a la otra mientras recorren suórbita. Con el desarrollo de los detectoresfotoeléctricos para medir el flujo de luz, pri-mero en forma de tubos fotomultiplicadoresy más tarde con cámaras CCD, hemos podi-do detectar un gran número de binariaseclipsantes. Un gran avance para el análisisde estos sistemas binarios cerrados ha sidola aplicación de la espectroscopía en laAstronomía. Con el estudio de las líneas quecomponen el espectro de una estrella y cal-culando a qué velocidad se desplazan (efec-to Doppler) es posible medir los movimien-tos estelares. Con esta técnica podemos

determinar cuántas componentes estamosobservando y a qué velocidad se muevenrespecto al centro de masas del sistema. Lasestrellas cuya naturaleza binaria se observapor medios espectroscópicos se conocencomo "estrellas binarias espectroscópicas".El primero en detectar tales sistemas fueEdward C. Pickering, quien demostró en1889 que la componente A de la estrellaMizar era realmente una binaria espec-troscópica. La coincidencia más asombrosavino en 1908 cuando nuevos espectros con-firmaron la existencia del sistema binario dela compañera Mizar B. Así que cuandoobservamos el campo celeste cercano aMizar-Alcor no hay simplemente dos estre-llas, sino cinco en varios sistemas binarios.Otro sistema múltiple similar es el de la

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HD172189 en el cúmulo abierto IC4756.

HD172189: UNA BINARIA ECLIPSANTE MUY COMPLETA

Mizar-Alcor. Campo de 15 minutos de arco donde se representan gráficamente: (1) Mizar A: binaria espectroscópica(2) Mizar B: binaria espectroscópica (3) Alcor (4) Sidus Ludoviciana. Fuente: Leos Ondra.

Curva de luz de la estrella HD172189. Los residuos nos muestran la pequeña variación pro-ducida por la componente pulsante cuando se le restan los eclipses. Entre otros resultadosobtuvimos una relación de radios entre las componentes de nuestro sistema (r2/r1=0,6), tem-peraturas (T2/T1=1,05), masas (M2/M1=0,9) y luminosidades (L2/L1=0,5) así como una incli-nación y excentricidad de la órbita de 73º y 0,24 respectivamente.

ESTRELLAS BINARIAS

estrella Cástor de la constelación de LosGemelos. Esta estrella binaria visual estáformada por dos estrellas, Cástor A y CástorB, que son a su vez dos sistemas espec-troscópicos. Pero lo que lo hace más singu-lar es que cerca de Cástor hay una estrelladébil -Cástor C-, que es una binaria eclip-sante y que está unida gravitatoriamente aella. Numerosas observaciones posterioresdemostraron que Cástor es realmente un sis-tema de seis estrellas que, además de orbitarunas alrededor de las otras, se mueven entorno a un centro de masas común.El conocimiento de cada vez más sistemasbinarios y, sobre todo, de sistemas cerrados,hizo que en 1955 Zdenek Kopal introdujerauna clasificación nueva además de la yaexistente (visuales, eclipsantes y espec-troscópicas), que sólo contemplaba las técni-cas de observación utilizadas. Kopal dividiólas estrellas binarias en separadas, semisepa-radas y de contacto, en función de su proxi-midad e interacción de las componentes eimplicando importantes consecuencias en laevolución de cada una de las estrellas.

¿Por qué observamos sistemasbinarios?Las estrellas nacen, evolucionan y mueren.Y a lo largo de su vida experimentan cam-bios que, en conjunto, conocemos comoevolución estelar. La composición química yla masa son los parámetros que determi-narán la trayectoria de la estrella, quetomará diferentes valores de radio y lumino-sidad en función de su edad. Como no pode-mos observar la misma estrella en las dife-rentes etapas de su vida, se realizan modelosteóricos con el fin de simular su evolución.Si conocemos los parámetros fundamentales

para diferentes estrellas en distintos estadosevolutivos podremos realizar modelos másrealistas y, aunque en los últimos años esta-mos asistiendo a un enorme progreso sobreel conocimiento de los fenómenos que ocu-rren en el interior estelar, existen algunos

que aún no conocemos. Para una estrellaaislada, y a excepción del Sol, no es posiblemedir la masa directamente de las observa-ciones; aquí las estrellas binarias juegan unpapel fundamental. El movimiento de lasdos componentes de un sistema binariocumple la conocida y básica tercera ley deKepler. Para estrellas binarias visualespodemos determinar ambas masas directa-mente de las observaciones si conocemos aqué distancia se encuentra el sistema res-pecto de la Tierra, y este parámetro sólo seconoce con precisión para estrellas relativa-mente próximas. El cálculo se complica ensistemas binarios eclipsantes y espectroscó-picos, ya que la proximidad de sus compo-nentes puede producir otro tipo de interac-ciones aparte de las gravitatorias. En estos

casos, fenómenos físicos conocidos como"efectos de proximidad" pueden manifestar-se en distintas formas: desde dejar de seresféricas y tomar formas elipsoidales a efec-tos de marea o transferencia de materia deuna a la otra. Por tanto, hay que derivar lasmasas a partir de las medidas espectroscó-picas que nos proporciona la llamada curvade velocidad radial que muestra cómovarían las velocidades de las componentesdentro de su órbita.

Binarias eclipsantesLa herramienta fundamental para el estudiode los sistemas binarios eclipsantes es lacurva de luz donde se representa la variaciónperiódica del brillo en el tiempo causada porlos eclipses (al girar alrededor del centro demasas, una estrella se sitúa delante de la otray se produce una disminución del brillo).Gracias al análisis de estas curvas, los astró-nomos pueden determinar, además de losefectos de proximidad, cuáles son las tem-peraturas superficiales y radios de ambasestrellas, así como la geometría de la órbita.Aunque el estudio de la curva de luz da unaidea de las características del sistema, ladeterminación de los parámetros que la defi-nen resulta complicada. En nuestros días, elavance de los ordenadores ha permitido eldiseño de curvas de luz sintéticas a partir demodelos físico-matemáticos y una serie deparámetros físicos que caracterizan a lasbinarias eclipsantes. Para conseguir la solu-ción al sistema, se modifican los valores delos parámetros hasta que la curva de luzgenerada por el modelo se ajuste lo másposible a la observada.En la actualidad se conocen más de 6.000estrellas binarias eclipsantes formadaspor todo tipo de estrellas, desde las máscalientes hasta las más frías, y ubicadasen órbitas con geometrías diferentes.Pero es posible que sistemas binarioseclipsantes a su vez alberguen estrellascuyo brillo cambie con el tiempo y cuyavariación sea debida a procesos físicosque ocurren en su interior. Estas estrellasse llaman estrellas variables pulsantes.Aunque en la actualidad son muchos lostipos de pulsantes conocidas con diferen-tes mecanismos de pulsación, son muypocas las binarias eclipsantes que alber-guen este tipo de variables. El análisis delas estrellas pulsantes dentro de un siste-ma binario nos proporcionará informa-ción adicional que no podríamos obtenersi estuviera aislada. Esta información, enforma de parámetros fundamentales,junto a las frecuencias de oscilacióndetectadas, nos permitirá conocer el inte-rior estelar.

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Esquema simplificado de la curva de luz de una estrella binaria eclipsante. En la primera parte de la gráfica sepuede ver el eclipse principal, cuando la estrella menos brillante (naranja) eclipsa a la más brillante (amarilla) mien-tras que en la segunda parte se representa el eclipse secundario, cuando la más brillante eclipsa a la de menosbrillo. Entre ambos eclipses se puede observar el brillo total de ambas. Cuando el eclipse es central, es decir, elplano orbital se ve exactamente de canto como en la figura, se puede medir el tiempo que duran los eclipses paraobtener el tamaño de ambas componentes.

Las binarias eclipsantesexperimentan una variaciónperiódica debido a que lascomponentes se eclipsan

mientras recorren su órbita

No es posible medir la masade una estrella aislada sólo apartir de observaciones y es

aquí donde las estrellasbinarias juegan un papel

fundamental

TAJESMUJERES Y CIENCIARREPO

SI UNA RECIÉN LICENCIADA ENCUALQUIER UNIVERSIDAD ESPAÑO-LA CON UN BRILLANTE EXPEDIEN-TE ACADÉMICO decidiera seguir la carre-ra científica, probablemente no le animaríamucho saber que, desde la creación del pre-mio Nobel en 1901, los premiados en las tresáreas de Ciencias Experimentales suman ya512 investigadores y sólo 12 investigadoras.Parece que en el Olimpo de la Ciencia moranpocas diosas. Pero seguro que se estimularíacon la tenacidad y la inteligencia de las ele-gidas, no sólo las archiconocidas Curies -madre e hija-, sino fisiólogas como Rita LeviMontalcini, que descubrió los factores de cre-cimiento nervioso, o Christiane Nüsslein-Vol-hard, que reveló las claves del control gené-tico del desarrollo temprano de embriones.Encontraría también en este grupo a genetis-tas como Bárbara McClintock, por el hallaz-go de unos elementos genéticos "saltarines",los transposones. McClintock tuvo que espe-rar 35 años para que se viera reconocido sudescubrimiento, que ha revolucionado la gené-tica actual. Finalmente, se toparía tambiéncon una galardonada reciente (2004), LindaBuck, investigadora de la organización delsistema olfativo. Pero si nuestra chica repasara la historia, veríaque sus antecesoras sí que lo tuvieron difícil.Universidades y Academias de Ciencias die-ron con la puerta en las narices a las mujereshasta bien entrado el siglo XIX y el XX, res-pectivamente. Ni siquiera el haber consegui-

do dos premios Nobel facilitaron el accesode Marie Curie a la Académie des Sciencesde París.Retrocediendo a la Edad Media, siempre lesquedaba la solución del convento, que goza-ba de un especial protagonismo en la vida

intelectual y se convirtió para las mujeres,aunque parezca contradictorio, en un espaciode libertad para desarrollar su erudición. Sise habla de que el género femenino tiene laventaja de ser multitarea, qué decir del equi-valente alemán de nuestra Santa Teresa deJesús, Hildegard von Bingen, filósofa, mís-tica, poeta y músicóloga, que polemizaba conPapas y emperadores; sus libros van desde ladescripción de sus visiones hasta tratados decocina.Pero ya que los tiempos actuales no son muypropicios al ascetismo, nuestra candidata acientífica tendría que ir a la búsqueda de mode-

LA INSERCIÓN DE LA MUJEREN EL ÁMBITO CIENTÍFICOAÚN NO SE CORRESPONDECON LAS PROMESAS DEPARIDAD DE LOSGOBIERNOS: EL TECHO DECRISTAL CONSTITUYE HOYDÍA UN CONCEPTO MUYVIGENTE Por Matilde Barón (EEZ, CSIC)

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Marie Curie.

Desde la creación del premioNobel en 1901, los

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suman ya 512 investigadoresy sólo 12 investigadoras

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los femeninos más cercanos, a través de siglososcuros en que el mundo académico se cargóde prejuicios contra la mujer. Se contrapusola Ciencia como sinónimo de razón, objeti-vidad, frialdad y poder a la Feminidad enten-dida como subjetividad, sentimiento, pasióny falta de ambición. Hay quien afirmaba enel siglo XIX que si las mujeres ejercitabansus cerebros sus ovarios se paralizarían y, aprincipios del siglo pasado, se intentaba jus-tificar la discriminación intelectual hacia lamujer con diferencias hormonales o de tamañodel cerebro entre sexos. Pero, a finales delXIX, las Universidades europeas empezarona admitir mujeres. En algunas Universidadesespañolas eran acompañadas por un catedrá-tico al aula y se sentaban separadas de suscompañeros en una mesa supletoria. Antes de1900 se licenciaron 33 mujeres en España,donde la mayoría de la población femeninaera analfabeta.

Acceso a la UniversidadFinalmente, el conde de Romanones firmó en1910 la Real Orden que permitía el acceso delas mujeres a la Universidad española y seisaños más tarde Emilia Pardo Bazán era la pri-mera mujer en ocupar una cátedra. El acce-so de las mujeres a los laboratorios de inves-tigación españoles se promovió con la crea-ción de la Junta de Ampliación de Estudiospresidida por Ramón y Cajal, de la que esteaño celebramos su centenario. En paralelo ala Residencia de Estudiantes, en la que luegoaparecerían personajes como Lorca, Dalí oBuñuel, se crea la Residencia de Señoritasque acoge a estudiantes de Farmacia, Medi-cina, Ciencias y Magisterio. Ésta favorece elintercambio científico con EEUU y Europamediante la concesión de becas y la creaciónde nuevos laboratorios de Física y Químicaen Madrid. María de Maeztu, su primeradirectora, afirmaba que “la mujer debe tenerlas mismas opciones culturales que su com-pañero e ir al matrimonio con igualdad dederechos y deberes. Es preciso que se abrana las mujeres horizontes para vencer en igua-les condiciones que el hombre en la lucha porla vida, sin que tenga que depender de él”. Años más tarde, mujeres como Pilar Primode Rivera siguieron alimentando los viejosprejuicios, afirmando: “Las mujeres nuncadescubren nada, les falta, desde luego, eltalento creador reservado por Dios para inte-ligencias varoniles; nosotros no podemos hacernada más que interpretar, mejor o peor, loque los hombres nos dan hecho”. Las Academias de Ciencias, institucionessiempre más vetustas, tardaron en abrirsea las científicas españolas. La primera enentrar en la Academia de Ciencias de Madridfue la bióloga molecular Margarita Salasen 1988 y la de Farmacia ha tenido su pri-

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De origen aristocrático y abadesa de un convento benedic-tino en el suroeste del imperio alemán, fue una de las perso-nalidades más respetadas de la Alta Edad Media. Sus teoríascientíficas se derivaban de la cosmología griega, con la exis-tencia de cuatro elementos con propiedades complementariasy cuatro humores. Creía que la enfermedad perturbaba el deli-cado equilibrio entre los humores y que, comiendo la planta oel animal adecuado, se conseguía un cuerpo sano. Desarrollóuna dieta basada en un cereal, la espelta, y actualmente exis-ten en Alemania cadenas de tiendas macrobióticas y balnea-rios que siguen sus postulados. Destacan sus tratados demedicina sobre las propiedades de plantas, metales y piedras preciosas, los libros de teología y mís-tica en que relata sus visiones, además de sus más de setenta composiciones litúrgicas y una ópera-de alguien que no había recibido educación musical alguna-, así como su correspondencia con elpapa Eugenio III y el emperador Federico I Barbarroja.

HILDEGARD VON BINGEN 1098-1179

Premio Nobel de Fisiologíay Medicina 1983. Seducida porlo vivo, como afirmaba su bió-grafa Evelyn Fox Keller.Genetista en una época difícil,cuando la ciencia de los genesempezaba a consolidarse.Profundamente independiente,fue considerada entre sus cole-gas como excesivamente origi-nal y visionaria, y sus teoríasestuvieron marginadas durantedécadas. La mayoría de susdescubrimientos son logrosabsolutamente individuales.Sus trabajos genéticos en el maíz indio, muy popular en Estados Unidos, los realizó de forma muyartesanal, al modo de los antiguos naturalistas. Intentando relacionar el color de los granos de lasmazorcas con la composición genética del maíz, descubrió cómo algunos genes o grupos de genessaltaban alegremente a lo largo de los cromosomas y hacían cambiar el color de los granos cuandose asentaban en otra parte. La existencia de estos genes "saltarines", los transposones, fue consi-derada demasiado audaz en su época; pero décadas más tarde fue confirmada por las nuevas téc-nicas de biología molecular y le valió el Nobel a su descubridora. Odiaba que en el ambiente cientí-fico se la juzgara en razón a su sexo (ella, que había sido educada como un chico por un padredecepcionado por una cuarta hija, a la que regalaba en su más temprana niñez guantes de boxeo).

BARBARA MC CLINNTOCK 1902-1994

Premio Nobel de Fisiología y Medicina 1986. Neuróloga italiana, defamilia judía, el auge del nazismo motivó que sus primeros descubrimientos,sobre el desarrollo embrionario del sistema nervioso en pollos, los realizaraen un laboratorio instalado en su dormitorio y en la cocina de su casa. Con laayuda de su hermano, que le construyó un incubador de huevos, realizabaoperaciones de microcirugía sirviéndose de agujas de coser, tijeras microscó-picas de oftalmólogo y mini forceps de relojero. En 1947 emigró a EstadosUnidos, donde realizó las investigaciones que le valieron el Premio Nobel

RITA LEVI MONTALCINI 1909-

(continúa página siguiente)

MUJERES CIENTÍFICAS

mera Presidenta hace unos meses. Pero el ascenso de las estudiantes en laUniversidad española es ya imparable, demodo que nuestra joven amiga no debiósentirse muy sola: un 54% de los estu-diantes matriculados son mujeres, subien-do a un 64% en el caso de las CienciasExperimentales. Y aunque las matricula-das en ingenierías apenas alcanzan un 30%,recordemos que su número se ha multi-plicado por diez en tres décadas. Además,abandonan los estudios en menor propor-ción y obtienen a menudo mejores notasque sus compañeros varones; en 2002, delos 183 Premios Nacionales Fin de Carre-ra, 122 se concedieron a mujeres.

El techo de cristalSin embargo, la tubería de entrada de lasmujeres en el sistema español de I+Dempieza a tener pérdidas cuando analiza-mos el profesorado universitario, que enel curso 2002-2003 tenía un 34% de muje-res (aunque la presencia de éstas dismi-nuía cuando aumentaba la categoría pro-fesional, con sólo un 13,7 % de catedrá-ticas). En el mismo estudio secontabilizaban sólo cuatro rectoras (tresen Cataluña) en las 73 Universidadesespañolas.No debe ser casual quenos encontremos conporcentajes parecidos enla principal institucióninvestigadora de estepaís junto con la Uni-versidad, el ConsejoSuperior de Investiga-ciones Científicas. Con-siderando los datos del 2005, la paridadde sexos es casi total (a favor de las muje-res) en el primer escalafón de la carreracientífica, los becarios predoctorales. Yaen plantilla, un 38% de los CientíficosTitulares son mujeres y su presencia des-ciende en los puestos de mayor responsa-bilidad y mejor remunerados, como Pro-fesores de Investigación o Directores deCentro, en que constituyen cerca de un20% del total. Recientemente se han incor-porado a los planes estratégicos del CSICpara los próximos años Acciones de equi-dad de género (http://www.csic.es/mujer_ciencia.do, ver estudios de Florade Pablo y Eulalia Pérez Sedeño).Con el "techo de cristal" hemos topado,señoras. Cuanto más alto es el nivel deun puesto de trabajo, más bajo es el por-centaje de mujeres que lo ocupan.Y, tras esta gira por las principales ins-tituciones científicas españolas, nuestra

inquieta estudiante, que ya nació en la Euro-pa comunitaria y con mucha probabilidadha disfrutado de una beca Erasmus, querrámirar hacia fuera y entonces tendría un ata-que de optimismo. Porque España, segúnlos informes de la UE, ocupa algunos delos primeros puestos en la feminización(porcentaje de mujeres) en el sistema públi-co de I+D. Aunque esto esconda una granparadoja. En aquellos países de gran desa-rrollo económico-social, tradición cientí-fica, reconocimiento social de la investi-gación y tradición religioso-cultural tipocalvinista, pocas féminas logran sobrevi-vir en el mundo académico e investigador.España pertenece al segundo tipo, comootros del área mediterránea: escasa tradi-ción científica y poco reconocimiento socialde la investigación, así como hábitos reli-gioso-culturales católicos o similares. Enpaíses con economías menos avanzadas laciencia no está muy integrada en el tejidoproductivo y su prestigio decae; aquí, a loschicos se les presiona para que elijan carre-ras más prestigiosas y rentables, con lo quela investigación se feminiza. A la vez, enlos países de fuerte influencia católica lafamilia puede constituir una sólida red deapoyo para ayudar a la mujer de carrera al

cuidado de su prole. Siobservamos nuestroentorno, veremos unamultitud de abuelosespañoles cuidando apa-sionadamente de sus nie-tos; los abuelos nórdicosy centroeuropeos hanoptado más bien porexcursiones en bicicleta

por Mallorca o por disfrutar del sol en nues-tras costas. Así, si viajamos al centro o elnorte de Europa, el dilema frecuente parauna científica sería hacer carrera o crearuna familia. Sabe agridulce este recorrido por univer-sidades, laboratorios y Academias del pre-sente y el pasado. En un último intento deconvencer a nuestra recién licenciada deque su destino es la investigación empe-zando por una Tesis Doctoral, le recorda-remos que la ciencia, representada a menu-do en los siglos pasados con imágenes deespléndidas mujeres, puede ser así de seduc-tora y apasionante, y hasta generosa si lededicas pasión y esfuerzo. Y si hace siglos se afirmaba que enseñara la mujer añade maldad "a la malicia natu-ral que ellas tienen", diremos, parafrase-ando a Mae West: Si somos buenas, somosmuy buenas, pero si somos malas, somosmejores.

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R MUJERES Y CIENCIA

junto a Stanley Cohen sobre los "factores de cre-cimiento nervioso", que contribuyen además a lacoordinación de los sistemas nervioso, endocrinoe inmunológico. Actualmente es una casi cente-naria elegante e hiperactiva, que continúa susinvestigaciones en neurobiología en Roma (afir-ma que se vive mejor en Italia, aunque se traba-je mejor en América) y está involucrada en diver-sas tareas sociales. Fue promotora de la CartaMagna de los Deberes Humanos de 1992, que"se propone afrontar con la máxima urgencia lospeligros que amenazan al globo, a la biosfera y atodas las especies vivientes" y es senadora vita-licia por designación del Presidente de laRepública italiana. En las maratonianas y fre-cuentemente polémicas sesiones del Senado ita-liano, ella aguanta hasta el final mientras suscolegas se tienden en los escaños a echar unacabezada.

Bioquímica y pionera de la investigaciónen Biología Molecular en España. Discípula desu paisano Severo Ochoa, con el que realizóuna estancia post-doctoral de tres años en laescuela de Medicina de la Universidad deNueva Cork, donde descubrió en qué direcciónse lee el mensaje genético y dos de las proteí-nas necesarias para iniciar la síntesis de pro-teínas. Es Profesora de Investigación del CSICen el centro de Biología Molecular SeveroOchoa, del que también ha sido directora,donde dirige un grupo dedicado a la investiga-ción del virus Phi-29. Fue a su vuelta a Españacuando inició esta línea de investigación juntocon su marido Eladio Viñuelas. Pero, buscandouna mayor independencia, a principios de losaños setenta asumió el liderazgo de esta línea,mientras su marido se dedicaba al estudio delvirus de la fiebre porcina africana. EsAcadémica de la Lengua y de la RealAcademia de Ciencias Exactas, Físicas yNaturales. Y ha recibido numerosos galardo-nes nacionales e internacionales, entre los quedestaca el de "Investigadora europea 1999"otorgado por la UNESCO.

MARGARITA SALAS

(Rita Levi-Montalcini)

La ciencia, representada amenudo en los siglos

pasados con imágenes deespléndidas mujeres,puede ser seductora yapasionante, y hasta

generosa si le dedicaspasión y esfuerzo

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EPORTAJESEL LÍMITE DE MASA SUPERIOR PARA LAS ESTRELLAS R

¿CUÁN GRANDE PUEDE SER UNAESTRELLA? Para los astrónomos, "másgrande" puede interpretarse como "demayor radio" o "de mayor masa". El radiode una estrella varía a lo largo de su vida,pudiendo expandirse cientos de veces suvalor original poco antes de morir. Lasestrellas de mayor radio son las supergi-gantes rojas, que pueden alcanzar tamañosde varias unidades astronómicas (la distan-cia del Sol a la Tierra) antes de explotarcomo supernovas. Se trata de estrellas bas-tante masivas, entre diez y treinta veces lamasa del Sol. No obstante, ésas no son lasestrellas más masivas de todas. Existenestrellas bastante más masivas, y de ellasvamos a ocuparnos aquí.

En busca del récord (y desenmascarando a los farsantes)¿Cuál es el récord de masa estelar? Antesde responder a esa pregunta hemos dedistinguir entre las masas medidas de formadirecta (o masas keplerianas, obtenidas apartir de una órbita o de cambios envelocidad radial) y las medidas de formaindirecta (a partir de su posición en eldiagrama HR o de un espectro de altaresolución).Para las masas medidas de manera directay, por lo tanto, las que ofrecen una mayorconfianza, los dos objetos más masivos sonlas dos componentes de WR 20a, con 83 ±5 y 82 ± 5 masas solares respectivamente.Además, las dos componentes de WR 20a

son estrellas de tipo WN6ha, que hanperdido ya una parte substancial de su masadebido a sus intensos vientos estelares. Porlo tanto, los valores arriba indicados sonsus masas actuales pero sus masas inicialesdebieron haber sido aún mayores, quizás entorno a las 100 ó 120 masas solares*.El número de masas medidas de maneraindirecta es mayor que el de las directas,pero la historia del método de medición noslleva a ser escépticos. El problema másgrave que ha afectado a las masas indirectaselevadas es el de la multiplicidad noresuelta. Así, a principios de los años 80 sepropuso que R136a, el objeto situado en elcentro de 30 Doradus, era una estrellasupermasiva de 2.500 masas solares. Sinembargo, unos años más tarde se descubrióque dicha superestrella era en realidad uncúmulo compacto que, al ser observado conel Telescopio Espacial Hubble (HST), nocontenía estrellas más masivas que 120-150masas solares (en masa inicial). Otro ejemplo de récord derribado por culpade la multiplicidad es el de Pismis 24-1, elobjeto central del cúmulo Pismis 24. Aprincipios de este siglo, se estimó que su

DOS PREGUNTAS DIFÍCILES:¿CÚAL ES LA ESTRELLA MÁSMASIVA CONOCIDA? ¿EXISTEUN LÍMTE DE MASA SUPERIORPARA LAS ESTRELLAS?Por Jesús Maíz (IAA-CSIC)

Imágenes de Pismis 24 tomadas con la cámara ACS del HST consucesivas ampliaciones para apreciar la resolución de Pismis 24-1en dos componentes.

La estrella más masiva

*Cuando este número se hallaba en preparación se produjo el anuncio de un nuevo récord: N6C3603A1, una binaria espectroscópica eclipsante con 114 y 84 masas solares

masa oscilaba entre 210 y 291 veces la delSol. Observaciones más recientes obtenidascon el HST muestran Pismis 24-1 como dosfuentes puntuales claramente separadas,NE y SW. Además, una de las dos fuentespuntuales en las imágenes del HST es enrealidad un sistema de dos estrellas,elevando el número total a tres. Las masas(una vez resuelto el sistema en trescomponentes) resultan ser de ~96, ~64 y~64 masas solares, valores elevados peromuy inferiores a la estimación anterior.Un tercer ejemplo de objeto muy masivorecientemente resuelto en dos componenteses HD 93129A, con una masa estimada en2002 de 127 veces la de nuestro Sol. Dosaños más tarde se descubrió que en realidadHD 93129A está formado por dos objetos,uno dos veces y media más brillante que elotro. La masa total del sistema parece sercercana a las 200 masas solares.La gravedad del problema de lamultiplicidad oculta se manifiesta aún másclaramente cuando nos damos cuenta deque Pismis 24-1 y HD 93129A son dos delas candidatas al trono de los pesos pesadosmás cercanas al Sol, ya que se hallan

solamente a unos 8.000 años luz denosotros. Para las candidatas situadas amayor distancia, una misma separaciónfísica entre ellas se traduce en una menorseparación angular en el cielo, lo quepermite que los sistemas múltiples seenmascaren con mucha mayor facilidad.Para objetos extragalácticos la situación sepuede volver desesperada. Por ejemplo, sicolocáramos HD 93129A a la distancia deM33 (una galaxia del Grupo Local rica enestrellas masivas), no sólo seríamosincapaces de distinguir sus doscomponentes con el HST sino que inclusoHD 93129B (otra estrella muy masiva) seañadiría al conjunto y estaríamosconfundiendo tres estrellas por una sola.¿Con qué nos quedamos entonces comoestrella más masiva? En el caso de las doscomponentes de WR 20a hay pocas dudasde que sus masas actuales están en torno alas 80 masas solares y de que sus masasiniciales debieron ser superiores en un25%. En cuanto a las estrellas conmediciones indirectas, si tuviera que elegirun candidato a la estrella Galáctica másmasiva mi apuesta iría por Eta Carinae, con

una masa de unas 150 veces la del Sol. Amediados del S XIX experimentó una granerupción en la que expulsó en torno a diezmasas solares (produciendo la actualnebulosa bipolar que se observa a sualrededor). Para que una estrella expulseesa cantidad de masa sin ser destruida ymanteniendo una alta luminosidad esnecesario que su masa inicial sea muyelevada.

Mentiras, mentiras de las gordasy estadísticasBuscar estrellas supermasivas en el entornosolar es difícil por varias razones: nuestroentorno inmediato (distancias de 5.000 añosluz o menos) es relativamente pobre enregiones de formación estelar intensa,donde las estrellas más masivas suelen for-marse. Por otro lado, observar a través delplano de la Galaxia puede inducir a confu-siones en la medida de la distancia, lo quehace difícil derivar las propiedades de lasestrellas. Finalmente, el plano de la Galaxiaes rico en nubes de polvo que en unos casosesconden la estrella en luz visible y en otrosintroducen grandes incertidumbres en suestudio.Ante estas circunstancias, los astrónomosrecurren a los cúmulos masivos jóvenes,enormes agrupaciones de estrellas quecombinan las mejores condiciones para labúsqueda de estrellas supermasivas (proxi-midad, escasez de nubes de polvo en lalínea de visión, edad y número total deestrellas). Parte de los estudios se han cen-trado en 30 Doradus, un cúmulo situado enla Gran Nube de Magallanes (a una distan-cia de 165.000 años luz) y con una masatotal en estrellas de unas 100.000 masassolares.La ventaja de los cúmulos masivos jóvenesreside en que en ellos deben existir variasdecenas de estrellas supermasivas (másmasivas que 50 masas solares). Eso permi-te hacer estudios estadísticos y determinarno solamente cuál es la estrella más masivaen ese cúmulo sino cuál es la probabilidadde que se forme una estrella de una masadeterminada (a dicha función los astróno-mos la llaman la función inicial de masa oFIM). En concreto, la pregunta que nosinteresa aquí es si la FIM se extiende hastamasas infinitas (aunque la probabilidad deformar una estrella de, por ejemplo, más de1000 masas solares sea extremadamente

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La estrella Eta Carinae, con una masa de unas 150veces la del Sol. A mediados del S XIX experimentó unagran erupción en la que expulsó en torno a diez masassolares (produciendo la actual nebulosa bipolar que seobserva su alrededor).

A la izquierda se muestra una imagen de HD 93129A tomada con el HST en la que se aprecia la existencia de dos estrellas,cuyos centros se marcan con los símbolos negros. La imagen tiene solamente 530 milisegundos de arco de tamaño y laestructura compleja que se aprecia en ella es el producto de la óptica del telescopio y del detector. Se puede comparar la ima-gen con la que aparece en el centro, que muestra a HD 93129B, un objeto que, por lo que sabemos, consiste en una únicaestrella. La imagen del centro es prácticamente idéntica a la que se aprecia a la derecha, que es un modelo teórico (o PSF)de la apariencia de una fuente puntual observada a través de la óptica del telescopio y del detector. En todos los casos se usauna escala de intensidad logarítmica para incluir tanto las zonas brillantes como las débiles.

baja) o si, por el contrario, existe un límitesuperior de masa a partir del que es impo-sible que se forme una estrella. En 1998, Massey y Hunter usaron el HSTpara medir la FIM de 30 Doradus y encon-traron que existían varias estrellas conmasas entre 120 y 150 veces la del Sol(pero ninguna mayor) y que, aunque elcúmulo era rico en estrellas masivas, sim-plemente no era lo suficientemente grandecomo para que existieran estrellas de 200 ómás masas solares. En otras palabras, susresultados eran compatibles con que noexistiera un límite superior de masa. Unosaños más tarde, varios grupos de investiga-dores (Weidner y Kroupa 2004, Oey yClarke 2005, Koen 2006) demostraron queen el estudio de 1998 el análisis estadísticofallaba y que los datos eran consistentes conun límite superior de masa cercano a las150 masas solares (con un cierto colchónentre 120 y 200). 30 Doradus sí que es sufi-cientemente grande como para tener estre-llas más masivas si estas pudieran formar-se, y otro estudio similar realizado por DonFiger para el cúmulo de Arches demostróque éste se halla en las mismas circunstan-cias: tiene suficiente masa como para quehubiera estrellas de 300 masas solares perono las hay. Por lo tanto, en la actualidad losastrónomos observacionales piensan que ennuestra Galaxia y en las más cercanas exis-te un límite superior de masa que impideque se formen mastodontes estelares.

El porqué del límiteLa existencia de un límite superior de masaestelar en nuestro entorno sugiere dos pre-guntas: ¿Cuál es su causa? ¿Es ese límiteuniversal? Para responder a la primera pre-gunta hemos de empezar por el mecanismode formación de estrellas masivas. Lasestrellas de baja masa se forman a partir delcolapso gravitatorio de una nube de gas. Lanube se aplana al contraerse y acaba for-mando un disco alrededor de la protoestre-lla. El material del disco es recogido lenta-mente por el objeto central, por lo que reci-be el nombre de disco de acreción. Elmecanismo para las estrellas de alta masaestá menos claro y en la actualidad existendos alternativas: discos de acreción y coli-siones estelares. El primer mecanismo esuna modificación del de las estrellas demasa baja que tiene en cuenta las condicio-nes específicas de las estrellas de masa ele-vada, especialmente el cómo vencer los

problemas derivados del límite deEddington. Este límite establece que unaestrella demasiado luminosa ejerce tantapresión de radiación sobre sus capas exter-nas que se vuelve inestable y supone unalimitación para la tasa de acreción de masaen torno a una estrella masiva. El segundomecanismo, las colisiones estelares entre(proto)estrellas de menor masa, implica quelas estrellas de alta masa no se pueden for-mar directamente sino a partir de objetospreexistentes. Las simulaciones por ordena-dor indican que las colisiones se produ-cirían solamente cuando la densidad de pro-toestrellas fuera muy elevada, por lo que sedaría únicamente en cúmulos estelares muymasivos y muy densos. Los dos mecanis-mos dan explicaciones distintas para unposible límite superior de masa. Si lasestrellas masivas se forman por discos deacreción, una masa máxima podría existirdebido al límite de Eddington, que impe-diría que estrellas de, por ejemplo, 200masas solares se formaran por el efecto dela presión de la radiación (o, si se formaranpor accidente, se disgregarían de maneracasi inmediata). Si, por el contrario, lasestrellas masivas se formaran por medio decolisiones, el límite superior dependería delnúmero de éstas y sería mayor cuanto másdenso fuera el cúmulo donde se forman lasestrellas. ¿Cuál de los dos mecanismos de formaciónde estrellas masivas es el correcto? Hoy endía no existe una respuesta definitiva eincluso podría resultar que los dos repre-sentaran un papel importante. Los indicios

observacionales existentes, no obstante,parecen favorecer a los discos de acrecióncomo mecanismo predominante. Así,como vimos con anterioridad, Pismis 24 esun cúmulo con varias estrellas supermasi-vas (además de las tres componentes dePismis 24-1, otra estrella, Pismis 24-17,ronda las 100 masas solares) y es un cúmu-lo de tamaño mediano y no especialmentedenso. Si el mecanismo dominante para laformación de estrellas masivas fueran lascolisiones estelares no esperaríamos vertantas estrellas supermasivas en Pismis 24.Otro ejemplo a favor de la formación deestrellas masivas por discos de acreción esNGC 604, un cúmulo muy poco denso (tanpoco que, de hecho, no parece ser uncúmulo propiamente dicho, esto es, unobjeto ligado gravitacionalmente) y sin unnúcleo definido pero tan masivo como 30Doradus. NGC 604 aparenta haberse for-mado con un número similar de estrellassupermasivas al de 30 Doradus, lo que nodebería haber ocurrido de haberse formadopor colisiones estelares. Por lo tanto, aun afalta de una respuesta definitiva, el límitede Eddington parece ser el responsablemás probable de la existencia de un límitesuperior de masa en nuestro entorno.Otro asunto distinto es la situación para lasprimeras generaciones de estrellas que seformaron en el Universo. Dichas estrellaseran extremadamente pobres en metales, loque tiene una consecuencia importantepara el límite superior de masa. A menosmetales, menor absorción de la radiaciónen la atmósfera de una estrella y, por lotanto, menor presión y resistencia a laacreción de material y menor efecto deposterior disgregación por vientos estela-res. Por lo tanto, es posible que las prime-ras estrellas sí que fueran extremadamentemasivas y superaran los varios cientos demasas solares.

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EL LÍMITE DE MASA SUPERIOR PARA LAS ESTRELLAS

La existencia de un límitesuperior de masa estelar

sugiere dos preguntas: ¿Cuáles su causa? ¿Es ese límite

universal?

30 Doradus, un cúmulo situado en la Gran Nube deMagallanes que contiene con una masa total en estre-llas de unas 100.000 masas solares. Fuente: HST.

oottrrooss yLa presencia de agujeros negros en rápidaevolución dinámica juega un papel funda-mental en algunos de los fenómenos astrofí-sicos más violentos que se conocen. Comoejemplos podemos citar los denominados"estallidos de rayos gamma", así como lacoalescencia de binarias de agujeros negros,uno de los mecanismos más eficientes degeneración de ondas gravitatorias [1].Tradicionalmente se ha caracterizado unagujero negro como una región muy com-pacta cuyas señales luminosas nunca alcan-zan a un observador lejano, y que se encuen-tra separada del resto del Universo por unafrontera denominada horizonte de sucesos[2]. Esta visión ha resultado muy útil en elestudio del régimen estacionario o de equili-brio de estos objetos, dando lugar en parti-cular a las leyes de la termodinámica de agu-jeros negros [3]. Un rasgo fundamental deesta descripción es su denominado “carácterglobal”, que implica que para localizar elhorizonte de sucesos uno necesita conocer elfuturo de todo el espacio-tiempo [4]. Estanaturaleza global plantea dos importantesproblemas en el estudio de la dinámica deestos objetos. El primer problema, de carác-ter muy práctico, surge al tratar de describiren detalle la evolución del agujero negro.Para ello uno parte del conocimiento en uninstante inicial, de una "instantánea" delespacio que contiene el agujero negro y, a

continuación, se determinan nuevas instantá-neas correspondientes a tiempos posterioresmediante la resolución de las ecuaciones dela Relatividad General [5]. En consecuencia,el espacio-tiempo que contiene al agujeronegro (esto es, el conjunto de instantáneasdel espacio a distintos tiempos) sólo se obtie-ne como resultado "a posteriori", una vezque hemos llevado a cabo todo el proceso.Esto plantea el problema fundamental del"seguimiento" del agujero en "tiempo real"durante la evolución, puesto que la naturale-za global del horizonte de sucesos impide sulocalización espacial en tiempos intermediosdados, cuando todavía no conocemos todo eldesarrollo futuro. El segundo problema es decarácter conceptual y tiene que ver con loque un astrofísico quiere decir cuando hablade un agujero negro. Al señalar un punto delespacio como posible candidato de agujeronegro, estamos haciendo una afirmaciónsobre el Universo en un instante dado. Estoentra claramente en tensión con una descrip-ción que exige el control de toda la evoluciónfutura. Ambos problemas reflejan la necesi-dad de desarrollar una caracterización de lanoción de agujero negro que sólo precise delconocimiento de propiedades físicas enregiones localizadas del tiempo y del espa-cio. Esto ha dado lugar recientemente a unnuevo paradigma para el estudio de agujerosnegros, conocido como “horizontes cuasi-

locales”, en los que la noción de horizontede sucesos es sustituida por la de horizonteaparente. Éste último se define como la fron-tera de la región cuyos puntos no puedenemitir luz en la dirección (sentido) que apun-ta al exterior del agujero [6]. Así, puede ocu-rrir que un punto sea capaz de emitir “hacia”un observador lejano (exterior), pero que esaluz acabe siendo atrapada y cayendo de vuel-ta hacia el interior del agujero: decimos queese punto está en el interior del horizonte desucesos (su luz no alcanza al observador leja-no) pero está fuera del horizonte aparente (escapaz de emitir inicialmente hacia afuera).Como vemos, el horizonte aparente siemprese encuentra en el interior del de sucesos.Este enfoque cuasi-local ha permitido exten-der el estudio de agujeros negros a situacio-nes en las que éstos crecen violentamente.La nueva caracterización es utilizada conéxito en las simulaciones numéricas de lafusión de agujeros negros tanto estelarescomo supermasivos, en el colapso gravitato-rio de estrellas de neutrones en rotación rápi-da y, en general, permite la extracción deinformación física en escenarios astrofísicosdonde la gravedad es muy intensa. Sinembargo, hay un precio a pagar: la evolu-ción temporal del horizonte aparente no estádefinida de forma unívoca. Si bien esto no esgrave para la extracción de las ondas gravi-tatorias emitidas, que se realiza a gran dis-

tancia del agujero, sí plantea ambigüedadesen la descripción de la física en el entornodel agujero y afecta a las propiedadesmatemáticas de las ecuaciones, lo que puedeser crítico para la estabilidad de la construc-ción numérica. En nuestro trabajo* propone-mos un criterio termodinámico para la deter-minación única de la evolución de un aguje-ro negro fuera del equilibrio: se privilegiaaquella evolución que maximiza el ritmo decrecimiento de la entropía del agujero negro[7]. Este enfoque permite el transvase deconceptos y técnicas desarrollados en el estu-dio general de la "termodinámica de siste-mas fuera del equilibrio" al contexto gravita-torio, proporcionando una vía para la exten-sión de la termodinámica de agujeros negrosa regímenes más allá del equilibrio, elemen-to clave en el control de magnitudes físicascomo la masa o el estado de rotación de losagujeros. Junto a aspectos formales como elestudio geométrico/analítico de la estabilidadde los sistemas de ecuaciones en derivadasparciales que aparecen en RelatividadGeneral, la principal aplicación de este tra-bajo es la mejora en la precisión y compren-sión física de las actuales simulacionesnuméricas de agujeros negros en contextosastrofísicos.

JOSÉ LUIS JARAMILLO (IAA)deconstrucción: CARLOS BARCELÓ (IAA)

ensayosdeconstrucción

CRITERIOS TERMODINÁMICOS EN LA EVOLUCIÓNDE AGUJEROS NEGROS

[1] Según la teoría de la relatividad de Einstein, lapresencia de materia en el Universo tiene el efecto dedistorsionar la estructura del espacio y el transcurrirdel tiempo a su alrededor. Hablar de agujeros negrosy ondas gravitacionales es hablar de diferentes tiposde distorsión del espacio-tiempo. Un agujero negroequivaldría a un “pozo” en este espacio-tiempo mien-tras que una onda gravitacional no es más que la pro-pagación de una ondulación del espacio-tiempo.

[2] Se suele decir que un agujero negro es como una estre-lla congelada, con una gravedad tan fuerte que no dejaescapar ni tan siquiera la luz. La definición precisa de agu-jero negro tal y como se usa en la literatura científica es sinembargo la que resume el texto. Un agujero negro es unaregión vacía (sin materia) del espacio-tiempo que aparecedespués de la implosión total de una estrella, hasta alcan-zar un radio cero, bajo su propia gravedad. Situémonos enun punto concreto del espacio, digamos x, e imaginemosque en un instante dado, t, enviamos un rayo de luz desdeeste punto hacia observadores arbitrariamente alejados. Siel rayo no es recibido por estos observadores decimos queel punto del espacio-tiempo caracterizado por x y t perte-nece al agujero negro. Si es recibido decimos que el puntoP = (x,t) no pertenece al agujero negro. Se llama horizontede sucesos a la superficie que separa la región cuyos pun-tos pertenecen al agujero negro de aquella cuyos puntosno pertenecen al mismo.

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[3] Uno de los logros más importantes y elegantes de la teoría de agujerosnegros ha consistido en mostrar rigurosamente que, a pesar del exotismo deestos extraños objetos, su comportamiento a gran escala (o macroscópico)está sujeto exactamente a las mismas leyes que cualquier otro cuerpo de lanaturaleza: las leyes de la termodinámica. En particular, la primera ley de latermodinámica (de conservación de la energía) nos dice que el aumento demasa del agujero implica una variación en su área (la cual nunca puede dis-

minuir) y en su estado de rotación. De paso, establece una identidad funda-mental entre el área del horizonte y la entropía del agujero, una especie demedida de nuestro desconocimiento del interior. Esta sorprendente identi-dad entre las leyes de la termodinámica y las de los agujeros negros, aúnpor comprender en su totalidad, constituye una de las más profundas intui-ciones de la física actual. Como tal, juega un papel clave en líneas de inves-tigación básicas como la gravedad cuántica.

[5] Podemos imaginar la historia del Universo como unasucesión de instantáneas, igual que una película de cine esuna sucesión de fotografías (esto representan tanto los cor-tes en la imagen [2] como en la sucesión de imágenes a piede página). Las ecuaciones de la Relatividad General permi-ten, a partir de una de estas instantáneas, predecir cómo vaa ser la siguiente. Es como cuando se calcula dónde se va aencontrar un planeta dentro de unos meses sabiendo dóndese halla en este momento. De hecho, los investigadores quetrabajan en lo que se conoce como Relatividad Numérica pre-tenden determinar, dada una instantánea inicial, cómo sonlas instantáneas siguientes con sofisticados programasinformáticos. Ya que las trayectorias de los rayos de luz seven afectadas por la presencia de materia (cualquier planeta,galaxia, etc.), para poder conocer estas trayectorias comple-tamente primero tenemos que calcular cómo es la distribu-ción de materia en el Universo ahora y en el futuro.

[6] La definición de horizonte aparente no involucra lo quevan a hacer los rayos de luz en el futuro; sólo se necesitasaber cuál es su tendencia en el presente. El problema ahoraes que "el presente" en Relatividad General no es un con-cepto universal: dos observadores diferentes pueden tenerconceptos distintos de presente. Las instantáneas de las quese compone la historia del Universo pueden ser tomadas dediversas formas. Un punto que en una instantánea está den-tro del horizonte aparente en otra puede estar fuera.

Representación de dos sucesiones de horizontes aparentes dis-tintos (tubos azul y naranja). Ambos se sitúan en el interior delhorizonte de sucesos. Vemos que las instantáneas (cortes) pue-den ser diferentes para observadores distintos

[4] Para saber si un punto del espacio-tiempo pertenece o no a un agujero negro hay que conocer com-pletamente el comportamiento futuro de los rayos de luz emergentes desde ese punto. Pero, en unmomento dado, ¿cómo podemos conocer este futuro? Por ejemplo, podría ser el caso que todos noso-tros estuviéramos ya en un agujero negro sin saberlo. Si una nube esférica con suficiente materia nosestuviera rodeando a gran distancia y se encontrara implosionando, un rayo enviado por nosotros haciaobservadores más allá de la nube nunca sería recibido por estos. La definición estricta de agujero negrono parece muy práctica desde un punto de vista astrofísico. Uno preferiría definir los objetos por lo queson aquí y ahora. Sin embargo en Relatividad General esto no es una tarea sencilla.

Distintas instantáneas de la coalescencia de dos agujeros negros en fase de caída espiral y rotando en sentido horario con la consiguiente emisión de ondas gravitatorias.Simulación numérica: Albert Einstein Institute (AEI); visualización científica: W. Benger (Zuse Institute Berlín/ AEI). * E. Gourgoulhon, J.L. Jaramillo, Area evolution, bulk viscosity, and entropy principles for dynamical horizons, Phys. Rev. D 74, 087502 (2006).

[7] Es decir, se elige el tubo cuya área crece más deprisa.

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Las regiones polares deSaturno se presentan comoestructuras nubosas bien distintasa las estructuras de cinturones yzonas que aparecen en el resto delplaneta. Podemos encontrar laexplicación de estas diferencias enlos distintos mecanismos de for-mación de aerosoles (partículas ensuspensión) que afectan a lasregiones polares y al resto del pla-neta. Aparte de los procesos foto-químicos que afectan al disco pla-netario en su totalidad, el origen delos aerosoles polares parece estarrelacionado con el bombardeo departículas energéticas a altas lati-tudes. En un fenómeno igual al delas auroras terrestres, las partícu-las energéticas (iones y electro-nes) ionizarían el hidrógenoatmosférico iniciando una serie dereacciones en cadena que daríanlugar a largas cadenas de hidro-carburos. El gradiente de tempera-tura latitudinal y vertical asociadocon el calentamiento auroral pue-de dar lugar a un efecto combina-do de transporte horizontal y verti-cal que generaría caprichosasestructuras de nubes en las regio-nes polares. Sin embargo, hasta ala mente más imaginativa le cos-

taría sospechar una estructuranubosa en forma de hexágono casiperfecto en las regiones polares. Pues bien, exactamente esto es loque ha fotografiado recientementela cámara infrarroja de la sondaCassini. Además, sabemos quelas imágenes en el infrarrojo nosmuestran las capas más profundas(y calientes) de la atmósfera. Porlo tanto, a partir de estas imágenestambién podemos obtener informa-ción sobre la altura de estas nubesen la atmósfera. De ellas podemosdeducir que la peculiar estructurahexagonal se encuentra unos 100km más profunda que el resto delas nubes. Además, esta estructu-ra hexagonal ya fue observada porlos Voyager 1 y 2 en los años 80,por lo que parece ser una estructu-ra bastante estable en la atmósfe-ra. Pero, si encontramos un hexá-gono en la región polar norte, ¿quépodemos encontrar en el polo sur?¿Presentará una estructura simi-lar? Curiosamente, la región polarsur presenta una estructura bas-tante diferente, aunque igual desorprendente. Como podemos veren una de las imágenes, la regiónpolar sur presenta una estructuramuy similar a la de los huracanes

terrestres, desplegando dos bra-zos espirales que se extiendendesde el anillo central y abarcando

un área oscura dentro de un bri-llante y grueso anillo de nubes. Olga Muñoz (IAA).

El planeta Saturno parece querer dejar atrás suestigma como “planeta de los anillos”. Paramuestra, las últimas imágenes de sus regionespolares.

El satélite japonés AKARI,lanzado en febrero de 2006, tienecomo misión principal realizar uncartografiado completo del cielo enel infrarrojo, mejorando el realiza-do hace ya más de veinte años por

IRAS, el primer satélite infrarrojo.AKARI lleva a bordo un telescopiode 68,5 cm con instrumentacióncapaz de realizar observacionesen el infrarrojo cercano, medio ylejano, abarcando un rango de lon-

gitudes de onda comprendidoentre 1,7 y 180 micras. Aunqueparte del infrarrojo cercano ymedio es accesible con telesco-pios desde tierra, la mayor partede la radiación infrarroja, especial-

mente la del infrarrojo lejano, esbloqueada por la atmósfera y porello hay que observarla desde elespacio. Los telescopios infrarro-jos pueden penetrar en las regio-nes del espacio muy oscurecidaspor el polvo, tales como las nubesmoleculares interestelares, detec-tar objetos fríos como los planetasen órbita alrededor de otras estre-llas y ver objetos con un corrimien-to al rojo muy alto, pertenecientesa las épocas más tempranas de lahistoria del Universo.

Uno de los resultados destacados es el estudio de la formación devarias generaciones de estrellas en la región IRC4954/4955

Primeros resultados de AKARI

Actualidad

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Los peculiares polos de SATURNO

Polo Norte de Saturno.

Polo Sur de Saturno.

Los astrofísicos estaban inte-resados en la visualización dedatos espectrales con el fin demejorar el entendimiento de laestructura de las nubes molecula-res. Resulta especialmente intere-sante la identificación de núcleosdensos (clumps) en la nube, dondelas estrellas se forman en gruposcompactos. Para poder identificarestos núcleos densos se combinanlas imágenes bidimesionales obte-nidas con los datos de la velocidadcon la que cada parte de la nubese mueve en la dirección hacia elobservador, que se calculan a par-tir de los datos espectrales. Así seobtiene una descripción tridimen-sional de la nube que permite iden-tificar con mayor facilidad losnúcleos densos. Tradicionalmente, la búsqueda denúcleos densos se ha realizado

Los primeros resultados científicosde la misión AKARI fueron presen-tados el pasado mes de marzo enla reunión anual de la SociedadAstronómica de Japón. Uno de losresultados destacados es el estu-dio de la formación de varias gene-raciones de estrellas en la regiónIRC4954/4955 (en la imagen). Enla parte izquierda de la imagen semuestra la emisión en el infrarrojomedio de una zona aproximada-mente de 13x20 años luz, dondepueden apreciarse dos estructurasen forma de arco posiblemente for-madas por material empujado poruna estrella masiva. La parte de laderecha muestra la emisión en elinfrarrojo lejano, donde las zonasque aparecen en azul son las máscalientes y las que aparecen enrojo corresponden a las partesmás frías (completamente invisi-bles con un telescopio óptico), que

contienen grandes cantidades dematerial que puede formar unanueva generación de estrellas.La formación estelar en estaregión había sido estudiada pre-viamente en gran detalle por A.Delgado (IAA) y colaboradores, através de observaciones en el visi-

ble utilizando el telescopio de 1,5m del Observatorio de SierraNevada y el telescopio de 4,2 mWilliam Herschel del Observatoriodel Roque de los Muchachos(Astronomical Journal, 2004, 128,330-342).Guillem Anglada (IAA).

Superposición de una imagen tradicional en el primer plano (contornos grises de abun-dancia relativa de 13CO) con el resultado de un modelo tridimensional (RA= ascensiónrecta, DEC=declinación, vlsr=velocidad). Un círculo amarillo marca un cúmulo estelarjoven que se corresponde con una estructura prominente del modelo tridimensional peroque no se refleja en una acumulación de líneas en la representación tradicional.

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EN BREVE

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¿”Playas” en Titán?

La nave Cassini ha obteni-do, mediante técnicas de radar,esta imagen de la superficie deTitán, una de las lunas deSaturno. La región oscura ape-nas reflejaba las señales deradar, un efecto esperable enzonas relativamente llanas quequizá correspondan con unasuperficie líquida. Además, latopología -similar a las regionescosteras terrestres- pareceinsistir en el carácter líquido dela región, que podría alcanzarlas decenas de metros de pro-fundidad. No se trataría, sinembargo, de un océano deagua líquida, sino de metano yetano.

Astrofísicos y médicos de la universidad de Harvard han desarrolladouna fructífera colaboración que ha culminado en la identificación denuevas regiones de formación estelar en la muy estudiada nubemolecular de Perseo.

Tecnología médica aplicada alas estrellas

La más brillante

La explosión de superno-va catalogada como SN2006gyno sólo superó en brillo a lagalaxia que la alberga, NGC1260, sino también a lamayoría de explosiones desupernova registradas hasta lafecha.

Las imágenes, tomadas por elObservatorio de Rayos XChandra, apuntan a que laestrella progenitora de estaexplosión era unas cien vecesmás masiva que el Sol.

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Aproyectando los datos espectralessobre las imágenes (ver figura). Laidea de los científicos de Harvardconsistía en realizar el análisis entres dimensiones para facilitar laidentificación automática de losnúcleos densos. Cuando analiza-ron las posibilidades que ofrecíanlos programas astrofísicos pararepresentar imágenes y modelostridimensionales en el espacio sedieron cuenta de que aún no dis-ponían de los programas de visua-lización adecuados. Antes de

invertir mucho esfuerzo en el desa-rrollo de un nuevo programa, loscientíficos se preguntaron si nohabría algún otro campo donde losproblemas a los que se enfrenta-ban estuviesen ya resueltos. La respuesta a su pregunta sehallaba en la radiología, donde lareconstrucción, visualizado ymodelado tridimensional a partir deimágenes bidimensionales es unapráctica rutinaria que permitediagnósticos muy precisos. Ladeterminación del volumen y posi-

ción de un tumor o el diagnóstico ylocalización de una estinosis sonalgunas de las aplicaciones que,con ayuda de visualizadores, hanadquirido una gran exactitud permi-tiendo tratamientos mínimamenteinvasivos. Del trabajo conjunto de médicos,ingenieros, informáticos y astrofísi-cos resultó una versión del progra-ma utilizado en medicina adaptadopara su utilización con datosastrofísicos. Como primera pruebase analizaron datos espectrales del

cúmulo IC348, un cúmulo estelarjoven localizado en la nube mole-cular de Perseo. Este cúmulohabía sido intensamente observa-do en diferentes longitudes deonda, por lo que un gran númerode núcleos densos eran ya conoci-dos. Con el nuevo programa pudie-ron identificarse 217 núcleos de losque 20 pueden tratarse de fuentesanteriormente no catalogadas. José Raya García del Olmo(Department of Clinical Radiology,University Hospital Munich).

Las espectaculares puestas desoles dobles a las que nos tienenacostumbrados las películas deciencia ficción podrían ser máscomunes de lo que imaginamos.Utilizando el telescopio espacialinfrarrojo Spitzer, un grupo de astró-nomos ha descubierto que los siste-mas planetarios podrían ser igual deabundantes alrededor de estrellasdobles que alrededor de estrellassolitarias como nuestro Sol. Más dela mitad de las estrellas de nuestragalaxia son dobles o binarias, lo quesugiere que el Universo podría estarrepleto de planetas con dos soles.Los astrónomos sabían previamen-te que los planetas podían formarseen sistemas de estrellas doblesexcepcionalmente separadas, enlos que las estrellas están alejadasentre sí más de mil veces la dis-tancia Sol-Tierra (>1000 UnidadesAstronómicas, o UA). De los apro-ximadamente 200 planetas extra-solares conocidos, unos 50 orbitanalrededor de uno de estos geme-los estelares extremadamenteseparados.

Los estudios de este trabajo se hanrealizado para estrellas menos sepa-radas entre sí: entre las 0 y las 500UA. Hasta hace poco se desconocíacómo podría afectar la proximidad deestrellas al crecimiento de los plane-tas, aunque en el 2005 se encontró elprimer candidato a planeta extrasolarorbitando un sistema estelar múltiple.Los astrónomos que han usado elSpitzer no han encontrado planetas,pero sí discos de escombros polvo-rientos en sistemas de estrellasdobles. Estos discos se componende cientos de miles de trozos deroca, similares a asteroides, que nohan llegado a formar verdaderos pla-netas y cuya presencia indica que elproceso de formación planetaria hatenido lugar alrededor de una estre-lla. Se han encontrado discos de estetipo en 69 sistemas estelares bina-rios situados a distancias entre los 50y los 200 años luz de la Tierra. Todasestas estrellas son algo más jóvenesy más masivas que nuestro Sol.Aproximadamente el 40% de estossistemas presentan discos, porcen-taje algo mayor que el encontradopara un conjunto similar de estrellassolitarias. Los astrónomos quedaron impresio-

nados al encontrar que estos discosson aún más frecuentes (60%) alre-dedor de las estrellas dobles cerca-nas entre sí: aquellas separadas sóloentre 0 y 3 UA. Para estos casos,además, el disco se encuentra "abra-zando" ambas estrellas, y no sólouna. Planetas alrededor de estasbinarias cercanas son los quepodrían disfrutar de puestas de solcomo las de las películas de cien-cia ficción. Este resultado puedeindicar que la formación de plane-

tas se ve favorecida por la presen-cia de estas binarias cercanasentre sí, o que este tipo de estre-llas son más ricas en polvo.Los resultados de este estudiotambién revelan que no todos lossistemas binarios son lugares ópti-mos para la formación de planetas.Sólo estrellas dobles poco separa-das o lo bastante alejadas entre síson lugares favorables para quecrezcan planetas.Pablo Santos (IAA).

Gracias altelescopio Spitzer(NASA) se hanhallado discos deescombrospolvorientos entorno a estrellasdoblesrelativamentecercanas entre sí

Escombros planetarios en estrellas dobles

Arriba, una puesta de sol doble ficticia. Abajo, discos planetarios en torno a sistemasestelares dobles. Fuente: NASA/JPL/Univ. Arizona.

DISCO ENTORNO A AMBAS

ESTRELLAS

DISCO ENTORNO A UNA

ESTRELLA

NO SE HANOBSERVADO

DISCOS

Hoy día, con un total de más de230 planetas descubiertos fuerade nuestro Sistema Solar, encon-trar otro no consti-tuye en

sí una noticia. Para que lo seaexisten, sin embargo, varias estra-tegias: en apenas dos semanas

hemos asistido alhallazgo del

" p r i -

mer planeta parecido a la Tierra enla zona de habitabilidad", del "másmasivo", del "más caliente" y del"primero del que se obtiene unmapa". Abrumador. El planeta "parecido a la Tierra" seha impuesto en los titulares y hapasado de estar en la "zona de

habitabilidad" a ser habitable(algunas crónicas incluso se

preguntaban si albergarávida inteligente). La

"zona de habitabilidad"

es una región esférica alrededorde una estrella en la que las tem-peraturas permitirían que unhipotético planeta tuviera agualíquida. Lo que no quiere decir quesea habitable, y menos observadodesde la distancia: ¿sabían que unextraterrestre llegaría a la conclu-sión de que la Tierra -vista desdelejos y con la distancia al Sol comoúnico factor de diferencia-, es untérmino medio entre Venus yMarte, con una atmósfera com-puesta básicamente por dióxido decarbono, una presión de unas 20 a40 atmósferas y una temperaturamedia de unos 227ºC? La realidad-bien distinta-, revela lo difícil depronosticar las condiciones decualquier planeta más allá delSistema Solar.

Newton se dio cuenta de unapropiedad fundamental de la mate-ria: todo trozo de materia en elUniverso atrae a todo otro trozo; eslo que llamamos gravitación. Larelatividad general, la teoría con laque entendemos la gravitación en laactualidad, nos dice que esta ten-dencia atractiva es imparable. Siponemos suficiente materia junta,ésta se hundirá bajo su propia gra-vedad hasta formar un agujeronegro. Así pues, los agujerosnegros serían como sumideros demateria en el espacio. Estos sumi-deros pueden estar en reposo ogirando con respecto a las estrellasfijas. De hecho, para un observadoralejado de uno de estos sumideros,como es nuestro caso, existen dosnúmeros que lo caracterizan com-pletamente a cada instante: la canti-dad de materia que ha tragado (o,correspondientemente, su masa) yla rotación que posee. El primernúmero nos dice cuál es la atraccióngravitatoria que va a ejercer encuerpos cercanos; el segundorequiere una explicación adicional.

En la actualidad conocemos otrapropiedad universal de la materia,aparte de su tendencia a la atrac-ción: todo cuerpo en rotación inten-ta que los cuerpos cercanos roten a

su alrededor en su misma direcciónde rotación. Por lo tanto, la rotaciónde un agujero negro, nuestrosegundo número, deja su improntaen la materia que se mueve a su

alrededor, intentando que éstacorrote con él. Los dos números que caracterizanun agujero negro son independien-tes, con una salvedad. Existen razo-nes teóricas para creer que, dadoun valor para la masa total del agu-jero, su rotación no puede excederun valor límite asociado a esa masa(con mayor precisión, el momentoangular específico de un agujeronegro no puede superar numérica-mente el valor de su masa).Pues bien, aquí es donde volvemosa la actualidad. Los científicos antesmencionados han estimado la rota-ción de un buen candidato a aguje-ro negro (con nombreGRS1915+105) a partir de medidasde emisión de rayos X del gas cir-cundante. Lo que han encontradoes que la rotación de este objeto tie-ne un valor cercano a su máximoposible. Las incertidumbres en lasmedidas impiden decir exactamentesu valor, pero éste oscilaría en tornoal 90± 10% del máximo. Sabiendoque la masa de este objeto es unascatorce veces la masa del Sol (loque corresponde a un radio gravita-cional de tan sólo 42 km), obtene-mos que debe estar rotando nadamenos que a unas mil veces porsegundo sobre sí mismo. Conocersi los candidatos típicos a agujeronegro tienen o no rotación nos pro-porcionará una valiosa informaciónsobre cómo se formaron.Carlos Barceló (IAA).

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Recientemente, un grupo de científicos liderados por McClintock yNarajan, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, han medidola rotación de un candidato a agujero negro que se encuentra en loslímites de lo posible según la teoría de la Relatividad General

Agujero negro girando al límite

Ilustración de un agujero negro girando con un disco de acrecimiento de materia a sualrededor. La zona interior del disco, en color blanco, es la que presenta una fuerteemisión en rayos X.

Los planetas extrasolares pueblan los titulares y conducen a equívocosen la prensa generalista

Avalancha de planetas

"Pariente" muy, muy lejanoAún así, démosle un margen deconfianza a Gliese 581c, el reciénhallado "pariente" de la Tierra que,para empezar, sí que tiene algo demérito: casi todos los exoplanetasencontrados son gigantes gaseo-sos similares a Júpiter, y tan sólose contaban dos con una masainferior a ocho veces la de laTierra; uno estaba demasiadolejos y el otro demasiado cerca desu estrella para, en principio, alber-gar agua líquida. Gliese 581c, porel contrario, se sitúa dentro de laregión donde la temperatura per-mite la existencia de agua líquida. Los investigadores delObservatorio de Ginebra, autoresde este y de casi todos los hallaz-gos de exoplanetas, emplean unatécnica que sólo permite determi-nar un límite mínimo de masa delplaneta (así, la masa real podríaser bastante mayor) que, paraGliese 581c, se halla en cincoveces la masa de la Tierra. Se esti-ma que su radio es un 50% mayorque el de nuestro planeta, demodo que la densidad tambiénserá significantemente más eleva-da (esto implica una gran fuerzagravitatoria y, en principio, dificultala creación de montañas y conti-nentes; así, el planeta podría estarcubierto por un único océano encaso de tener agua). Además, seconoce que Gliese 581c completaun vuelta alrededor de su estrellaen 13 días y se encuentra 14

veces más cerca de ella que laTierra del Sol. Una cercanía afortu-nada porque Gliese 581, su estre-lla, es una enana roja (el tipo deestrella mas abundante en nuestragalaxia y mucho menos luminosaque el Sol). Los autores, con lo que parece uncarácter más que especulativo,plantean una temperatura de entre0 y 40 grados para el planeta, loque es sólo posible imaginándo-nos muchas cosas: que su albedo(o luz reflejada) fuera un términomedio entre Venus y la Tierra, quesu atmósfera -si la hay- tuviera lacomposición y densidad adecua-das (de hecho, una atmósferacomo la de Venus convertiría elplaneta en un horno) y olvidandoun dato importante: la baja lumino-sidad de las enanas rojas limita lazona de habitabilidad a una regiónmuy próxima a la estrella, y estaproximidad produce la sincroniza-ción de las órbitas, es decir, unacara mira siempre a la estrellamientras la otra permanece oscura(lo mismo que ocurre con la Luna).Como resultado, calor y frío extre-mos a ambos lados del planeta, loque reduce las posibilidades dealbergar agua líquida.Aunque, claramente, se trata de unhallazgo importante, quizá habríaque proceder con más cautela a lahora de plantearnos preguntascomo "¿Y si no estamos solos?",que titulaba una de las crónicassobre el descubrimiento. Es posi-

ble que no pero, de momento,hacen falta más (muchos más)datos.

Hablando de datosEn 2005, NASA y ESA suscribíanun informe que recomendaba lapublicación de los datos de losexoplanetas encontrados (asícomo de sus estrellas), imprescin-dibles para determinar con aciertolos objetivos de las futuras misio-nes "cazaplanetas" La necesidadde un informe así sólo se justificasi los investigadores no compartensu datos con la comunidad cientí-fica, lo que, extrañamente, ocurre:investigadores del Instituto deAstrofísica de Andalucía, al cono-cer el descubrimiento de Gliese

581c, buscaron el artículo remitidopor los científicos del Observatoriode Ginebra a la revista Astronomy& Astrophysics para, partiendo delos datos originales, interpretarlospara confirmar los resultados delos científicos suizos. Sin embar-go, ni los datos aparecen en elartículo ni los investigadoresmuestran intención alguna dehacerlos públicos, lo que impidecualquier refutación y vulnera elderecho de cualquier astrofísicode hacer su propio análisis. Así,no tenemos más opción que creer-nos lo que afirma el grupo deGinebra, lo que convierte, peligro-samente, su hallazgo en un asun-to de fe.Silbia López de Lacalle (IAA).

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Concepción artística de HD 149026b, uno de los últimos planetas hallados por el telesco-pio espacial Spitzer (NASA). Con un tamaño algo menor que el de Saturno, destaca por latemperatura de su superficie, que se estima en más de 2.000 grados.

Este descubrimiento estábasado en un truco muy simpleque usan los cocineros para distin-guir si un huevo está crudo o coci-

do. Basta con hacergirar el huevo y

o b s e r v a rcómo se

comportacuandosu giroes per-turbado

p a r asaber fácil-

mente si su

interior es sólido o líquido. Usandoalgo muy parecido con el planetaMercurio, los astrónomos hanencontrado fuertes evidencias deque éste posee un núcleo fluido ofundido. Para lograr este resultadose han realizado medidas durantecinco años utilizando una novedo-sa técnica que detecta pequeñasperturbaciones en el giro deMercurio mientras orbita alrededordel Sol. Estas perturbaciones, lla-madas libraciones longitudina-les, ocurren cuando la gravedaddel Sol ejerce pares de torsiónalternantes sobre la forma ligera-

mente asimétrica del planeta.La sorpresa fue encontrar que elvalor de estas perturbaciones(libraciones) es el doble de lo quecabría esperar para un cuerpocompletamente sólido, pero con-sistentes con un objeto cuyonúcleo está fundido y no está obli-gado a girar junto con el caparazónque lo envuelve. Se creía queMercurio estaba compuesto por unmanto de silicatos envolviendo unnúcleo de hierro que se suponíasólido ya que los planetaspequeños, como Mercurio, seenfrían rápidamente y era espera-

Para lograr esteresultado se hanrealizado medidasdurante cinco añosutilizando unanovedosa técni-ca que detec-ta pequeñasperturba-ciones enel giro deMercuriomientrasorbitaalrededordel Sol.

El núcleo de Mercurio está fundido

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En un número anterior yo me preguntaba sien las últimas décadas ha existido un consensounánime entre los científicos sobre el problemadel calentamiento global o no. Y también si lainformación enviada al publico y los mediossobre el estado del conocimiento científico delproblema fue siempre suficientemente clara.

Seguramente, la respuesta es NO a ambascuestiones. Pero NO con matices. Y maticesdiferentes; esto es importante. En mi opinión, lasdiscusiones científicas, tan fructíferas ante cual-quier problema abierto, se han interpretado erró-neamente fuera de la comunidad científica y hangenerado una idea de "ciencia incierta" .

El Panel Intergubernamental de expertossobre el Cambio Climático (IPCC) va a dar aconocer este año cuatro informes con los resulta-dos del último estudio, el cuarto en quince años.En el primer informe por fin consensúan como"muy probable" en vez de "probable" el agentehombre como causa del calentamiento del plane-ta observado en los últimos 50 años. Por ciertoque semejante adjetivo nos recuerda una dificul-tad seria a la hora de comunicar resultadoscientíficos sin cuantificación. Porque ¿qué dife-rencia hay entre probable y muy probable? Hayque irse al informe para aclarar que "probable"significa una confianza del 60% al 90%, y "muyprobable" una mayor del 90%.

En 2001, en el anterior estudio del IPCC, aúnse debatía si el aumento de temperatura era sig-nificativo u oscilaba dentro de cambios naturalesesperables (dentro de márgenes estadísticos) dela atmósfera. En el último informe, el calenta-miento ya es "inequívoco".

El consenso entre los científicos va aumen-tando continuamente sobre puntos que antes pre-sentaban más discusión. Y es de esperar que seextenderá a puntos hoy días oscuros todavía. Unejemplo que está generando voces críticas sobre

el último informe es la ausencia de mención al"oscurecimiento global", como algunos llaman ala reducción continua durante décadas de laradiación solar que llega a la superficie terrestre.En realidad, hay un ligero "aclaramiento global"desde mitad de los años 80. Ninguno de estosefectos se explica hoy día convincentemente,aunque se piensa que pueden estar relacionadoscon variaciones en la cantidad de aerosoles ypolvo en suspensión. A pesar de la continuamejora de los modelos numéricos de predicciónclimática a largo plazo, el mismo IPCC reconoceáreas de gran desconocimiento (por ejemplo,existen dudas sobre los cambios a menor escala -países concretos).

Y, yendo a la segunda cuestión, es bien cono-cido que la comunicación entre científicos ypúblico ha padecido de numerosos obstáculos,provenientes tanto de grupos de presión y gran-des multinacionales como de instituciones públi-cas y gobiernos concretos. Ejemplos abundantambién, desde presiones sobre científicos indivi-duales para que "repasen" sus resultados antes dedarlos a conocer, hasta "recomendaciones" paraque no hablen con la prensa. Un ejemplo espe-cialmente llamativo acabó con la dimisión de unalto cargo de la Casa Blanca durante este gobier-no Bush. Dicho delegado alteró un informe deun equipo de NASA, tras retenerlo durantemeses para "revisarlo". Para ser algo equitativosobre estas batallas, conviene recordar que algu-nos políticos también vienen quejándose de cier-tas actitudes científicas, con un espíritu de críticaconstructiva y no intervencionista. Al Gore pro-pone que, frente a sucesos como los comentadosantes o al conocido distanciamiento de muchoscientíficos respecto a los medios, no deben caer(los científicos) en dejar de comunicar, sino quedeben comunicar más y más claramente. Mequedo con este consejo.

ENTRE BASTIDORES MIGUEL ÁNGEL LÓPEZ VALVERDE (IAA)

CAMBIO CLIMÁTICO: LLEGÓ EL CONSENSO

ble que su núcleo se hubiera “con-gelado” hace mucho tiempo. Lasupervivencia de un núcleo fundi-do a lo largo de miles de millonesde años requiere que éste conten-ga también algún elemento ligero,como el azufre, que disminuya latemperatura de fusión del materialque compone el propio núcleo.Este núcleo fundido explicaríatambién el débil campo magnéticoobservado en Mercurio (1% delterrestre) causado por efecto delgiro del propio núcleo (efecto dina-mo). Las medidas se han realizado

usando tres radiotelescopios quelanzan una señal de radar contrados puntos separados de la super-ficie del planeta y estudiando elposterior “eco” (que retorna a laTierra). Con dicha técnica se con-sigue calcular el estado de rota-ción del planeta con una exactitudde 1/100.000. Para poder realizarel experimento se tomaron 21medidas de este tipo cuandoMercurio se encontraba en unaposición muy concreta que sólodura veinte segundos.Emilio J. García, Pablo Santos (IAA).

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La señal de radar (amarillo) se transmite desde California y los ecos de radar se reciben en lasantenas de California y West Virginia (EEUU). Fuente: Bill Saxton (NRAO/AUI/NSF).

La estrellamás vieja

Gracias al telescopio VLTsituado en Cerro Paranal (desiertode Atacama, Chile), los astróno-mos han medido recientemente laedad de HE 1523-0901, una de lasestrellas más antiguas encontradasen nuestra galaxia que, se estima,nació hace 13.200 millones deaños (“sólo” 500 millones de añosdespués del Big Bang).

La técnica para calcular la edad delas estrellas es muy similar al méto-do de datado del carbono-14empleada en arqueología y paleon-tología. Para que la técnica de cál-culo de edades estelares funcione,se debe elegir bien el isótopo radio-activo cuya abundancia se va amedir. A diferencia de los elemen-tos estables, la abundancia de losisótopos radioactivos (que soninestables) disminuye con el trans-currir del tiempo. Cuanto más rápi-da sea la desintegración, menoscantidad del isótopo quedará des-pués de un cierto tiempo.Desgraciadamente, las medicionesde la edad de las estrellas estánrestringidas a objetos muy rarosque tengan grandes cantidades deelementos radioactivos como eltorio o el uranio.

VLT

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Muchas de las galaxias activas (conoci-das por su acrónimo en ingles: AGN, oActive Galactic Nuclei), presentan unode los objetos más llamativos de lanaturaleza: chorros de materia que sepropagan hasta distancias inclusomayores que el tamaño de la propiagalaxia que los alberga. Estos chorrosestán formados por partículas subató-micas de energías relativistas que seencuentran imbuidas en un campomagnético, lo que da lugar a la emisiónde enormes cantidades de energía por elproceso de radiación sincrotrón.Su observación a través de técnicasinterferométricas nos ha permitido, a lolargo de las últimas décadas, constataralgunas de las características másimportantes de estos chorros en AGNs.Hemos observado que pueden presen-tar una enorme variabilidad en la emi-

sión, a veces en escalas temporales delorden de horas. En muchos de losAGNs estudiados vemos que del centrode la galaxia emerge solo uno de los doschorros que predicen los modelosactuales. Pero lo que más ha llamado laatención ha sido la detección en loschorros de movimientos proyectados enel plano del cielo con velocidades muysuperiores a la de la luz, conocidoscomo movimientos superlumínicos.Lo que en un principio parecía contra-decir la teoría de la relatividad deEinstein, que establece como premisa laimposibilidad de viajar más rápido que laluz, pronto se vio que constituía uno delos ejemplos más claros de su validez.En efecto, tanto los movimientos super-lumínicos como las otras propiedadesde los chorros en AGN descritas ante-riormente, se explican dentro de lateoría de la relatividad, y establecencomo uno de los principales pilares enlos que sustentar nuestro entendimien-to de estos objetos la existencia develocidades relativistas en los chorros

de AGN; es decir, velocidades que, sibien no superan a la de la luz, sí que hande ser muy próximas a ella (99.99% osuperior), en donde todos los efectosrelativistas predichos por Einsteinadquieren una enorme relevancia.Recientemente hemos podido observarcómo estos chorros relativistas sonmucho más comunes en el Universode lo que pensábamos; se observantambién en los denominados micro-cuásares de nuestra propia galaxia, oen las hipernovas, asociadas con losestallidos de rayos gamma (GRB).Todos ellos mues-tran una característi-ca común: la presen-cia de un agujeronegro, de masas este-lares en el caso de losmicrocuásares oGRB, o miles de millonesmás masivos en el caso delos AGNs.

La enorme cantidad de energía liberadaen los AGNs tiene como origen el acre-cimiento de materia en torno a agujerosnegros -miles de millones de veces másmasivos que nuestro Sol- situados en elcentro de estas galaxias. Pero, ¿cómopuede un agujero negro, que "engulle"todo lo que tiene a su alrededor, darlugar a la eyección de los chorros demateria que suelen observarse en losAGNs? Observaciones recientes, tanto enAGNs como en microcuásares, hanrevelado que la materia que viaja en loschorros proviene de las regiones más

internas del disco de acrecimiento querodea al agujero negro. Esto sin dudasupone un gran avance, pero no sabe-mos cómo parte del material que formael disco no llega a caer en el agujeronegro, sino que es eyectado en formade chorros alineados con el eje de rota-ción del agujero negro y en sentidosopuestos. Más aún, no sabemos cómoeste material es acelerado hasta veloci-dades muy cercanas a la de la luz, nicómo se mantiene esa excelente coli-mación de los chorros hasta distanciasmuy superiores a la de la propia galaxiaque los contiene.Nuestra mejor hipótesis sugiere que elcampo magnético tiene un papel rele-vante. Las líneas de campo se encuen-tran ancladas en el disco de acrecimien-to, y rotan con este alrededor del aguje-ro negro extrayendo parte del material ydepositándolo en forma de chorros. La

presión magnética puede acelerar ycolimar el chorro, pero ni con nues-tros más complejos modelos numéri-cos por ordenador hemos conseguidohasta ahora producir chorros con pro-piedades similares a los observados.Quizás haya otros efectos, asociadoscon el agujero negro y su rotación, queno hemos sabido considerar hastaahora.El estudio de los chorros relativistas,tanto en AGNs como microcuásares yGRBs, presenta otros muchas interro-gantes básicos: ¿cuál es su composición(pares electrón/protón oelectrón/positrón)? ¿Cuál es el mecanis-mo de emisión a muy altas energías(rayos X y gamma)? O ¿Qué papel juegael campo magnético en la dinámica delos chorros? Son estas incertidumbreslas que, sin duda, hacen especialmenteinteresante el estudio de estos objetos.

FLUIDOS RELATIVISTAS EN NÚCLEOS GALÁCTICOSPilares científicos

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR JOSÉ LUIS GÓMEZ, IAA (CSIC)

Incertidumbres

EN EL ESTUDIO DE LOS CHORROS RELATIVISTAS,COMUNES EN GALAXIAS ACTIVAS, LA TEORÍA DE

LA RELATIVIDAD ADQUIERE GRAN RELEVANCIA.

EL CAMPO MAGNÉTICO PARECE HALLARSE

EN EL ORIGEN DE LOS CHORROS DE

MATERIA QUE SE FORMAN EN TORNO AL

AGUJERO NEGRO CENTRAL DE LAS

GALAXIAS ACTIVAS

EL ORIGEN DE LOS CHORROS RELATIVISTAS

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Antes de que los puristas de la lengua se ras-guen las vestiduras y arremetan contra miendeble persona por titular estas líneas con untérmino no existente en la Real Academia de laLengua, permítanme al menos reconocer quesoy consciente de mi afrenta. Es cierto: "seren-dipia" no es una palabra perteneciente al caste-llano. Pero, ya que estoy envalentonado,permítanme aún más: proponerla como candi-data en las futuras ampliaciones de nuestro dic-cionario. Harían un favor a muchos investiga-dores, y aquí va mi defensa:"Serendipia" constituye una traducción libredel término inglés serendipity que, según sudiccionario, se define como "la facultad de rea-lizar un descubrimiento afortunado e inespera-do por puro accidente". Fue acuñado por elpolítico y escritor Horace Walpole tras leer"Los tres príncipes de Serendip", que narra lahistoria de los tres príncipes de la isla Serendip(probablemente la actual Sri Lanka), queposeían la fantástica capacidad de descubrircosas sin pretenderlo. Pero, ¿qué tiene que verla Ciencia en todo esto?Me reconocerán ustedes que la Ciencia, inclu-yendo la de los astros, está repleta de logrosfortuitos. No hay más que imaginar aAlexander Fleming ante aquella muestramohosa que dio lugar a la penicilina, o al médi-co holandés Christiaan Eijkman que, trasnueve años de enfermiza dedicación en la islade Java, resolvió, gracias a un chispazo decasualidad, el origen del beriberi. "Bueno, acabas de mencionar la palabra casua-lidad", argumentarán algunos. Es cierto que decasualidades está la Ciencia llena, algunas sor-prendentes como la que aconteció entre Galileoy Kepler en 1610. El genio de Pisa acostum-braba a "esconder" sus últimos descubrimien-tos en crípticos anagramas, como "SMAISMR-MILMEPOETALEUMIBUNENUGTTAU-RIAS", que Kepler descifró como "SALVEUMBISTINEUM GEMINATUM MARTIAPROLES", es decir, "Salve, furiosos gemelos,prole de Marte", lo que le llevó a pensar queGalileo había descubierto dos satélites marcia-nos. Pero lo que ocultaba era "ALTISSIMUMPLANETAM TERGEMINUM OBSERVA-VI" ("he observado el planeta más alto en sutriple forma"), en referencia a su recién descu-bierto Saturno. Lo asombroso es que, efectiva-mente, Marte tiene dos satélites (Fobos yDeimos), que fueron observados por primeravez más de 250 años después de esta escena. Yno es la única casualidad asociada a dichos

satélites. En su novela "Los viajes deGulliver", el sarcástico Jonathan Swift descri-be con detallada exactitud las principales carac-terísticas de ambos "hijos" de Marte,…150años antes de su descubrimiento.Pero la serendipia implica más que simple

casualidad. Exige que haya un descubrimientoy, ante todo, sagacidad para reconocer lo des-cubierto. Por ejemplo, en 1964, dos radioastrónomos dela compañía Bell se toparon con un hallazgoque revolucionaría los cimientos de la cosmo-logía: la radiación cósmica de fondo. Aquelaño, Arno Penzias y Robert Wilson se afana-ban en la antena de alta sensibilidad deHolmdel (New Jersey) para detectar las posi-bles interferencias en la banda de microondasque la Galaxia pudiera introducir en las inci-pientes comunicaciones vía satélite (y de pasolograr resultados científicos). Fueron tomandomedidas de todo el cielo y reconociendo lasdiferentes fuentes de emisión, pero existía unaque se resistía a ser identificada. Esta persis-tente señal era como un ruido débil, constantey centrado en la frecuencia de 160GHz. Loasombroso era su carácter isótropo, es decir,

la antena recibía la señal independientementede la dirección a la que apuntara.Desesperados, ambos astrónomos pensaronque el origen de esta emisión provenía de lapropia antena, sobre todo cuando descubrieronque estaba llena de nidos y excrementos depalomas. Pero todo fue inútil, y Penzias yWilson asumieron la derrota.Ajenos a todo esto, un grupo de físicos dePrinceton liderado por R. H. Dicke y J.E.Peebles, basándose en los trabajos del año1948 de George Gamow y Ralph Alpher,defendían que, de ser cierta la teoría del Big-

Bang, todo el Universo debería estar inundadode una radiación isótropa y homogénea, comoun eco de sus primeros balbuceos. Debido a laexpansión, actualmente dicha radiacióndebería resultar muy débil y estar centrada enla banda de microondas.Peebles expuso esta teoría (y su intención dedescubrir dicha radiación) en una conferenciaen el laboratorio de Física aplicada de JohnHopkins (Baltimore). Uno de los asistentes eraKer Turner, amigo del astrónomo BernieBurke, a quien Penzias y Wilson habían lla-mado desesperados, precisamente ¡¡porque nosabían qué era esa radiación de microondasque lo inundaba todo!! Pura serendipia.Pero los académicos no se rinden: "Hay clarosanálogos castellanos para este aspirante a neo-logismo" Uhmm, no sé...¿¿chiripa??, hom-bre, no me veo a Ronaldinho "marcando ungol por serendipia"… ¿azaroso?, tal vez, perodéjenlo, me rindo. En el fondo no puedo evi-tarlo: prefiero imaginar la ciencia como el artede descubrir lo que esconde la naturaleza, aun-que sea accidentalmente, como los tres prínci-pes de Serendip.

H“Serendipia” cósmicaPOR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

HISTORIASDE ASTRONOMÍA

LA CIENCIA, INCLUYENDO LA DE LOS

ASTROS, ESTÁ REPLETA DE LOGROS

FORTUITOS”

“

"SERENDIPIA" CONSTITUYE UNA TRA-DUCCIÓN LIBRE DEL TÉRMINO INGLÉS SERENDI-PITY QUE SE DEFINE COMO LA FACULTAD DE

REALIZAR UN DESCUBRIMIENTO AFORTUNADO

E INESPERADO POR PURO ACCIDENTE”

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Arno Penzias y Robert Wilson. Fuente: Addison Wesley.

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El altímetro que estudiará Mercurio

BepiColombo es la más reciente misiónplanetaria conjunta de ESA y JAXApara explorar Mercurio y su entorno.

Para tal empresa se han ideado una serie deinstrumentos que estudiarán la superficie,interior, exosfera y magnetosfera del plane-ta. Entre estos instrumentos destaca el pri-mer altímetro láser espacial europeo(BELA), cuya principal motivación científi-ca se centra en el estudio geológico del pla-neta. Para la construcción de BELA se haformado un consorcio científico-tecnológicoeuropeo liderado por la Universidad deBerna en Suiza y el Instituto de EstudiosPlanetarios del DLR en Alemania. La res-ponsabilidad del IAA-CSIC dentro delmismo consiste en el diseño, la construccióny la fabricación del Módulo Conversor de

Potencia (PCM). Este subsistema estarácondicionado por las restricciones habitualesde la instrumentación espacial: muy pocopeso (300 g), poco volumen (300 cm3) yque consuma poca potencia (22 W), todoesto trabajando en un ambiente muy hostilcon un nivel altísimo de radiación y someti-do a enormes gradientes de temperatura(300K).El propósito del PCM consiste en aislareléctricamente y adaptar los niveles del busde potencia del satélite a las necesidades delos distintos subsistemas del instrumento ydistribuirlos según las necesidades de losmismos.El PCM, de acuerdo a la filosofía de la ins-trumentación espacial, será redundante yestará compuesto por dos tarjetas de circuito

impreso. A partir de los 28V suministradospor el satélite, con el máximo rendimientoposible, generará tantos voltajes secundariosaislados como sean necesarios, cumpliendocon los requerimientos electromagnéticosexigidos. Además, el PCM realizará elmuestreo y digitalización de los voltajes,corrientes y temperatura del subsistema depotencia, así como la comunicación con laDPU, mediante el uso de una FPGA. El periodo comprendido entre 2007 y 2011servirá para desarrollar los diferentes mode-los que se requieren para obtener un pro-ducto final cualificado para vuelo, listo paraser integrado con el resto de subsistemas queconformaran BELA.

José María Castro (IAA).

CTIVIDADES

El Observatorio de SierraNevada abre sus puertas

El Instituto de Astrofísica de Andalucíadesea brindar a los ciudadanos la posi-bilidad de visitar el Observatorio de

Sierra Nevada durante el próximo verano.Para dotar estas visitas de un carácter másamplio, las actividades se realizarán en cola-boración con el Instituto de RadioastronomíaMilimétrica (IRAM), el AlbergueUniversitario de Sierra Nevada y tres aso-ciaciones de astrónomos aficionados: laSociedad Astronómica Granadina, laAgrupación Astronómica de Córdoba y laAgrupación Astronómica Hubble deMartos. Las visitas tendrán lugar el 23 dejunio, 7 y 21 de julio, 4 y 18 de agosto y 1de septiembre, y el número de plazas estálimitado a 40 personas por visita.

Programa Las visitas partirán del AlbergueUniversitario, donde se impartirá una confe-

rencia de divulgación sobre el Observatoriode Sierra Nevada y la antena del IRAM, enla que se explicará su funcionamiento, ins-trumentación y tipo de observaciones que seefectúan con ellos. Después, personal delIAA y del IRAM guiará las visitas a ambasinstalaciones. Se han programado dos tiposde visita: la de un día, que finalizaría ahí, yde dos días, que contempla también activi-dades nocturnas y observación con telesco-pios y prismáticos (los visitantes dormiríanen el Albergue Universitario). Las reservas se pueden realizar enviando uncorreo electrónico a la dirección nevaden-sis@albergueugr.com

Dudas en relación con la parte astronómi-ca: visitasOSN-astro@iaa.esDudas en relación con el AlbergueUniversitario:nevadensis@albergueugr.comy 958480122.

DESARROLLO TECNOLÓGICO

I Reunión e-CA

En la Resolución del 7 demarzo de 2007 de laConsejería de Innovación,

Ciencia y Empresa para la conce-sión de incentivos a Proyectos deExcelencia se aprobó el proyectoCreación de una infraestructura dee-Ciencia Andaluza. El objetivo de este proyecto consis-te en crear una infraestructuraGRID básica para el desarrollo dela e-Ciencia en Andalucía de cara ala integración en un futuro tejido dee-Ciencia nacional (el conjunto deactividades científicas desarrolladasmediante el uso de recursos distri-buidos accesibles a través deInternet).

I ReuniónEsta reunión se enmarca dentro dedos de los objetivos básicos de e-CA: por un lado, determinar quégrupos de investigación están inte-resados en actividades de e-Cienciaen Andalucía y, por otro, fomentarla relación ciencia-empresa endicho campo.

Lugar y fecha:

Granada, 19-20 de junio de 2007

Más información:

http://e-ca.iaa.es/php/page.php?id=86

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“El increíble y asombroso viaje de fotón”, II parte.

AAAAIIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html JUNIO 2007, NÚMERO: 22

M U J E R E S Y C I E N C I A

E S T R E L L A S M U Y , M U Y M A S I V A S

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

Un viaje al Cosmos en 52 Semanas. Antxon Alberdi y Silbia López deLacalle (coordinadores). Edita el Área de Cultura Científica (CSIC), 2007.

LIBROS DE DIVULGACIÓN

En marzo de 2004 surgió la posibilidad de establecer una colaboración únicaentre el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC) y el diario GranadaHoy. Se planteó como una serie de artículos que dibujaran un recorrido porel Universo, desde lo más cercano a lo más distante, que se extendiera a lolargo de todo un año y apareciera puntualmente todos los miércoles. Así sur-gió "Un viaje por el Cosmos en 52 semanas", serie en la que participó unnutrido grupo de científicos del IAA y que ahora el CSIC recoge y edita enforma de libro: un compendio de artículos que busca ofrecer una herramien-ta básica, completa y rigurosa, que bien pueda establecer las bases de unafutura profundización en los secretos del Universo.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto o contactando con Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

FFEECCHHAA

28 de junio

CCOONNFFEERREENNCCIIAANNTTEE

Isabel Márquez (IAA-CSIC)

TTEEMMAA OO TTÍÍTTUULLOO TTEENNTTAATTIIVVOO

AAccttiivvaass yy ppeerreezzoossaass:: llaass ggaallaaxxiiaass ttaammbbiiéénn lloo ssoonn..

A G E N D A

W E B D E D I V U L G A C I Ó N

“A TRAVÉS DEL UNIVERSO” NO ES SÓLO UN PROGRAMADE RADIO. TODOS LOS CONTENIDOS DE LAS TRESTEMPORADAS SE ENCUENTRAN DISPONIBLES EN LAPÁGINA WEB QUE, POCO A POCO, SE HA CONVERTIDOEN UNA HERRAMIENTA DE DIVULGACIÓN EN SÍ MISMA.EN ELLA SE PUEDEN CONSULTAR LOS TEMAS TRATADOSEN LOS PROGRAMAS CON UN IMPORTANTE APOYO DEIMÁGENES, ASÍ COMO LAS NOVEDADES, LOSCONCEPTOS O LAS RESPUESTAS A LAS PREGUNTAS DELOS OYENTES.

http://universo.iaa.es

ESTRELLAS BINARIAS

A G U J E R O S N E G R O S

N Ú C L E O S D E G A L A X I A S A C T I V A S

REUNIONES Y CONGRESOS http://www.iaa.es/congresos/

I REUNIÓN SOBRE E-CIENCIA ANDALUZA (PROYECTO E-CA)GRANADA, 19 - 20 DE JUNIO DE 2007

YOUNG MASSIVE STAR CLUSTERS: INITIAL CONDITIONS AND ENVIRONMENTSGRANADA, 11 - 14 DE SEPTIEMBRE DE 2007