Bolet́ın de la SEA

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Iñigo Arregui Uribe-EchevarŕıaNicolás Cardiel LópezXavier Luri CarrascosoBelén López Mart́ıJaime Zamorano Calvo

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Benjamı́n Montesinos Comino

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Agust́ın Sánchez LavegaAntonio Alberdi OdriozolaFernando Moreno InsertisRafael Rebolo LópezJaime Zamorano Calvo

Sociedad Españolade Astronomı́a SEAhttp://sea.am.ub.es

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Ad astra per aspera

Editorial

Esta edición del Bolet́ın llega con cierto retraso. También notaréis que esmás delgado de lo habitual. Una iniciativa del estilo de nuestro Bolet́ınestá sujeta a la colaboración y participación de muchas personas. Deseamosdesde aqúı recordaros que diversas secciones del Bolet́ın están abiertas a lapublicación de contribuciones por parte de los socios u otros miembros dela comunidad astronómica. Os animamos a participar activamente a esterespecto. Podéis consultar las normas detalladas en la página de la SEA.

En este número, Manuel Moreno nos ofrece un interesante y entretenido art́ıculoen el que analiza la relación, no siempre bien avenida, entre la Astronomı́ay el cine. ¿Queréis saber cuánto y cómo salimos en las peĺıculas? Asimismo,José Miguel Rodriguez Espinosa nos sigue contando la última hora del GTC.Tras la primera luz del pasado mes de julio, el proyecto sigue su ritmo, marcadoprincipalmente por las pruebas del software de control y el comienzo de laspropuestas de observación. En nuestro habitual art́ıculo de revisión, Ana InésGómez de Castro nos ofrece información, de primera mano, sobre el proyectodel telescopio espacial ultravioleta WSO-UV, y la participación española en elmismo. En este número hemos recopilado dos reseñas de tesis doctorales. En laĺınea de nuestro comentario inicial, y tal y como hacemos regularmente desdela lista de correo, queremos animaros, a doctores recientes aśı como a directoresde tesis, a potenciar esta faceta del bolet́ın, pues representa parte del contenidomás “fresco” en cuanto a investigación en Astronomı́a en nuestro páıs.

Los editores

La imagen que aparece en la portada es a una composición de 10 observaciones toma-das por el satélite GALEX y muestra la galaxia Andrómeda (M 31) en el ultravioleta.Esta galaxia está a unos 2.5 millones de años luz de la Vı́a Láctea y tiene un diámetrode unos 260.000 años luz. Las zonas con colores más azules corresponden a radiaciónen el ultravioleta lejano (135-179 nm) y las amarillentas al ultravioleta cercano (177-283 nm).

Corteśıa: NASA/JPL-Caltech.

Boletín de la SEA, número 19, primavera 2008 1

Artículos invitados

ASTRONOMÍA DE CINE O POR QUÉ HAY SIEMPRE LUNA LLENA ENLOS FILMES

Manuel Moreno manuel.moreno@upc.edu

Resumen

La visión y la lectura inteligentes tanto de filmescomo de libros ayuda a la ciudadańıa no sólo acomprender mejor los avances y descubrimientos,que los fabricantes de ficciones (guionistas, escrito-res) incorporan en sus obras, sino, también, a ejer-citar un saludable, en todos los ámbitos, esṕıritucŕıtico y escéptico.

En este trabajo se analizan ciertos aspectos llama-tivos de la poco fluida relación entre la astronomı́ay la ficción en su vertiente cinematográfica: la in-compatibilidad del oficio de astrónomo(a) con eldesempeño del papel de protagonista, la persisten-cia de decorados con Luna llena y cielos estrelladospermanentes y la descuidada ambientación de en-tornos extraterrestres. Lo que, en términos paródi-cos, puede denominarse una astronomı́a de cine.

Introducción

En Independence Day (R. Emmerich, 1996), filmeque ostenta el dudoso honor de ser una de las su-perproducciones modernas con más errores de ti-po cient́ıfico por minuto, los alieńıgenas invasoresproceden de un planeta situado a. . . ¡90.000 millo-nes de años luz de la Tierra! Deb́ıan venir de muylejos pero a los responsables del filme no se lesocurrió verificar el dato y situaron su origen ¡másallá del Universo conocido! Este ejemplo es uno delos muchos que pueden encontrarse en las obrasde ficción. Es una muestra del (mal)trato que laciencia, en general, y la astronomı́a, en particular,reciben.

Frente al creciente interés de los ciudadanos por lostemas tecnocient́ıficos, en general, y astronómicos,en particular, es manifiesta la persistencia de ciertoanalfabetismo astronómico. Como señala acertada-mente el astrónomo Neil F. Comins (Comins, 2001)“Una de las grandes paradojas de los tiempos mo-dernos es que cuanto más comprenden los cient́ıfi-cos el mundo natural, más descubrimos que nues-tras creencias cotidianas acerca de él están equivo-cadas. La astronomı́a, en particular, es una de lasdisciplinas cient́ıficas peor comprendidas.”

Y es en la ficción donde aparecen muchas de estas“creencias incorrectas”, “falsas ideas” o “errores”.Tópicos que aparecen enquistados en el imagina-rio popular. En concreto, en esa industria (arte) del

espectáculo, ese negocio basado en la venta de eva-sión ef́ımera que es el cine, encuentran un terrenoabonado. De entre los muchos aspectos dignos deanálisis (Moreno y José, 1999; Plait, 2002; Moreno,2005), en este trabajo nos centramos en tres. Asaber: la escasa presencia de estereotipos protago-nistas que ejercen el papel de astrónomos; la om-nipresencia de la Luna llena de fondo o de cielosestrellados y la poco cuidada caracterización, sal-vo contadas excepciones, del entorno extraterrestrecomo lugar donde transcurre la acción. Algo quebien pudiera englobarse bajo el paródico t́ıtulo deuna astronomı́a de cine.

¿La astronomı́a es cosa de hombres?

A juzgar por lo que muestran los filmes, el ofi-cio de astrónomo resulta incompatible con ejercerel protagonismo en una obra de ficción. Aśı comootras profesiones cient́ıficas (médicos, arqueólogos,biólogos e, incluso, algún que otro f́ısico) nutrende protagonistas, masculinos casi siempre, las tra-mas de ficción, no es el caso de los astrónomos. Es-tos son irrelevantes. En las aventuras espaciales lastripulaciones acostumbran a estar integradas por:ingenieros, informáticos, (exo)biólogos, geólogos,médicos, etc, pero ningún astrónomo. Se conf́ıamuy poco en su aportación a la misión. Como de-sempeñan su labor desde tierra, in situ su trabajotiene poca relevancia. ¿Para qué, parecen pensarlos guionistas, enviar a un astrof́ısico en una mi-sión tripulada con destino a un objeto astronómicode interés (planeta, estrella) si prácticamente to-do lo que puede saberse del mismo, desde el puntode vista astronómico, puede obternerse del análisisde la radiación electromagnética que ya se detectadesde la Tierra?

Además, como es bien sabido, los astrónomos¡siempre están en la Luna!, embobados estudian-do la fauna astronómica. Parece que la ridiculi-zación que Jonathan Swift haćıa de cient́ıficos yastrónomos en su obra sat́ırica Los viajes de Gu-lliver (Gulliver’s Travels, 1726) se extiende hastanuestra época. En el cuarto viaje, el inefable viaje-ro Gulliver visita la isla volante de Laputa habita-da por este colectivo. Es una cŕıtica demoledora delos astrónomos: los laputanos tienen “un ojo vuel-to hacia dentro y el otro para arriba clavado enel cenit”, pues no miran nunca ni al mundo exte-rior ni a sus semejantes, sino a śı mismos y a lasestrellas.

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Artículos Invitados

Qué gran diferencia con los astrónomos aventu-reros de Verne que aparecen en obras como LesAventures de trois Russes et des trois Anglais dansl’Afrique Australe (1872) o Le Pays des Fourrures(1873). Dispuestos a jugarse la piel en pos de ob-jetivos cient́ıficos: la medición de una porción delmeridiando terrestre, en un caso, y la observaciónde un eclipse total de Sol (el de 1860, en Canadá),en otro.

Si la irrelevancia de la astronomı́a en las obras deficción es, salvo estas honrosas excepciones, ma-nifiesta, más sorprendente resulta aún la práctica-mente nula presencia de protagonistas astrónomas.En el filme The Giant Spider Invasion (B. Rebane,1975), el Dr. J. R. Vance, un cient́ıfico de la NASA,acude a un observatorio astronómico a entrevistar-se con un cient́ıfico. Vance encuentra a una mujervestida con bata blanca, manejando un impresio-nante telescopio, y con quien mantiene la siguienteconversación (Gallego, 2006):

– Hola. . . Soy el doctor Vance.

– Oh. . . Celebro que haya llegado, doctor. SoyJenny Langer.

– Encantado. . . Tengo una entrevista con su padre.

– Oh, no, no, no. Mi padre ha fallecido.

– Oh, perdone. Lo siento mucho. Entonces, con sumarido. . .

– No estoy casada.

El Dr. Vance insiste:

– ¿No? Entonces debe ser con su hermano.

– No, mi hermano es decorador de interiores. Verá,doctor, me temo que su cita es conmigo: soy ladoctora Jenny Langer...

Cuando la presencia femenina en todos los cam-pos cient́ıficos es manifiesta, en la ficción pareceno haberse superado aún la anticuada idea de quela ciencia es sólo cosa de hombres. En los clichéscinematográficos sigue imperando el arquetipo delcient́ıfico: varón, de edad avanzada, calvo o con ca-bellos a lo Einstein y embutido en una bata blan-ca (Hills y Shallis, 1975; Haynes, 1994; Moreno,2003). Por suerte, aunque ahora se ha cáıdo en elextremo opuesto, ha empezado a aparecer el este-reotipo de la cient́ıfico. Está representado por unaseñora joven, preferentemente rubia, con una bri-llante carrera que, pese a su juventud, la hace yaacreedora de un inminente Premio Nobel. Seŕıan,por ejemplo, los casos de la Dra. Christmas Jones(Denise Richards) de El mundo nunca es suficien-te (M. Apted, 1999; The World is Not Enough),la f́ısico nuclear más improbable de la historia o laDra. Ellie Sattler (Laura Dern), la paleontóloga deJurassic Park (S. Spielberg, 1993).

En esta categoŕıa cabe incluir a la Dra. ElanorArroway (Jodie Foster) de Contact (R. Zeme-ckis, 1997), filme basado en la novela homóni-ma de Carl Sagan (1985). La única astrónomaprotagonista, hasta el momento presente, de unfilme. Desde el radiotelescopio de Arecibo, es-ta radioastrónoma descubre, entre millones deseñales radio simultáneas un mensaje extraterres-tre. . . ¡usando unos auriculares! Cabe suponer (va-mos a pensar bien) que los guionistas quisieronaśı facilitar la tarea al espectador no versado en lalaboriosa y rutinaria tarea del análisis de señalesradio extraterrestres.

Poco más puede decirse de la presencia de féminasastrónomas en la ficción, al margen de referenciasmı́nimas a la afición por la astronomı́a que sien-te algún que otro personaje principal. La copro-tagonista de El alquimista impaciente (P. Ferrei-ra, 2002), filme basado en la novela homónima deLorenzo Silva (2000), es la guardia civil VirginiaChamorro (Ingrid Rubio). Tiene una pasión ocul-ta: la astronomı́a. Para cultivarla, “hab́ıa llegadoa matricularse en la universidad a distancia.” Unadisciplinada investigadora en la que a veces “aso-maba el lado arduo: su intransigencia, semejante ala de las estrellas cuyas órbitas estudiaba por lasnoches en sus manuales de astronomı́a.”

Las cosas son mejores en el bando masculino. Tansólo en un filme, la coproducción greco-turca Untoque de canela (T. Boulmetis, 2003; Politiki kou-zina), vemos aparecer un astrónomo protagonista.Se trata del Dr. Fanis Iakovides (George Corrafa-ce). Es, además, un refinado gastrónomo pero sutrabajo como astrónomo deja mucho que desear.Desde el observatorio de la ciudad de Atenas don-de trabaja, no pueden obtenerse las fotograf́ıas as-tronómicas que muestra en el filme ante sus embe-lesados estudiantes. El Observatorio Nacional deAtenas es real. Fue fundado en 1842. Uno de suscentros es el Instituto de Astronomı́a y Astrof́ısicaque cuenta con un telescopio operativo de 1,2 m dediámetro emplazado en el monte Kilini a 1000 mde altitud y a ¡110 km de Atenas! En cualquiercaso, se trata de un filme original que mezcla as-tronomı́a con gastronomı́a en una deliciosa (valgael doble sentido) descripción del Sistema Solar entérminos culinarios. Como comenta el abuelo delpersonaje, “la palabra gastronomı́a contiene a as-tronomı́a.”

¿Habrá que esperar mucho para que la situación senormalice y podamos ver algún filme o serie tele-visiva con protagonista astrónomo? Los matemáti-cos parecen haberse adelantado. La serie de TVNumb3rs (N. Falacci y Ch. Heuton, 2005) presentaa un matemático, el Dr. Charlie Eppes, joven pro-fesor de la Universidad de California, que aplica las

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ciencias exactas a la resolución de casos crimina-les complejos. Sus creadores declaran: “Pensamosque si pod́ıamos mostrar lo que pueden hacer lasmatemáticas y cómo también un matemático pue-de ser un héroe, inspiraŕıa el interés de los jóvenespor estudiarlas.” Ah́ı queda eso.

Siempre hay Luna llena en los filmes

El uso en la ficción del elemento más caracteŕısticoy reconocible de la astronomı́a: el telescopio, resul-ta también harto deficiente. Los telescopios, siem-pre de tipo refractor, por supuesto, acostumbran aejercer su función en lugares poco idóneos para lapráctica de la astronomı́a. En la primera entrega delas aventuras de la heróına Lara Croft, Tomb Rai-der (S. West, 2001), vemos a la protagonista (An-gelina Jolie) en el salón de su mansión confortable-mente sentada observando el alineamiento planeta-rio previsto (Plutón, Neptuno y Urano) a través desu telescopio (un refractor de unos 30 cm). Ni lasituación del improvisado observatorio, ni la ilumi-nación de la estancia son las adecuadas para unaobservación de este tipo. Además, incluso con elmejor de los telescopios terrestres, Plutón no dejade ser un objeto puntual (está demasiado lejos yes demasiado pequeño como para ser resuelto comoun disco). Incluso, Urano y Neptuno son pequeñosdiscos vistos a través de grandes telescopios.

Alineaciones planetarias peculiares, como ésta,aśı como eclipses especiales (Darkness. J. Bala-gueró, 2002) son también un recurso habitual paracrear situaciones de peligro inminente y la causa decatástrofes cósmicas sin parangón que el héroe deturno se encargará, en el último momento, de re-mediar. Temores atávicos a cataclismos cósmicos,propios de épocas pasadas de la historia de la hu-manidad, que guionistas poco acertados se dedicana mantener, cuando no alentar.

No hay escena de un entorno espacial donde noaparezca un cielo tachonado de estrellas. Majes-tuosas naves espaciales se desplazan (insonoras,cuando los encargados de efectos especiales soncompetentes) frente a cielos estrellados con brillan-tes planetas de fondo (recuérdese, por ejemplo, lasaga Star Wars (G. Lucas, 1977–2005). Imágenesespectaculares pero alejadas la realidad. Si navesy planetas resultan visibles, entonces las débilesestrellas, en comparación, resultarán invisibles.

Esta idea, presente en la mayoŕıa de filmes que es-cenifican entornos espaciales, es el argumento es-grimido por los creyentes en falacias del tipo “elhombre no fue a la Luna”. Las fotograf́ıas de losastronautas de la misión Apolo XI, realizadas enla superficie lunar, muestran un fondo negro sinestrellas. Prueba ineqúıvoca de su falsedad: sólopudieron realizarse en un estudio terrestre porque

de haberse tomado donde indican, las estrellas defondo debeŕıan aparecer. Sin comentarios.

Por suerte, algunos filmes modernos empiezan a re-presentar entornos planetarios más realistas. Es elcaso de Space Cowboys (C. Eastwood, 2000), has-ta el momento la única incursión de Eastwood enel género de ciencia ficción. El cartel promocionalmuestra un trasbordador espacial sobrevolando elplaneta Tierra con un fondo celeste totalmente ne-gro que realza las caras de los protagonistas: unasviejas glorias de la astronáutica venidas a menos.

Otro de los abusos astronómicos recurrentes es elde la presencia de una Luna cuya fase se mantieneconstante, no importa los d́ıas que medien entreunas escenas y otras. Con todo, la elección de laLuna llena, por lo bien que queda siempre, es lamás apreciada. En el filme de aventuras El regresode la momia (S. Sommers, 2001; The Mummy Re-turns) asistimos a la persecución de los malvadospor parte de los buenos con la Luna llena de fon-do. Imágenes espectaculares aunque unas nochesdespués los veamos volar. . . con la Luna llena defondo sin haber cambiado un ápice su fase.Y, porsupuesto, las escenas de amor o de declaración en-tre parejas, siempre resultan más emotivas a la luzde la Luna, llena, por favor.

Alieńıgenas y alienados

Los hábitats extraterrestres adolecen también dedeficiencias cuando se los compara con lo que se sa-be acerca de los mismos. Ahora, además, la magiade los efectos especiales puede materializar cual-quier tipo de fantaśıa imaginada por un guionista.Aśı que no hay excusa. El clásico Con destino ala Luna (I. Pichel, 1950; Destination Moon) na-rra, en tono documental, cómo seŕıa el primer via-je a la Luna (con una divertid́ısima escena de “Elpájaro loco” instruyendo a militares y poĺıticos so-bre los rudimentos de la coheteŕıa espacial) . Sinembargo, el relieve lunar mostrado resulta dema-siado vivo y escarpado. Aspecto bien conocido yaen esa época: las montañas lunares presentan for-mas redondeadas debido a la erosión ocasionadapor el bombardeo continuado de micrometeoritos.El terreno agrietado, que parece indicar la presun-ta presencia reciente de agua, poco tiene que vercon la polvorienta superficie lunar.

Quizás, la pifia más llamativa en lo que a la repre-sentación de entornos alieńıgenas se refiere se hallaen el episodio 1 de la saga Star Wars: La ame-naza fantasma (G. Lucas, 2000; Star Wars, ThePhantom Menace). Tatoonie, el planeta de origende Anakin Skywalker, orbita un sistema binario.Nada que objetar puesto que se conoce la existen-cia de planetas en sistemas binarios (16 Cygni B,ρ Corona Borealis). Lo que no concuerda es que en

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las escenas que se desarrollan sobre su superficie sevea solamente una única sombra por objeto. Conlo fácil que hubiese resultado un retoque infográfi-co. . .

No todo resulta erróneo en la ambientación de esce-narios extraterrrestres y de las consecuencias quese derivan. Prot (Kevin Spacey), el alieńıgena (oalienado, el filme juega con esta indefinición) delfilme K-Pax (J. Mostow, 2001) afirma venir delplaneta K-Pax que orbita un sistema estelar doblede la constelación de la Lira. Existe un candida-to real: un planeta de tipo joviano que orbita a 1UA alrededor de la estrella HD 177830. Se halla aunos 18 años luz de distancia, bastante más cer-ca que el ficticio K-Pax que, siempre según Prot,“está a 1000 de sus años luz de distancia de laTierra en la constelación que ustedes llaman Li-ra.” (¿Maniobra de despiste para salvaguardar delas ı́nfulas colonialistas humanas su utópico plane-ta?). La particular calidad de la luz ambiente delplaneta, iluminado por sus dos soles, es parecida ala del crepúsculo terrestre. Los k-paxianos son sen-sibles a la luz blanca, como los humanos, aunquesu rango de detección se extiende hasta la zona ul-travioleta del espectro. Para protegerse de la luzque baña nuestro mundo, Prot lleva siempre unasgafas oscuras, muy pertinentes.

En cambio, cuesta admitir que los futuros miem-bros del equipo de superhéroes del filme Los Cua-tro Fantásticos (T. Story, 2005; Fantastic Four)adquieran sus inverośımiles poderes superheroicosal ser su “Estación espacial engullida por turbu-lentas nubes de radiación cósmica que cambian elgenoma de la tripulación.” Es conocido el peligroque representan estos rayos (en realidad, part́ıcu-las: protones y núcleos pesados rápidos) en todoviaje o misión tripulada al espacio dado su efec-to sobre la degradación del material genético delos astronautas. Pero de ah́ı a que las consecuen-cias sean tan beneficiosas y dispares para los irra-diados, va un largo trecho. En el cómic original(1961), acorde con los tiempos, estos superhéroeseran afectados por los cinturones de radiación deVan Allen, cuya radiación, al igual que la origina-da por las fulguraciones solares puede ser tambiénletal.

Conclusión

La astronomı́a es, ya de por śı, una ciencia su-ficientemente atractiva y espectacular como paraque no resulte necesario aderezarla, para su divul-gación y comunicación, con metodoloǵıas o técni-cas de gran efectividad en otros campos. No ne-cesita el recurso de la ficción (cine, literatura ycómic). Sin embargo, el incuestionable poder de se-ducción que la ficción ejerce puede emplearse paraatraer la atención sobre algunos aspectos y con-

ceptos astronómicos no demasiado bien tratados.A fuerza de ver imágenes o leer ciertas descripcio-nes erróneas podŕıa otorgarse el estatus de realidada lo que no deja de ser una simple metedura de pa-ta, una incorrecta asimilación o un imperdonabledesconocimiento de determinado fenómeno o con-cepto cient́ıfico. Algo inaceptable en la sociedaddel conocimiento.

El análisis de los conceptos astronómicos mostra-dos en las obras de ficción ayuda a mejorar sucomprensión, aumenta el bagaje cultural que to-do ciudadano debeŕıa poseer y permite desarrollary ejercitar un saludable esṕıritu cŕıtico y escéptico.

Agradecimientos

El autor desea expresar su agradecimiento a loscolegas que dieron pie a una agradable y entrete-nida discusión al finalizar la exposición de la pre-sente comunicación. La erudición cinematográficade la que hicieron gala ha permitido considerar eincluir aqúı algunos ejemplos más de los inicial-mente analizados. Y, por supuesto, a los guionistasy creadores de ficciones sin los cuales este trabajonunca hubiese sido posible.

Referencias

Comins, N. F.: 2001, Heavenly Errors. MisconceptionsAbout the Real Nature of the Universe, Columbia Uni-versity Press, New York

Gallego, C. (coord.): 2006, Tiempos (pos)modernos,Editorial Sirius, Madrid (en prensa)

Haynes, R. D.: 1994, From Faust to Strangelove. Repre-sentations of the Scientist in Western Literature, TheJohns Hopkins University Press, Baltimore

Hills, Ph., Shallis, M.: 1975, “Scientists and Their Ima-ges”, New Scientist, 964, 471 Internet Movie Database:http://www.imd.com

Moreno, M., José J.: 1999, De King Kong a Einstein.La f́ısica en la ciencia ficción, Edicions UPC, Barcelona

Moreno, M.: 2003, “El laboratorio del Dr. Frankenstein.Una reflexión acerca de la percepción social de la tecno-ciencia”, II Congreso sobre Comunicación Social de laCiencia, ed Museo de las Ciencias de Valencia (Valencia2004), p. 21–27

Moreno, M.: 2005, “De El astronauta a La carta esféri-ca: presencia de la astronomı́a en La literatura y cineespañoles contemporáneos”, 250 años de Astronomı́a enEspaña, M. Vallejo, Real Observatorio de la Armada(San Fernado, Cádiz), p. 75–80

Plait, Ph.: 2002, Bad Astronomy: Misconceptions andMisuses Revealed, from Astrology to the Moon Landing“Hoax”, John Willey & Sons, New York

Manuel Moreno es profesor del departamento deF́ısica e Ingenieŕıa Nuclear EPSEVG de la Uni-versidad Politécnica de Catalunya y colaboradordel Dep. de Astronomı́a y Meteoroloǵıa de la Uni-versidad de Barcelona.

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Contribuciones

EL GRAN TELESCOPIO CANARIAS

HAY RUIDO DE PROPUESTAS Y HUELE A ASTRONOMÍA

J. Miguel Rodŕıguez Espinosa jmr.espinosa@iac.es

Resumen

Se nota actividad astronómica en torno al GTCen la comunidad. Grupos de colegas se reúnen pre-parando propuestas. Ya hay competencia, ya haypreocupación por conseguir tiempo de observación,por no quedarse fuera de esas primeras observacio-nes cient́ıficas. Entre tanto el GTC lleva su ritmo,marcado principalmente por el desarrollo y prue-bas del software de control. Recientemente se haprocedido con éxito a realizar el primer modelo deapuntado. Hoy podemos apuntar a casi todo el cie-lo con menos de 2 segundos de arco de precisión.

Como en otras ocasiones lo que sigue es el ya tradi-cional repaso a los diferentes subsistemas del GTCcon la idea de dar una imagen clara y actualizadadel estado del proyecto.

Cúpula

Los trabajos en la cúpula progresan según calenda-rio. Se van resolviendo problemas y el software decontrol está prácticamente completo. La cúpula semueve con gran suavidad después de que se corri-gieran algunos defectos de fabricación. La cúpulasigue al telescopio sin problema. Las compuertasestán funcionando correctamente, tanto la superiorcomo la inferior, si bien hemos notado una falta depotencia en los motores que habrá de corregirse sise quiere utilizar la pantalla antiviento. Dicha pan-talla es arrastrada por la compuerta inferior. Lacompuerta superior se está abriendo y cerrando ru-tinariamente hasta el cenit. Nos falta abrirla hastasu tope para dejar libre la abertura del telescopiocuando éste apunta al cenit. Todo está preparadopara esa prueba, que esperamos hacer en cuantollegue un tiempo más estable. No esperamos pro-blemas, pero no queremos correr riesgos similaresa lo que ocurrió en su d́ıa cuando la compuertase quedó atascada en la parte trasera de la cúpu-la. Entre tanto llovió, causando daños importantesen algunos armarios electrónicos. En todo caso lasmejoras habidas en la cúpula han sido sustancia-les, y lo que queda por afianzar se hará como muytarde en verano.

Figura 1 — El telescopio con 24 segmentos en lacelda del primario.

Telescopio

Si en el último informe mencionaba que nos falta-ba poner en marcha el control de seguimiento deltelescopio, ahora puedo decir que dicho paquetede software está funcionando. Es más, ya se hanhecho los primeros modelos de telescopio que nosestán permitiendo apuntar el telescopio, entre 25y 85 grados de elevación, con menos de 2,0′′ deprecisión. El sistema no está aún optimizado, peroel hecho de poder apuntar con dicha precisión esseñal de que vamos por el buen camino. Tambiénel software de control de las cajas de Adquisicióny Guiado (AyG) está muy avanzado, permitien-do controlar todos los mecanismos internos de losbrazos, excepto la rotación del Sensor de Frente deOnda, aśı como los movimientos de estos brazos.

Óptica

Se han colocado otros doce segmentos en sus res-pectivas celdas del primario. Son pues 24 los seg-mentos que ya están montados y funcionando en elprimario (Fig. 1), y quedan otros doce para com-pletar dicho espejo primario. De estos doce seg-mentos diez están completamente listos para sumontaje en la celda del primario, y los otros dosestán a falta de montar unos cables, y algunos sen-sores, tales como los sensores de borde o de tempe-

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Contribuciones

ratura. Todos los segmentos están ya aluminizados(Fig. 2). Está previsto hacer un parón en las prue-bas del telescopio, allá por junio/julio, para montarestos doce últimos segmentos, y poner en marchael basculado del espejo secundario, que necesita unajuste de sus servos.

Hemos comenzado a hacer modelos de la óptica.Podemos decir que la calidad de imagen se pue-de controlar en cualquier posición del telescopio,si bien estos modelos aún no están 100 % integra-dos en el software de control. Esta es una tareaimportante que se está haciendo en estos d́ıas.

Figura 2 — La sala de espejos donde se almacenanlos 12 espejos que faltan para completar el prima-rio más los 6 de repuesto. Los 12 primeros estánya aluminizados y listos para su instalación en sucelda el próximo julio.

Pruebas y puesta a punto delTelescopio

Desde primero de abril estamos realizando obser-vaciones de lunes a jueves, noche del jueves inclui-da. Estamos probando el sistema extensivamente.Al principio el apuntado y seguimiento, que handado algunos problemas, y todav́ıa queda algúnque otro problema que vamos poco a poco depu-rando. El apuntado que ya se ha conseguido nospermite apuntar a cualquier parte del cielo por de-bajo de 85 grados con 1,5′′ de precisión. Asimismoel seguimiento está funcionando y también aqúı es-tamos depurando problemas que aparecen confor-me vamos mejorando el sistema.

Igualmente se está trabajando con el software decontrol de los segmentos del primario. Estamos enestos d́ıas refinando el modelo de la óptica, de mo-do que los segmentos se mantengan apilados in-dependientemente de la orientación del tubo deltelescopio. Las noches que ha habido buen seeing

se han obtenido imágenes de 0,6′′. Y se ha avan-zado bastante en la colimación entre primario ysecundario (Fig. 3). También se ha trabajado enla mejora del enfoque, y en conseguir que el mode-lo de la óptica incluya el mantenimiento del fococuando el telescopio cambie de orientación o hayacambios de temperatura u otros parámetros.

Figura 3 — Un mosaico de patrones de desapi-lado obtenido cambiando diversos parámetros deposición del espejo secundario y diversos tamañosde desapilado del primario. Es el tipo de prue-bas que se está haciendo en estos momentos paraencontrar la mejor calidad de imagen, entretantono tengamos en funcionamiento los sensores defrente de onda. Las imágenes son de la cámarade adquisición de la Caja de AyG. El mosaicolo ha construido Carlos Álvarez, uno de nuestrosastrónomos de soporte.

El otro subsistema que se está probando a fondo esla caja de Adquisición y Guiado. De hecho el detec-tor de adquisición es el detector que se está usan-do para todas las pruebas. Recientemente hemospuesto en marcha también el detector de guiadorápido, que es un detector más pequeño que pue-de leerse a 150 Hz, con lo que esperamos utilizarlopara el guiado rápido, lo que nos permitirá elimi-nar el movimiento de imagen debido por ejemplo aazotes de viento sobre la estructura del telescopio,etc. Estos d́ıas estamos asimismo probando dichosdetectores, y caracterizándolos. Estamos midiendoparámetros tan normales como su ruido, hacien-do flats, bias, mirando posibles problemas de luzdifusa, etc. También se está empezando a utilizarlos sensores de frente de onda, que nos permitiránconocer con mayor precisión la figura óptica de lossegmentos, y por tanto mejorar la calidad de ima-gen del telescopio.

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Contribuciones

Figura 4 — El simulador de telescopio que utili-zará OSIRIS para sus pruebas ópticas. Los tubosque se aprecian en la figura sujetan cada uno unafibra óptica que se usa para simular puntos de luzen el plano focal del telescopio. La disposición delas fibras es tal que se ocupa todo el campo acce-sible a OSIRIS.

Nos queda sin embargo iniciar las pruebas de losbrazos y mesas de AyG, que son respectivamentelos brazos que llevan los diversos sensores y pi-votan sobre un eje que apunta al espejo secunda-rio, y las mesas que, rotando, mueven estos brazospor el campo disponible para adquisición y guia-do. El movimiento de estos brazos y mesas, aunquefunciona manualmente, está aún pendiente del sof-tware que permitirá incluir estos movimientos enla operación rutinaria del telescopio. Una vez quese consiga implementar estos movimientos de me-sas y brazos en el software de control estaremosen condiciones de probar el guiado del telescopioen lazo cerrado, es decir utilizando una estrella deguiado.

Las tareas descritas anteriormente son las que es-peramos tener listas y bien probadas antes de julio,mes que pensamos utilizar para poner los 12 seg-mentos que faltan, aprovecharemos para desmon-tar el espejo secundario que ha de ser realuminiza-do y sus servos ajustados para su utilización conCanariCam, es decir hay que ajustar bien su capa-cidad de basculación en cualquier dirección sobreel plano del cielo. Entretanto esperamos poner enmarcha la segunda caja de Adquisición y Guiado.

Esta parada esperamos que dure entre 4 y 6 se-manas. Aśı que para mitad de agosto se tendrá elprimario completo y el secundario ajustado. Pasoseguido habrá que rehacer los modelos de apunta-do y de la óptica, nuevas pruebas de seguimientoy guiado, pruebas de la cúpula, y pruebas de todoel software de control, incluyendo lo relacionadocon el software de usuario, tal y como el softwareque utilizaremos para la preparación de propuestasde observación, y otros subsistemas de uso interno

que nos permitirán hacer el calendario de observa-ciones.

En este punto estaŕıamos preparados para recibirel primer instrumento cient́ıfico, que seŕıa OSIRIS,con CanariCam llegando unos meses después.

Figura 5 — El simulador de telescopio montado enel rotador del Laboratorio de Integración del IAC.

Instrumentación Cient́ıfica

OSIRIS prosigue su etapa de pruebas óptico-mecánicas. Ya se ha comprobado, cosa muy impor-tante, que el movimiento de imagen que se experi-menta cuando se rota el instrumento, está dentrode lo especificado, y por tanto dentro del rango quepuede corregirse con los actuadores del colimador.Recientemente se ha montado un simulador del te-lescopio (Fig. 4 y Fig. 5) en el rotador del taller delIAC, y pronto se montará OSIRIS de nuevo sobredicho rotador para nuevas pruebas, ya definitivas.

Figura 6 — El IP de CanariCam y el autor enel taller de mecánica del Departamento de F́ısicade la Universidad de La Florida, junto a los con-tenedores que albergan CanariCam, su útiles detransporte, electrónica, cables, etc., para su viajeal Observatorio que se hará próximamente.

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Contribuciones

El equipo de CanariCam ha completado la docu-mentación de aceptación de CanariCam, con lo queya se le ha dado permiso para enviar Canaricam aGTC. El env́ıo sin embargo se ha retrasado debidoa la tardanza en la consecución de la licencia deexportación, que da el Departamento de Estado.En estos momentos CanariCam está embalado encinco cajas (el criostato, el útil de manejo, los ar-marios de electrónica y los cables) en los bajos deun edificio de la Universidad de La Florida (Fig. 6).Dicha licencia ya se ha recibido, si bien ha debidoser corregida, por lo que la versión final se esperaen cualquier momento. CanariCam estará pues enGTC en un par de semanas.

Instrumentos de segunda generación

EMIR progresa algo más lentamente de lo que seŕıadeseable. El contrato de la Base Fŕıa ya ha salido,pero falta aún el contrato de la cámara de vaćıo.Estos retrasos son debidos a la falta de personal deingenieŕıa en el IAC. Muchos ingenieros mecáni-cos y ópticos han dejado el IAC para ir a la in-dustria o a otros centros. Conforme escribo estasĺıneas, se está a punto de recibir el prototipo delrobot-posicionador de rendijas, para sus pruebascriogénicas en los laboratorios del IAC.

FRIDA, el primer instrumento que se benefi-ciará del sistema de óptica adaptativa del GTC,ha cerrado ya su diseño óptico. Están por tanto ensu fase de diseño detallado y se espera que prontoinicien la compra de elementos ópticos y la fabrica-ción de la unidad de campo integral. El criostato depruebas ya ha sido diseñado y fabricado (Fig. 7),y está ahora probándose en los laboratorios de laUNAM, en México. Recientemente ha tenido lu-gar en Madrid una reunión del equipo cient́ıfico deFRIDA en la que se ha discutido y se han fijadolos modos de observación cient́ıfica. Se ha puestoen marcha pues la definición del software de usua-rio de FRIDA.

Ruido de propuestas

El D́ıa Uno del GTC se acerca, y ya hay grupospreparando propuestas de observación. En parti-cular, se han anunciado las propuestas ESO/GTC,que estaban previstas para utilizar parte del tiem-po de observación que España ha dado a ESO comoparte del pago en especie por la entrada de Españaen el ESO. El acuerdo que se hizo con ESO exiǵıaque estas propuestas fuesen conocidas por la comu-nidad antes de que se abra el tiempo de GTC parala propia comunidad, por eso se han hecho con unaño de antelación, en lugar de los seis meses que

son lo normal en el caso del CAT español (Fig. 8).Se han presentado 16 propuestas, 9 de ellas lide-radas por grupos españoles. Esto nos da una ideadel interés por utilizar el GTC tanto por equiposespañoles como por el resto de Europa.

Figura 7 — El criostato de pruebas de FRIDA,llamado Colibŕı, siendo enfriado en el laboratoriode la UNAM, México.

Figura 8 — David Montes, Miriam Centurión, Jo-seph Maria Paredes y Gustavo Yepes, de izquierdaa derecha, miembros del CAT, tomando posesiónde la sala de control del GTC.

La llamada abierta de propuestas de tiempo deobservación se hará en septiembre próximo para elsemestre que comienza en marzo de 2009. Con an-terioridad es posible que se haga una llamada depropuestas a riesgo compartido, con la idea de quela comunidad haga propuestas que tengan utilidadcient́ıfica, y a nosotros nos ayuden a probar de-terminados sistemas del GTC. Esta convocatoriaa riesgo compartido se anunciará oportunamente.

José Miguel Rodriguez Espinosa es investigadordel IAC, responsable cient́ıfico de GTC y Presi-dente de la SEA.

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LA PARTICIPACIÓN ESPAÑOLA EN EL PROYECTO DEL TELESCOPIOESPACIAL ULTRAVIOLETA WSO-UV

Ana Inés Gómez de Castroaig@mat.ucm.es

Resumen

El proyecto World Space Observatory UltraViolet(WSO-UV) tiene por objetivo construir y operarun telescopio internacional, con una instrumenta-ción sin precedentes, diseñada para observacionesen el rango ultravioleta del espectro, en el que sepueden estudiar eficientemente algunos de los másimportates procesos astrof́ısicos.

El WSO-UV es un observatorio con un telescopiode 170 cm de apertura e instrumentación para rea-lizar espectroscoṕıa echelle de alta resolución, es-pectroscoṕıa de rendija larga de baja resolución eimagen de gran profundidad en el óptico y en elultravioleta.

La vida nominal de la misión son 5 años con unaextensión planificada hasta los 10 años. El satéliteestará en una órbita geośıncrona con una inclina-ción de 51.8o y radio de 40,000 km, lo que permi-tirá realizar el seguimiento de fuentes variables ydar una respuesta rápida para la observación defenómenos eruptivos (novas, supernovas etc).

El WSO-UV es una colaboración internacional li-derada por Rusia y en la que participan Alemania,China, España, Italia y Ucrania. Entre sus objeti-vos cientif́ıcos fundamentales está el estudio de laformación de las galaxias y del medio intergalácti-co, los motores astronómicos, la formación y evo-lución de la Vı́a Láctea, la formación del SistemaSolar y de los sistemas planetarios y el estudio delas atmósferas de los planetas extrasolares. Esteart́ıculo tiene como objetivo familiarizar a la comu-nidad astronómica española con el proyecto.

Introducción

El WSO-UV es un proyecto que surge por la nece-sidad de la comunidad astronómica de tener acce-so al rango ultravioleta (UV) del espectro electro-magnético. El éxito del International UltravioletExplorer (IUE) y de las misiones que le sucedie-ron como el Hubble Space Telescope (HST) conlos espectrógrafos Goddard High Resolution Spec-trograph (GHRS) y el Space Telescope Imaging

Spectrograph (STIS), y las cámaras Wide FieldPlanetary Camera 2 (WFPC2) y Advanced Ca-mera for Surveys (ACS), han demostrado la rele-vancia cient́ıfica del rango UV y su impacto en laastrof́ısica moderna.

La comunidad astronómica mundial ha venidodisfrutando de un acceso continuado al rango1000–3200 Å desde 1978. En la actualidad el FarUltraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) per-mite realizar observaciones espectroscópicas en elrango de 90 a 120 nm y la misión Galaxy EvolutionExplorer (GALEX) está realizando un mapeo delcielo en el UV. Sin embargo, el futuro de la astro-nomı́a ultravioleta seŕıa bastante oscuro, especial-mente al final de la misión HST1, sin el proyectoWSO-UV.

El WSO-UV consta de un telescopio con un pri-mario de 1.7 m de diámetro que alimenta tres es-pectrógrafos UV y tres cámaras que permiten ob-tener imágenes de gran nitided y sensibilidad. Elárea colectora del WSO-UV es la mitad que la delHST. Sin embargo, la optimización de su diseñopara el rango ultravioleta y su localización en unaórbita alta hacen de él un observatorio muy efi-ciente que mejorará en un orden de magnitud lasprestaciones del HST/STIS o HST/ACS. Además,WSO-UV permitirá llevar a cabo seguimientos fo-tométricos, espectroscópicos y astrométricos de ungran número de fuentes y continuar algunos de losproyectos de larga duración iniciados con el HST.

Las caracteŕısticas técnicas del WSO-UV en el es-tado de definición actual (Fase B1) se describenen la sección 2. El estado actual del proyecto yde la colaboración internacional se describen en lasección 3, y las ĺıneas maestras del plan de ges-tión cient́ıfica del proyecto se describen en la últi-ma sección, en la que se hace un breve esbozo delprograma de observaciones del núcleo del proyectoWSO-UV (o core program) que se desarrollará du-rante los dos primeros años de la misión. Al final seañaden algunas referencias para aquellos que de-seen saber más del proyecto. La URL oficial delproyecto es: wso.inasan.ru; de ah́ı se da acceso alas webs nacionales.

1La capacidad actual del HST para realizar medidas en el UV es muy limitada. La misión de servicio (SM4) de NASApondrá nueva instrumentación ultravioleta: la Wide Field Planetary Camera 3 (WPC3) el Cosmic Origins Spectrograph (COS)y se espera que pueda reparar el espectrógrafo STIS y la cámara ACS.

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Caracteŕısticas Técnicas del WSO-UV

El WSO-UV utilizará una plataforma NAVIGA-TOR desarrollada por Lavochkin Industries (Ru-sia) para ser utilizada en varias misiones. El WSO-UV será la tercera misión que vuele con es-ta plataforma (le precederán dos misiones rusasSpectrum-R y ELECTRO). La proyección de laórbita sobre la superficie terrestre aparece repre-sentada en la Figura 1, aunque la longitud del nodoascendente de la órbita no ha sido fijada todav́ıaa la espera de un estudio de visibilidad y optimi-zación de su cobertura por las estaciones de se-guimiento de “Bear Lake” (Rusia) y Maspalomas(España).

Figura 1 – Proyección de la órbita del WSO-UV;la longitud del nodo ascendente de la órbita no hasido fijada todav́ıa para el proyecto.

El telescopio T-170M tiene una montura Ritchey-Chretien con una focal de 17 m. El diámetro delprimario es 1.7 m. La óptica está optimizada pa-ra el rango UV del espectro con gran calidad deimagen. Estructuralmente el T-170M consiste ensistema óptico, módulo estructural y elementos deservicio (ver Fig. 2).

Instrumentación

El WSO-UV proporciona un campo de 30 min enel plano focal del telescopio. El banco óptico seutiliza como plano de referencia para toda la ins-trumentación), está alineado y mantiene su posi-cionamiento con respecto a la unidad del espejoprimario (UEP) utilizando un sistema de tres ba-rras. La Field Camera Unit (FCU) está montadasobre la base superior del banco óptico en el es-pacio disponible entre la unidad del primario y elbanco óptico, mientras que los tres espectrógrafosestán montados sobre la base del banco óptico. Elsensor de guiado fino (FGS) utiliza tres sensoresen el visible (banda R) situados en los vértices deun triángulo equilátero en el plano focal cercanosa las aperturas de entrada en los espectrógrafosy asegura una estabilidad del apuntado mejor que

0.03 arcsec (1σ). Cada uno de los instrumentos po-see su propia unidad de potencia y su unidad dedatos montada en una caja externa al comparti-mento de los instrumentos.

Figura 2 – Elementos estruturales del T-170M. Launidad del espejo primario (UEP) (1) es el prin-cipal elemento estructural del telescopio. El tubo(3), la cubierta protectora y la carcasa del com-partimento de los instrumentos (4) están ligadosal UEP. Hay tres puntos de anclaje del telescopioal módulo de servicio en la zona inferior. El ban-co óptico con los instrumentos cient́ıficos y el bafledel primario están montados sobre el UEP.

La Field Camera Unit (FCU)

La FCU (Agencia Financiadora: Agenzia SpazialeItaliana (ASI) - Investigadora Principal: Dr. Isabe-lla Pagano, INAF, Observatorio Astrof́ısico de Ca-tania - Contratista Industrial: Galileo Avionica yThales Alenia Space IT-MI) proporcionará imáge-nes, espectroscoṕıa de campo con baja resolucióny polarimetŕıa en tres canales: FUV (115–190 nm),NUV (150–280 nm) y UVO (200–700 nm) con unaresolución espacial de 0.2, 0.03 y 0.07 arcsec/pixrespectivamente y un campo de 6,6 × 6,6, 1 × 1 y4,7 × 4,7 arcmin2, respectivamente.

La principal prioridad de la FCU es garantizar unaalta resolución espacial y sensibilidad en el ultra-violeta al mismo tiempo que intentar maximizar lacobertura en longitudes de onda y el tamaño delcampo. En la Figura 3 se muestra una comparativade la FCU con la instrumentación en imagen delWSO-UV.

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Figura 3 – Respuesta de la FCU con respecto ala longitud de onda comparada con los instrumen-tos de imagen de HST. La ordenada está en escalalogaŕıtmica.

El High Resolution Double Echelle Spectrograph(HIRDES)

El HIRDES (Agencia Financiadora: DeutschesZentrum fuer Luft- und Raumfahrt (DLR) - In-vestigador Principal: Prof. Klaus Werner, Univer-sidad de Tuebingen, Alemania - Contratista Indus-trial: Kayser Threde GmbH) divide el haz dentrode la banda 102 a 310 nm en dos: el UV cercano(UVES, 178–310 nm) y el UV lejano (VUVES,103–180 nm). El diseño de HIRDES está basado enel de las misiones ORFEUS (Orbiting and Retrie-vable Far and Extreme Ultraviolet Spectrometer,montado en el ASTRO-SPAS free flyer), que vola-ron con éxito en dos vuelos del Shuttle de NASAen 1993 y 1996 (Bamstedt et al., 1999; Richter etal., 1999).

Cada uno de los espectrómetros tiene su propiarendija de entrada dentro de un ćırculo de 10 mmde diámetro en el plano focal del T-170M. Losdos recorridos ópticos no pueden ser utilizados si-multáneamente sino de manera secuencial utilizan-do para ello el movimiento del telescopio, lo queimpone una estabilidad en el apuntado de 0.1 arc-sec, que es monitorizada con la ayuda de los senso-res de gúıado. Cada uno de los dos subinstrumen-tos de alta resolución incluye sus propios elementosópticos y sus detectores (principal y redundante,utilizando como base detectores MCP/WSA). Enla Figura 4 se muestra una comparativa entre elcomportamiento de HIRDES y el de HST/STIS.

El Long Slit Spectrograph (LSS)

El LSS (Agencia Financiadora: China NationalSpace Administration - Director de Proyecto: Prof.Gang Zhao, Observatorios Astronómicos Naciona-les de la Academia de Ciencias China), propor-ciona espectros en el rango 102–320 nm, con una

resolución espectral R:1500–2500, permitiendo eluso de una rendija de 1 arcsec.

Figura 4 – Área Efectiva de HIRDES (VUVES yUVES) versus longitud de onda comparada con losespectrógrafos STIS y COS del HST. El canal VU-VES tiene un área efectiva un factor 4 menor quela de COS en este rango.

El consorcio internacional detrás delproyecto WSO-UV

El proyecto WSO-UV es una colaboración entreagencias espaciales y centros de investigación deRusia, Alemania, China, España, Italia y Ucrania.El proyecto es liderado por Rusia, que es la res-ponsable de proporcionar el telescopio (T170-M),el sistema de guiado fino, la plataforma, el lanza-dor, el lanzamiento y parte del segmento de tierra.El proyecto WSO-UV está incluido dentro del pro-grama espacial federal de Rusia durante el periodo2006–2015. La responsabilidad cient́ıfica del pro-yecto recae en el Instituto de Astronomı́a de laAcademia de Ciencias de Rusia (INASAN) mien-tras que el primer contratista es Lavochkin As-sociation. El investigador principal es el Prof. B.Shustov (INASAN). Ucrania proporcionará las ins-talaciones para el recubrimiento de los elementosópticos. Esta participación estará financiada porla agencia espacial de Ucrania que contratará alObservatorio Astrof́ısico de Crimea (CAO) paraeste propósito. El investigador principal es el Prof.N. Steshenko. Alemania, Italia y China proporcio-narán los tres instrumentos descritos en la secciónanterior y España es la responsable principal deldesarrollo del segmento de tierra en estrecha cola-boración con Rusia, tal y como se establece en elacuerdo de alto nivel firmado por ROSCOSMOS yCDTI en febrero de 2007. El investigador principales la Prof. A. I. Gómez de Castro y la responsabili-dad cient́ıfica del proyecto recae en la UniversidadComplutense de Madrid (UCM). España está pen-diente de llegar a un acuerdo oficial con el equipoitaliano para el desarrollo de los filtros FUV paralas cámaras que seŕıan realizados por el Grupo deÓptica de Láminas Delgadas (GOLD) del Institutode F́ısica Aplicada.

En la actualidad, los instrumentos HIRDES y FCUhan terminado ya la Fase B1 y el instrumento LSS

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la terminará a finales de marzo. Se ha fijado di-ciembre de 2008 para la terminación de la fase Bcompleta del proyecto. El lanzamiento está previs-to a comienzos de la próxima década (2012).

Participación Española en el Proyecto

La participación española está centrada en el seg-mento de tierra que está constituido por todaslas infraestructuras involucradas en la preparacióny ejecución de las operaciones de misión (segui-miento en tiempo real y control de la plataforma)aśı como la operación de la instrumentación y larecepción, procesado y almacenamiento de los da-tos cient́ıficos. Los principales constituyentes delsegmento de tierra del WSO-UV son:

El centro de control de la estación de tie-rra y la subred de comunicaciones terrestresque proporcionarán la comunicación entre elsatélite y el resto del segmento de tierra.

El centro de operaciones de la misión (COM)cuya función principal es controlar y seguiral satélite en tiempo real. También incluye elmódulo de dinámica de vuelo.

El centro de operaciones cient́ıficas (COC),responsable de la planificación y supervisiónde las operaciones cient́ıficas del WSO-UV.El COC incluye el sistema de análisis res-ponsable de la calibración, procesado y veri-ficación de los datos astronómicos.

El centro de procesado de los datos cient́ıfi-cos (CPDC), que proporciona a los usuarioslos datos y la información adicional necesariapara su utilización.

El archivo cient́ıfico, responsable del almace-namiento, mantenimiento y distribución den-tro de todos los datos cient́ıficos de la misióny de los productos asociados.

El sistema será modular y se estudiará la posibili-dad de distribuir el procesado de los datos a travésde una red de CPDCs nacionales.

Las operaciones cient́ıficas y de misión serán reali-zadas por Rusia y España, aunque está por definirel modelo operativo final para su desarrollo.

Estimaciones realizadas por el consorcio WSO-UVpara ASTRONET, basadas en la experiencia delHST, indican que el WSO-UV proporcionará datosa la comunidad cient́ıfica a una tasa equivalente ala dedicación a tiempo completo de 500 cient́ıficosen todo el mundo por año.

Gestión Cient́ıfica del Proyecto

En diciembre de 2007 se firmó el acuerdo de distri-bución de tiempo de observación para el WSO-UVentre España y Rusia. El acuerdo sienta las basesde la gestión cient́ıfica del proyecto. En él se es-tablece que durante el primer y segundo año dela misión (después de las fases de verificación ycalibración) se dedicará el 45 % y el 30 % del tiem-po de observación, respectivamente al desarrollo deun programa base de observaciones o “Core Pro-gram” (CP). El objetivo del CP es garantizar queproyectos de gran impacto cient́ıfico, pero que pre-cisan una gran cantidad de tiempo de observación,son llevados a cabo. El CP será elaborado por lospaises miembros del consorcio. En junio de 2009,INASAN organizará en Moscú la reunión de lan-zamiento del CP. Esta reunión se celebrará sobrela base de un congreso internacional sobre astro-nomı́a ultravioleta, abierto a todas las áreas de laastronomı́a, que sirva de base para la creación delos consorcios que elaborarán el CP.

Cuatro ramas de la astrof́ısica han sido identifica-das como las de mayor potencial de descubrimientopara el proyecto:

Formación de Galaxias: determinación delcontenido bariónico difuso del universo y suevolución qúımica.

La f́ısica del acrecimiento y de los vientos: losmotores astronómicos.

La formación y evolución de la Galaxia.

Los discos planetarios jóvenes y las atmósfe-ras de los planetas extrasolares.

A partir del tercer año de la misión, alrededor del40 % del tiempo de observación del WSO-UV es-tará abierto a la comunidad astronómica mundial.El resto se distribuirá en partes proporcionales ala contribución económica al proyecto, entre losmiembros del consorcio.

Referencias:

Un resumen más completo del proyecto se pue-de encontrar en la publicación del congreso, Newquests in stellar astrophysics II: Ultraviolet Pro-perties of Evolved Stellar Populations, celebradoen abril de 2007 en Puerto Vallarta (Méjico). Losart́ıculos están disponibles en astro-ph.

Ana Inés Gómez de Castro es Profesora Titu-lar de la Sección Departamental de Astronomı́ay Geodesia del Departamento de F́ısica de la Tie-rra, Astronomı́a y Astrof́ısica I, de la UniversidadComplutense de Madrid.

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Tesis doctorales

PREDICCIÓN DE CICLOS MAGNÉTICOS EN ESTRELLAS DE ÚLTIMOSTIPOS ESPECTRALES

Rosario Lorente Rosario.Lorente@sciops.esa.int

Tesis doctoral dirigida por Benjamı́n MontesinosCentro: Universidad Complutense de Madrid (UCM)Fecha de lectura: 6 de julio de 2007

La campaña iniciada en 1966 en el Observatoriode Mount Wilson para la detección de ciclos deactividad en estrellas de últimos tipos espectralessimilares al ciclo solar de 11 años, ha permitidoestablecer su existencia en una treintena del cente-nar de estrellas estudiadas. Paralelamente, diver-sos modelos de generación de campos magnéticosse han ido desarrollando para reproducir el com-portamiento de la actividad observado en el Sol,siendo el modelo de dinamo el más aceptado ac-tualmente. Algunos de estos modelos se hab́ıan in-tentado aplicar a las estrellas con ciclos magnéticosdetectados, en general bajo hipótesis poco realistaso con un éxito limitado.

En este trabajo de tesis doctoral se abordó des-de distintas aproximaciones la predicción teóricade la duración de dichos ciclos. En primer lugarse elaboró un modelo de dinamo de interfaz local,en el que, según consideraciones tenidas en cuentaanteriormente para el caso del Sol, los dos mecanis-mos responsables de mantener la dinamo actúan encapas distintas: la rotación diferencial retuerce elcampo poloidal en la zona subadiabática, mientrasque el efecto de la fuerza de Coriolis lo regenera enla capa convectiva a partir del campo toroidal.

Partiendo del hecho de que el conocido ciclo de 11años del Sol es intŕınsecamente variable, no se in-tentó predecir de forma individual cada uno de losciclos detectados en la treintena de estrellas de lamuestra. Por el contrario, la finalidad perseguida yalcanzada fue la de reproducir las tendencias entrela duración del ciclo y otros parámetros estelares.En concreto en la Figura 1 se muestra la similitudde las relaciones entre los peŕıodos de actividad ob-servado y calculado teóricamente, y el peŕıodo derotación.

Por último se desarrolló un modelo de dinamo uni-dimensional para poder predecir la distribución la-titudinal del campo magnético en las estrellas conciclos. Para ello se utilizó como ingrediente un per-fil de rotación diferencial realista para el Sol. Elhecho de que la rotación diferencial deducida enel Sol por observaciones heliosismológicas se ex-tienda hacia la zona convectiva a altas latitudes,hizo necesaria la introducción del nuevo concepto

de dinamo h́ıbrida, esquematizada en la Figura 2,y constituida:

a bajas latitudes por una dinamo de interfazcomo la descrita anteriormente.

a latitudes altas por una dinamo clásica con-centrada en la base de la zona convectivadonde actúan los dos mecanismos de gene-ración del campo magnético, junto con la ac-ción aislada de la rotación diferencial en lazona subadiabática.

Figura 1 – Peŕıodos de actividad observados (ćırcu-los y cuadrados) y calculados con el modelo de di-namo (rombos) frente al peŕıodo de rotación delas estrellas de la muestra de Mount Wilson condetecciones seguras de ciclos de actividad.

Este modelo unidimensional de dinamo se validó alreproducir el conocido diagrama mariposa que pre-senta la evolución temporal de la distribución lati-tudinal del campo magnético observado en la su-perficie del Sol, como se muestra en la Figura 3:actividad concentrada a bajas latitudes y con dis-tinta polaridad en cada hemisferio. Dicha valida-ción predice además que para estrellas muy activascon peŕıodos de ciclo muy cortos, la distribucióndel campo magnético es simétrica con respecto alecuador. Esta topoloǵıa distinta a la solar podŕıaexplicar la presencia de dobles periodicidades de-tectadas en este tipo de estrellas.

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Tesis doctorales

Figura 2 – Esquema de la dinamo h́ıbrida.

Figura 3 – Diagrama mariposa magnético obtenido parauna estrella como el Sol con el modelo de dinamo h́ıbrida.

VORTICIDAD Y SIMULACIONES NUMÉRICAS DE LOS VÓRTICES DEJÚPITER

Jon Josu Legarreta Etxagibel jonjosu.legarreta@ehu.es

Tesis doctoral dirigida por Agust́ın Sánchez-LavegaCentro: Universidad del Páıs Vasco - Euskal Herriko UnibertsitateaFecha de lectura: 16 de julio de 2007

La meteoroloǵıa de los planetas gigantes Júpiter ySaturno está caracterizada al nivel de nubes porla presencia abundante de vórtices. En escalas me-dias, la mayoŕıa de los vórtices se distinguen por lospatrones de nubes que forman, mostrando una for-ma ovalada que encierra una región de vorticidadcerrada o cuasi cerrada (Rogers, 1995). La vortici-dad es probablemente, la propiedad más importan-te de un vórtice para poder entender su naturaleza(Dowling & Ingersoll, J. of Atmos. Sci., 1989; Mar-cus, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 1993). La dis-tribución de la vorticidad en el interior del vórtice,su intensidad en función de la latitud y la cizalladel flujo ambiental, y su cambio debido a interac-ciones con otros vórtices, son importantes indica-dores del flujo atmosférico y de los mecanismos enel origen de los vórtices. Esto es más importanteen los planetas gigantes donde la naturaleza de losvientos es desconocida.

En la primera parte de este trabajo hemos realiza-do un estudio experimental de medida de velocida-des y vorticidades en el interior de los vórtices. Pa-ra ello, utilizamos imágenes obtenidas por las navesVoyager 1 y 2, la sonda Galileo y el Telescopio Es-pacial Hubble para medir la estructura (tamaño) ydinámica (velocidad tangencial, vorticidad) tantode vórtices anticiclónicos como ciclónicos localiza-

dos en un amplio rango de latitudes en la atmósferade Júpiter (Legarreta, J., Sánchez-Lavega, A., Ica-rus, 2005). Entre los resultados más importantesobtenidos podemos destacar que hemos desarrolla-do no solo la metodoloǵıa y el software necesariopara la medida de movimientos, sino que ademáshemos realizado un estudio que abarca el análisisde 24 vórtices de escala sinóptica que no se hab́ıarealizado hasta la fecha.

En la segunda parte del trabajo establecemos unmodelo de atmósfera para simular la dinámica delos vórtices en distintas latitudes. Para ello, utili-zamos el código EPIC (Dowling, Icarus, 1998), unmodelo numérico que resuelve las ecuaciones demovimiento en coordenadas isentrópicas, en don-de las parcelas de fluido se mueven en superficiesde temperatura potencial constante. Este estudioteórico, basado en simulaciones numéricas, analizala estabilidad y velocidad de deriva en la atmósfe-ra de Júpiter tanto de vórtices anticiclónicos comociclónicos. De acuerdo con las simulaciones, haydisipación o pérdida de enerǵıa en los vórtices queconlleva una vida media corta (

Tesis doctorales

de viscosidad turbulenta de la atmósfera. Esto noslleva a concluir que para el caso de vórtices de largavida como la GRS (Great Red Spot) (>300 años) olos WOS (White Oval Spots) (60 años) debe exis-tir algún mecanismo que los mantenga y les aporteenerǵıa para poder explicar lo observado experi-mentalmente. Frente a la disipación, proponemosen este trabajo, que los grandes vórtices sobrevi-van a base del aporte producido de la absorción depequeños vórtices o parches de vorticidad.

Nuestras simulaciones numéricas en longevidad,vorticidad y velocidad de deriva de los vórtices jo-vianos en latitudes tropicales y templadas sirvenpara constreñir la estructura vertical de la tropos-fera superior de Júpiter en el rango de altitud de losniveles donde se forman las nubes (valores de pre-sión entre 0.5 y 7 bares). Por un lado, en cuanto alperfil térmico (estabilidad estática) de la atmósfe-ra de Júpiter, nuestro estudio sugiere en conso-nancia con otros estudios que globalmente la altatroposfera de Júpiter debajo del techo de nubeses estáticamente estable. Por otro lado, en cuantoal perfil vertical de vientos, nuestro trabajo sugie-re claramente que los vórtices con velocidades dederiva bajas requieren perfiles constantes o ligera-mente decrecientes con la altura y los que poseen

velocidades altas requieren perfiles moderadamen-te crecientes como se observa en la Figura 1.

Figura 1 – Localización de los vórtices estudiadosen el perfil zonal de vientos al nivel de nubes, in-dicando el mejor ajuste para el perfil de viento encada caso. (a) ćırculo negro: viento zonal decre-ciente con el aumento de profundidad; (b) ćırculomitad blanco mitad negro, perfil zonal constanteen profundidad; (c) ćırculo, aumento de viento zo-nal en profundidad.

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