AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICA

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INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones Científicas

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El interior de las estrellasClima marciano

Ondas gravitatoriasOndas gravitatorias

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

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

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

SUMARIOREPORTAJESOndas gravitatorias: la otra luz del cosmos ...2El camino hacia el interior de las estrellas...8DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOS. Clima marciano ...12EL “MOBY DICK” DE... Javier Gorosabel (IAA-CSIC)...14

CIENCIA EN HISTORIAS. Antonia Maury: un espíritu libre ...15ACTUALIDAD ...16ENTRE BASTIDORES ...20-21 CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES. Atmósfera de Marte ...23RECOMENDADOS ...24

FE DE ERRATASEn el número anterior (pág.21), la noticia titulada “El enorme interés astronómico de los púlsares” contenía una errata sobre la distancia del púlsar binario PSR J1624-2230: los 3.000 años luz no corresponden a la distancia entre ambos púlsares, sino a la distancia del sistema a la Tierra.

Capturas de una animación que muestra un sistema de agujeros negros que, al orbitar en torno a un centro común, producen ondas gravitatorias. Fuente: Caltech.Vídeo completo en http://www.black-holes.org/explore2.html

CASI TODO LO QUE SABEMOS DELCOSMOS LO HEMOS APRENDIDOmediante el análisis de la luz que nos llegade él. Con mayor generalidad deberíamosreferirnos a la observación de la radiaciónelectromagnética, de la que la luz visible essolo una parte. Y decimos “casi todo” por-que los rayos cósmicos y los neutrinos nosaportan también importantes claves. Encualquier caso, nuestro modelo del universomás allá de la Tierra es, en buena medida,una imagen tallada con herramientas elec-tromagnéticas. Un modelo muy rico, sinduda alguna. Pero quizá, por estar esencial-mente construido a partir de estas proyec-ciones sobre nuestros muros de luces y som-bras solo electromagnéticas, podría ser tam-bién un modelo sesgado. ¿Cómo saberlo?¿Disponemos de alguna manera indepen-diente para evaluar, y en su caso enriquecer,este modelo de génesis electromagnética?La respuesta es sí: las denominadas ondasgravitatorias nos proporcionan lo que pode-mos considerar como otra luz con la queobservar el cosmos, complementaria e inde-pendiente a la luz electromagnética.En las líneas que siguen vamos a explorar lanaturaleza y propiedades de esta “otra luz”gravitatoria, en un recorrido en bucle quecomienza y acaba con esa luz más familiar,la electromagnética. En efecto, en su papelde ventana al cosmos, la luz electromagnéti-ca nos brinda una muy especial “invitaciónal viaje”. Un viaje que empezó con la obser-

vación del universo con el ojo desnudo yque, en etapas sucesivas marcadas por laapertura de nuevas ventanas en el espectroelectromagnético (ondas de radio, infrarro-jos, ultravioleta, rayos X, rayos gamma…)nos ha conducido hasta nuestra imagenactual de un universo dinámico, complejo,con mecanismos distintos a distintas escalas.Así, hemos aprendido que el universo pre-senta aspectos muy diferentes en las distin-tas longitudes de onda de la luz, de tal mane-ra que la apertura de cada nueva ventanaelectromagnética nos ha deparado sistemáti-camente sorpresas y nuevos retos.Motivados por esta visión cosmológicacompleja que nos ofrece la radiación elec-tromagnética, nuestro recorrido nos va a lle-var hasta fenómenos astrofísicos muy vio-lentos que, por su naturaleza, no puedenobservarse con la luz electromagnética. Parasu observación y estudio precisamos de esaotra luz: las ondas gravitatorias. Nuestrocamino se articula en torno a tres preguntas:¿Qué es esta otra luz? ¿Qué emite talesondas? ¿Cómo podemos detectarlas? Portanto en nuestro recorrido abordaremoscuestiones de física fundamental en torno ala naturaleza de las ondas gravitatorias (pri-mera pregunta), exploraremos las líneasmaestras de la naciente Astrofísica yCosmología de ondas gravitatorias (segundapregunta) y, por último, con la luz de unláser como ojos para ver esta luz gravitato-ria (tercera pregunta) cerraremos el bucle denuestro camino. Un recorrido desde la “luzpara la observación” hasta la “luz para lamedición y manipulación”, pasando por laotra luz de un cosmos por descubrir.

Naturaleza fundamental de la radiacióngravitatoriaEn nuestra primera etapa indagamos en la

naturaleza y propiedades físicas de esta otraluz. Casi todos tenemos una experienciamás o menos directa de las mareas en elmar, esa subida y bajada dos veces por díadel nivel del agua en la costa. Para entendereste fenómeno fundamental en el día a díade los que conviven con el mar, debemossalirnos de la Tierra y considerar nuestroprimer sistema astrofísico del recorrido: elformado por la Tierra, la Luna y el Sol. Loscampos gravitatorios creados por la Luna yel Sol inducen deformaciones en la formade la Tierra. Centrándonos en la Luna,cuyo efecto en las mareas es más importan-te que el del Sol, esta deformación de laTierra se debe a que su parte más cercana ala Luna se ve atraída por esta con mayorfuerza que la parte más lejana. Esta diferen-cia en la intensidad de la atracción gravita-toria sobre extremos opuestos de la Tierratrata de deformar el globo terráqueo en unelipsoide. Por la naturaleza deformable delos fluidos, este efecto es mayor en los océ-anos que en los continentes, “abultando” lamasa oceánica en dos direcciones opuestaspero fijas (para un día dado de un mes, estoes, dada una posición relativa de Tierra,Luna y Sol). Así, como consecuencia de larotación diaria de la Tierra en torno a sueje, nuestra costa favorita pasa dos veces aldía por un máximo de la deformación oce-ánica y dos veces por un mínimo dandolugar, respectivamente, a las dos “mareasaltas” y las dos “mareas bajas” diarias. Deesta descripción de las mareas en la Tierrapodemos extraer dos rasgos cualitativos,que son genéricos para cualquier sistemagravitatorio: primero, todo cuerpo masivo(la Luna y el Sol, en nuestro caso) crea uncampo gravitatorio en su entorno cuyaintensidad decrece con la distancia; segun-do, dicho campo gravitatorio deforma loscuerpos extensos colocados en él (efecto demarea). Desde una perspectiva más cuanti-tativa subrayamos que, en primer lugar, laintensidad de las mareas (esto es, de las

EPORTAJESONDAS GRAVITATORIAS RLa otra luz del cosmos

¿QUÉ SON LAS ONDASGRAVITATORIAS, QUÉOBJETOS LAS EMITEN YQUÉ INFORMACIÓNNOS APORTAN?Por José Luis Jaramillo (Albert Einstein Institute, MPI)

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1¿QUÉ SON LAS ONDASGRAVITATORIAS?

deformaciones gravitatorias) es proporcio-nal tanto a la masa del cuerpo que crea elcampo gravitatorio (Luna/Sol) como altamaño del cuerpo deformado (Tierra). Yen segundo lugar, la frecuencia con la queocurren las mareas dobla la frecuencia delfenómeno periódico relevante (la rotaciónde la Tierra, en nuestro caso): esto es, tene-mos dos mareas por día. Las mareas que hemos considerado corres-ponden a una situación en la que los cam-pos gravitatorios no cambian apreciable-mente en el tiempo (cambian en un mes,pero no a lo largo de un día). En este puntonos preguntamos, ¿qué ocurriría con lasmareas si el Sol y la Luna desaparecieran depronto? O de una forma más precisa, ¿quéocurre si la forma del cuerpo que crea elcampo gravitatorio cambia muy rápidamen-te? Pues ocurren dos cosas. Por un lado, laTierra tarda un tiempo en enterarse: el cam-bio de forma del objeto se comunica prime-ro al campo gravitatorio creado por elmismo y luego es la deformación del campola que se propaga a una velocidad finita (dehecho, la velocidad de la luz) hasta llegar a

la Tierra. Y lo segundo que ocurre es que,una vez que la Tierra es alcanzada por ladeformación transmitida por el campo, suforma oscila en compresiones y estiramien-tos a un ritmo marcado por los cambios deforma originales de la Luna y el Sol.Tenemos, por tanto, una versión dinámica

de las mareas tradicionales. Dotados de estaimagen mental, estamos en condiciones deintroducir la noción de radiación gravitato-ria: las ondas gravitatorias son campos gra-vitatorios que (1) se propagan a velocidadfinita a través del espacio, y (2) inducenoscilaciones en la forma de los objetos que

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La Relatividad General explica laGravedad como curvatura de lageometría del espacio-tiempo.¿Qué queremos decir con esto?Empecemos con la noción de cur-vatura. Si trazamos sobre lasuperficie plana de una mesa (consu largo y su ancho) dos líneasparalelas, comprobaremos quetales líneas no se cortan y que dehecho su distancia relativa perma-nece constante. De hecho, eso eslo que queremos decir cuando nosreferimos a una pizarra comoplana. Si repetimos el ejerciciosobre un globo terráqueo y traza-mos a partir de dos puntos en elecuador sendas paralelas endirección norte, comprobaremosque los meridianos así definidos (yque son líneas paralelas sobre elglobo) acaban por cortarse en elpolo. Decimos que la superficiedel globo terráqueo tiene curvatu-ra (positiva). También concluimosque una superficie es curva si altrazar paralelas a través de dos

puntos dados dichas paralelas nose cortan y, además, su distanciano se mantiene constante (curva-tura negativa). Por tanto, la nociónde curvatura nos es familiar a tra-vés del trazado de paralelas.Pasemos ahora de estas superfi-cies espaciales al espacio-tiempo.Para ello consideremos las posi-ciones a lo largo de una dimensiónespacial “x” entre dos señores queflotan en el espacio. Y considere-mos también el cambio de estasposiciones conforme pasa el tiem-po “t”. El conjunto de posibles“posiciones y tiempos” (x,t) decada señor flotante define unasuperficie, como lo hacían el“ancho y el largo” en la mesa o la“latitud y la longitud” en el globoterráqueo. Esta superficie abstrac-ta de “posiciones y tiempos” es loque denominamos espacio-tiem-po. En ausencia de otras fuerzas,la Relatividad General describe elmovimiento de estos señores encaída libre como líneas paralelas

en el espacio-tiempo. Pero sabe-mos que, como consecuencia dela gravedad, estos señores (estaslíneas paralelas) se acabaránencontrando: en consonancia connuestra discusión sobre la curva-tura, la gravedad es por tantoequivalente a la existencia de cur-vatura en la geometría de lasuperficie espacio-temporal. Adiferencia de la teoría de Newton,donde los cuerpos se atraen gravi-tatoriamente mediante fuerzasque se ejercen mutuamente, enRelatividad General tales fuerzasno existen y los cuerpos se acer-can o se separan entre sí al reco-rrer sus caminos a través en unageometría curva.De forma más general, la dinámi-ca gravitacional se hilvana en undoble juego entre dos actores:materia y geometría del espacio-tiempo. Por un lado la materia, enconcreto su distribución de masa yenergía, determina la curvatura(esto es, la geometría) del espa-

cio-tiempo. La manera precisa enque esto ocurre viene determina-da por las ecuaciones de Einstein,análogo gravitatorio de las ecua-ciones de Maxwell para la luz. Encontrapartida, la geometría delespacio-tiempo determina el movi-miento de la materia, independien-temente de la naturaleza internade los cuerpos materiales (princi-pio de equivalencia). Es en estesentido preciso en el que habla-mos de la Relatividad Generalcomo una teoría geométrica de laGravitación. En particular, susefectos alcanzan a todo objetodotado de energía, incluida la luz.Por consiguiente, hablar decampo gravitatorio es tanto comohablar de curvatura del espacio-tiempo. Enunciado en el contextode esta caracterización, las ondasgravitatorias consisten en oscila-ciones de la curvatura del espacio-tiempo que se propagan a travésdel propio espacio-tiempo. Comoimagen ilustradora (aunque noexenta de peligros...), podríamosevocar las ondas en la superficiede un estanque, como oscilacio-nes en la superficie del agua quese propagan a lo largo de la propiasuperficie del agua.

Cursillo aceleradode RelatividadGeneral

Esquema que muestra el origen de las mareas en la Tierra debido a la atracción de la Luna y el Sol.

se encuentran a su paso. En este punto esinteresante considerar la analogía con la luzestándar. En efecto, un hito fundamental enla comprensión de la naturaleza de la luz loconstituyó su caracterización en términosde campos electromagnéticos en propaga-ción, campos cuya dinámica está sometidaa las ecuaciones de Maxwell. La analogíacampo electromagnético-gravitatorio juntocon sus correspondientes ondas es sugeren-te pero, a su vez, abre nuevas preguntas:¿de qué esta hecho este “campo gravitato-rio” en propagación? ¿Y por qué viaja a lavelocidad de la luz? ¿Transmite energía?...A un nivel fundamental la respuesta hayque buscarla en el contexto de laRelatividad General, que constituye nuestraactual teoría de la Gravitación y que expli-ca la Gravedad como curvatura de la geo-metría del espacio-tiempo [ver cursillo ace-lerado en Relatividad General]. Desde unaperspectiva más pragmática, una manerasencilla pero adecuada de parafrasear lanaturaleza de estas ondas gravitatoriashaciendo uso de nuestra intuición sobre lasmareas consiste en describirlas como mare-

as en propagación por el espacio y por eltiempo. La caracterización de la radiación gravitato-ria en términos de mareas viajeras es espe-cialmente apropiada para la descripción delos efectos de estas ondas sobre la materia.De manera específica, el efecto de la radia-ción gravitatoria sobre cuerpos extensosconsiste en la generación de compresiones y

estiramientos de los mismos en el planoperpendicular a la dirección de propagaciónde la radiación. Tales compresiones/estira-mientos se pueden describir siempre comola combinación de dos modos de oscilaciónindependientes. Este es un nuevo punto decontacto con la luz (electromagnética), quetambién se puede descomponer en dos pola-rizaciones independientes.

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ONDAS GRAVITATORIAS

ONDAS GRAVITATORIAS: MAREAS EN PROPAGACIÓN

Causas: objetos de masa M cuya forma (momentocuadrupolar) cambia en el tiempo, a una velocidad devariación de forma v.Propagación: velocidad finita c (velocidad de la luz).Efectos: deformaciones oscilatorias en los cuerposextensos que se encuentran a su paso. Intensidad de las deformaciones proporcional a:a) Masa M y velocidad de velocidad de variación de forma v del cuerpo emisor.b) Tamaño L del objeto deformado (característico de la fuerzas de marea).Frecuencia de las oscilaciones: doble de la frecuencia gravitatoria de la fuente.

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Astrofísica y Cosmología de ondasgravitatorias

Hemos dicho que todo objeto con masa Mcuya forma cambia en el tiempo a una velo-cidad típica v emite ondas gravitatorias. Nossurge entonces de forma natural la pregun-ta: ¿dónde están dichas ondas? ¿Por qué nooscilamos continuamente entre compresio-nes y estiramientos? Porque es importanteseñalar claramente que, a día de hoy, no seha realizado aún ninguna observación direc-ta de tales estiramientos y compresiones gra-vitatorios. Ciertamente, existe una buenarazón para ello: la gravedad es una interac-ción extremadamente débil. Es cierto que lagravedad domina la dinámica de los cuerposa gran escala, pero esto no se debe a su fuer-za intrínseca sino al hecho de que, a diferen-cia de otras interacciones, la gravedad siem-pre es aditiva y no sufre apantallamientos.Para dar una idea aproximada de lo débil dela gravedad cuando se la compara con lafuerza electromagnética, podemos mencio-nar que la atracción gravitatoria entre unelectrón y un protón es unas 1039 veces másdébil que su correspondiente atracción eléc-trica debida a sus cargas de distinto signo.Este es un número fabuloso. Pero quizáresulte incluso más ilustrativo considerar

que cuando un niño de cuatro años levantaun libro de la mesa, con la fuerza (electro-química) de sus poderosos brazos de cuatroaños le está ganando a TODA la Tierratirando gravitatoriamente en direcciónopuesta. El débil carácter de la gravedad se traduceen un valor muy pequeño del factor numéri-co GM/(rc2): para una fuente típica de ondasgravitatorias (una estrella de neutrones en elcúmulo de Virgo), dicho factor es aproxi-madamente 10-21. Este ya es un númeromuy pequeño. Para no hacerlo aún máspequeño y perder toda esperanza de verestos estiramientos/compresiones debemosconsiderar fuentes de ondas gravitatoriascon masas muy grandes (al menos del ordende la masa de una estrella) moviéndose avelocidades próximas a la de la luz. ¿Dóndepodemos encontrar tales objetos fabulosos?No hay más remedio que mirar fuera de laTierra, al cosmos, lo cual nos al nuevocampo de la Astrofísica y Cosmología deondas gravitatorias. Hemos dicho que hasta la fecha no hemosobservado estos estiramientos y compresio-nes debidos a fuerzas de marea viajeras y,asimismo, estamos señalando que el estudiode tales ondas gravitatorias requiere explo-rar lejanos y no siempre bien comprendidossistemas astrofísicos. Resulta por tanto líci-to cuestionarse si estas ondas gravitatoriasestán realmente ahí o si no son más que unaposibilidad teórica sin confirmación firme.

Podemos responder a esta cuestión: sabe-mos que están ahí. La confirmación provie-ne del estudio de la dinámica orbital de lospúlsares binarios. Estos sistemas están cons-tituidos por dos estrellas de neutrones giran-do una alrededor de la otra, con la particu-laridad de que cada una de ellas emite, comoun faro, una señal de radio en la direcciónde la Tierra. Este rasgo permite estudiar losmovimientos del sistema con una enormeprecisión, convirtiendo a los púlsares bina-rios en excelentes laboratorios de dinámicarelativista. En particular, observamos queestas estrellas de neutrones caen muy lenta-mente en espiral una sobre la otra, lo cualnos indica que el sistema binario está per-diendo energía. La determinación precisadel ritmo de caída en espiral lleva una firmainequívoca: el sistema pierde energía poremisión de ondas gravitatorias. El descubri-miento, observación y análisis de ondas gra-vitatorias del púlsar binario PSR1913+16valió el premio Nobel en 1993 para Hulse yTaylor. Por tanto, sabemos que las ondasgravitatorias están ahí…Antes de hacer un breve repaso de las fuen-tes astrofísicas de ondas gravitatorias, debe-mos discutir brevemente una característicafísica fundamental de las mismas: su fre-cuencia. Esto es, el número de veces que laonda oscila por segundo (1Hz = una oscila-ción por segundo). La frecuencia de unaonda gravitatoria está directamente asociadaal ritmo de oscilación del sistema gravitato-

2 ¿QUÉ EMITE ONDASGRAVITATORIAS?

Estimación cuantitativa de la magnitud ΔL de estosestiramientos/compresiones, donde r es la distancia de dicha fuente, c esla velocidad de la luz y G es la constante de Newton de la gravedad.

rio que la genera. Como en el caso de lasmareas de la Tierra, la frecuencia de la ondaes el doble de la frecuencia del movimientoen la fuente que la produce. De forma gene-ral, clasificamos las fuentes gravitatorias endos categorías: fuentes de alta frecuencia (1-104Hz) o de baja frecuencia (10-4-1 Hz).Esta clasificación responde esencialmente acaracterísticas de las “antenas gravitatorias”empleadas en cada caso, y no a una diferen-cia fundamental entre los mecanismos físi-cos en los dos tipos de fuentes. Es importan-te señalar que la frecuencia de cualquiera deestas fuentes gravitatorias es muy baja si secompara con la frecuencia típica de laradiación electromagnética (10XX Hz parala luz visible). El origen de esta dramáticadiferencia radica en el hecho de que laradiación electromagnética está asociadatípicamente al movimiento individual departículas cargadas (electrones, iones…),que vibran y oscilan muy rápidamente. Porel contrario, las ondas gravitatorias sonemitidas por grandes masas en movimientocoherente. Así, si consideramos como“baja” la frecuencia de unos 1000 Hzcorrespondiente a las ondas emitidas por unsistema binario de estrellas de neutrones,debemos considerar que dicha frecuenciaestá asociada al movimiento de traslaciónorbital de un par de estrellas (cada una conaproximadamente una vez y media la masadel Sol) que giran una en torno a la otraunas 500 veces por segundo: ¡ciertamente,una velocidad fabulosa! En definitiva, lointeresante es destacar que ondas gravitato-rias y electromagnéticas proporcionan infor-mación complementaria sobre los aspectosfísicos y dinámicos de un sistema astrofísi-co. En particular, y respectivamente, sobrelos movimientos a gran y a pequeña escala.Por último, repasamos algunas de las fuen-tes más importantes de ondas gravitatorias,lo que nos va a permitir hacernos una ideamás clara de los “paisajes” accesibles a tra-vés de esta nueva ventana al cosmos. Comofuentes de ondas gravitatorias de alta fre-

cuencia podemos señalar, en primer lugar,el colapso gravitatorio de estrellas masivasque da lugar a supernovas e hipernovas.Estas fuentes son muy relevantes en el con-texto de los estudios combinados con losdenominados estallidos de rayos gamma.Una segunda fuente de gran interés vienedada por la caída en espiral, seguida de lafusión, de sistemas binarios formados porestrellas de neutrones y/o agujeros negrosestelares, cuya masa es de unas diez vecesla masa del Sol. Asimismo, la rotación deestrellas de neutrones con “protuberancias”en su estructura constituye un eficaz emisorde radiación en esta banda de frecuencias.Estos sistemas nos permiten acceder al estu-dio de las propiedades de la materia en unascondiciones de presión y densidad quenunca podríamos alcanzar en la Tierra. Porúltimo, al igual que existe un fondo de radia-ción de microondas asociado a la expansióndel universo en el modelo de Big Bang, tam-bién existe un fondo de radiación gravitato-ria fósil que codifica información cosmoló-gica clave para comprender la formación deestructuras a gran escala en el universo.Como fuentes de baja frecuencia podemosseñalar los sistemas binarios de enanas blan-cas en caída espiral. Algunos de estos siste-mas, denominados binarias de verificación,proporcionan fuentes de ondas gravitatoriascon contrapartidas electromagnéticas cono-cidas a priori, lo cual es muy importantepara la calibración y comprobación de losdetectores.Particularmente importantes por sus impli-caciones cosmológicas y en física funda-mental son las fuentes asociadas a agujerossupermasivos situados en núcleos galácti-cos. Tales fuentes incluyen tanto la fusiónde agujeros negros en el seno de galaxias encolisión como la caída de objetos de tipoestelar en estos agujeros negros supermasi-vos. Por último, también podemos extraerinformación cosmológica a partir de laradiación de fondo gravitatoria en estabanda de bajas frecuencias.

Interferómetros láser como antenasgravitatorias

Para detectar estas ondas gravitatorias debe-mos ser capaces de medir variaciones extre-madamente pequeñas en distancias muygrandes. Como hemos comentado al discu-tir los efectos de estas fuerzas de marea via-jeras sobre la materia, las variaciones detamaño ΔL inducidas sobre un objeto de lon-gitud L son del orden: ΔL /L ~10-21. Parahacernos una idea, esto significa que sobreuna distancia de un kilómetro, debemos sercapaces de medir variaciones del tamaño¡del núcleo de un átomo! Sin duda, todo unreto tecnológico…. Y es en este punto en el que cerramos elbucle de vuelta a la luz electromagnética,con la que empezamos nuestro recorrido.En concreto reencontramos la luz en unaforma muy especial: el láser. Y jugando un

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3 ¿CÓMO PODEMOSDETECTARLAS?

ASTROFÍSICA Y COSMOLOGÍA DEONDAS GRAVITATORIAS- Las ondas gravitatorias abren una nuevaventana en astrofísica, cualitativamente distintaa la ofrecida por las ondas electromagnéticas. - Esta radiación codifica una informacióncomplementaria a la luz: nos habla delmovimiento coherente de grandes masas. - El universo es esencialmente transparentepara ellas: nos traen información de zonasocultas para la luz. En particular, ofrecen unaherramienta única para estudiar agujerosnegros.- Tanto o más importante que la confirmaciónde las fuentes que esperamos encontrar, es eldescubrimiento de nuevos mecanismos ensistemas astrofísicos que desconocemos:como nos ha enseñado el casoelectromagnético…¡deberíamos esperarsorpresas!

2.CLAVES

ONDAS GRAVITATORIAS

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papel diferente: si en la invitación al viaje laluz nos proporcionaba una ventana a laobservación, ahora nos ofrece una herra-mienta para la medición y manipulación.Durante las últimas décadas el reto de ladetección de las ondas gravitatorias ha cons-tituido un estímulo para el desarrollo de dis-tintas técnicas muy sensibles de medición,que han culminado en la puesta en funciona-miento de un sistema de interferómetrosláser como antenas gravitatorias. Estosinterferómetros están constituidos por dosbrazos perpendiculares de igual longitud a lolargo de los que circula la luz de un láser.Cuando el plano formado por los dos brazoses atravesado por una onda gravitatoria, unode los brazos se alarga y el otro se contraecomo consecuencia de las fuerzas de marea(recordar la forma de la Tierra bajo lasmareas). La luz del láser viajando en el inte-rior de los brazos nos permite medir congran precisión la variación relativa en la lon-gitud de los mismos. Para esto resulta fun-damental la faceta ondulatoria de la natura-leza de la luz, en concreto sus propiedadesde interferencia. Esto es, la propiedad deque luz más luz puede dar lugar a luz, perotambién a sombra.La luz de un láser entra en el interferóme-tro, es dividida en dos haces y cada unoviaja por un brazo (el viaje en el brazo serepite muchas veces, en lo que se denominauna cavidad resonante Fabry-Pérot).Finalmente, los dos haces del láser se super-ponen dando lugar a un patrón de interferen-cia (luces y sombras) que nos permite deter-minar la diferencia en la longitud de los bra-zos. La gran precisión de la medida radicaen la gran sensibilidad con que podemosevaluar el criterio cualitativo luz-no luz.Resulta apasionante considerar que estaposibilidad de observar la radiación gravita-toria depende críticamente de las caracterís-ticas fundamentales de la luz electromagné-tica, así como el contar con dos escalas enel problema de medición (en efecto, es unhecho afortunado para el esquema de medi-ción el que la longitud de onda de un láser,unos 1000 μm, resulte muy pequeña compa-rada con la de las ondas gravitatorias). Endefinitiva, para ver la otra luz necesitamosiluminarla con la luz de siempre, vestida enla forma especial de un láser.El prototipo de los interferómetros láser entierra es LIGO (Laser InteferometerGravitacional Observatory), construido enEstados Unidos y que cuenta con unos bra-zos de unos cuatro kilómetros. En la actua-lidad existe una red de interferómetros dis-tribuidos en distintos puntos de la Tierra:LIGO en Estados Unidos, Virgo en Italia,GEO600 en Alemania y TAMA en Japón.

Debido a la limitada resolución angular deestas antenas interferométricas, la existenciade una red global es fundamental para trian-gular la posición en el espacio de una fuen-te detectada. Estos interferómetros son sen-sibles a ondas gravitatorias con una frecuen-cia comprendida entre 10 y 10.000 Hz.Como hemos visto antes, esta banda de fre-cuencias nos ofrece la posibilidad de explo-rar la emisión gravitatoria procedente desupernovas, binarias estelares o estrellas deneutrones. Sin embargo, por debajo de los40 Hz el ruido de origen sísmico representauna barrera para la medición de las peque-ñas variaciones en la longitud de los brazos.Para acceder a frecuencias más bajas, algonecesario para explorar la colisión de aguje-ros negros supermasivos, es necesario ir alespacio. Este es el contexto del proyectoLISA (Laser Interferomerer SpaceAntenna), una antena interferométrica en elespacio con unos brazos definidos por tressatélites orbitando con una separación deunos cinco millones de kilómetros y unasensibilidad en la banda de frecuencias entre0.0001 y 0.1 Hz. Nuevamente, la precisiónrequerida para el control de los satélites quecomponen la antena representa un formida-ble reto tecnológico de cuyo desarrollo sere-mos testigos a lo largo de la próxima déca-da. Sin duda, la detección positiva de unevento por parte de los actuales interferóme-tros en tierra, o por sus inminentes versio-nes avanzadas, representará un tremendoestímulo en esta dirección.

Aquí acaba un recorrido que nos ha llevadode la luz a la luz, pasando por la otra luz.Ha sido un trayecto amplio, denso y lleno deventanas a nuevas ventanas. Por ello convie-ne, antes de finalizar el viaje, subrayar loshitos fundamentales del mismo: - Junto a las ondas electromagnéticas, existeotra luz, una radiación de naturaleza gravi-tatoria que podemos entender como mareasen propagación por el espacio.- Este otro tipo de radiación, las ondas gra-vitatorias, representa una nueva herramien-ta para la investigación en Astrofísica yCosmología. - Los interferómetros láser proporcionanantenas gravitatorias en las que usamos luzpara ver la “otra luz”.Como metáfora final del láser que nos per-mite “ver” las ondas gravitatorias produci-das por las fuentes astrofísicas, sírvanos elreflejo de la Luna (láser) que ilumina lasondulaciones en el estanque (ondas gravita-torias en el espacio-tiempo) producidas porlas gotas al caer de los árboles (sistemaastrofísico).

INTERFERÓMETROS LÁSER COMOANTENAS GRAVITATORIAS- Red de interferómetros en tierra actualmente enfuncionamiento. Aún sin detección positiva, perorepresentado ya una nueva “ventana al universo”.- Formidable reto tecnológico en marcha:detectores interferométricos avanzadosactualmente en desarrollo, tanto en tierra como enel espacio (LISA). - El desarrollo de las antenas interferométricasrepresenta y exige un esfuerzo científico ytecnológico multidisciplinar que va desde lacriogenia, la óptica y física de láseres,suspensiones y detectores en el espacio otécnicas especiales de análisis de datos yprocesamiento de señales, pasando por supuestopor la modelización de las fuentes astrofísicas.

4 ¿CON QUÉ QUEDARSETRAS ESTE RECORRIDO?

3.CLAVES LIGO

“TODO EL MUNDO SABE QUE LASESTRELLAS SON CUERPOS GASEO-SOS INCANDESCENTES, compuestasprincipalmente por hidrógeno y helio y quepasan casi toda su vida transformando eluno en el otro para obtener su energía”.Estas afirmaciones son las que siempre heescuchado y leído desde que me interesó laastrofísica. Sin embargo, no me quedabamuy claro cómo había sido posible inferirtodas esas cosas sorprendentes que no podí-amos reproducir en el laboratorio.De las estrellas solo podemos ver la super-ficie, y tan solo el Sol se encuentra a unadistancia que podríamos salvar. De hecho,el filósofo Auguste Comte ya había repa-rado en el detalle de la distancia y afirmaba(1835): “En cuanto a las estrellas, […]nunca podremos, de ningún modo, estudiarsu composición química o su estructuramineralógica. Considero que cualquier ideasobre la verdadera temperatura media dealguna estrella nos será siempre negada”.Pero Comte ignoraba otras característicasque nos impedían, incluso superando la dis-tancia, acercarnos siquiera a su superficie,como la temperatura de la atmósferaexterna de las estrellas. Por tanto es inútil(hoy día, científicamente hablando) imagi-nar un estudio in situ de estas luciérnagascelestes. Entonces, ¿cómo conocemosactualmente tanto, no solo sobre la superfi-cie y atmósferas estelares, sino tambiénsobre su evolución y composición interna?

Una ciencia poco ortodoxaEn cierto sentido, Comte tenía razón: laastronomía es una ciencia poco ortodoxa.Los principales pasos del método científicoson la experiencia, la elaboración de unateoría, la predicción y la experimentación,y este último eslabón de la cadena es el quela astronomía no puede abordar. Sinembargo, eso no significa que no podamos

llegar a entender aquello que simplementeobservamos.Imaginemos que un extraterrestre estuvieseinvestigando la Tierra para entender cómo

“funcionan” los seres que la pueblan y quesolo dispusiese de fotografías. ¿Podríarecomponer el rompecabezas de la vidahumana, incluso aunque solo nos observaradurante una semana? Si uno piensa en unaúnica persona, los datos de una semana nopermitirían deducir que una persona nace,crece, se reproduce y muere, pero la sensa-tez invita a suponer que la secuencia serámuy similar para la mayoría del resto dehumanos y que, de la muestra de seres queaparecen en una foto, cada uno se encuen-tra en un estado evolutivo (dentro de supropia vida) distinto. Solo le queda averi-guar, pues, quién se encuentra en cuál yreconstruir la secuencia.Puede suponer, además, que algunas de lasnormas que se aplican en su vida tambiénse aplicarán a la nuestra. Descubrir cuáles,que acabarán convirtiéndose en leyes uni-

versales, forma parte del sentido científico.Pero encontrar las diferencias y sus causas,dentro de estas leyes fundamentales,ampliará el conocimiento de las mismas yle otorgará una visión global del universo yde su posición en él.

Los primeros pasosLas primeras interpretaciones sobre el ori-gen y composición de los cuerpos celestesfueron de carácter místico y mitológico.Era difícil comprender el funcionamientode los objetos distantes cuando lo único quese conocía en aquel tiempo que pudieraproducir luz propia era el fuego. No esextraño que Anaxágoras, en 450 a. C., lasdescribiera como piedras llameantes.Una explicación algo más “física” (si se mepermite usar el término con el sentidoactual cuando en aquella época se definíacomo la simple observación de la natura-leza), fue propuesta por Aristóteles. Reparóen que los cuerpos que se mueven en la tie-rra (dentro de su atmósfera) se calientanpor fricción con el aire. Y dedujo que, dadoque las estrellas, aunque fijas en sus posi-ciones relativas, se mueven a lo largo de lanoche y de las estaciones con el giro de labóveda celeste, deberían calentarse por elroce que produce su movimiento. He aquíel motivo de su calor y, en consecuencia,de su brillo.Más observaciones llevaron a la primeraconclusión correcta. Aristarco de Samospensó que, si tanto el Sol como las estrellaseran los únicos cuerpos que producían supropia luz, quizás fueran de la misma fami-lia. Así, alrededor del año 200 a. C., pro-puso que tal vez las estrellas fueran solesmuy lejanos.Hubo de pasar mucho tiempo para que seavanzara en el conocimiento de las estre-llas. El primer paso fue descubrir que notodo lo que brillaba en el cielo eran estre-

El camino hacia el interiorde las estrellas¿CÓMO HEMOS AVERIGUADO DE QUÉ SE COMPONEN LAS ESTRELLAS,CUÁL ES SU TEMPERATURA O CÓMO OBTIENEN SU ENERGÍA?Por Antonio García Hernández (IAA-CSIC)

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Comparación de tamaños estelares (orden numérico):enana roja, enana amarillo -tipo solar-, enana azul e hipergi-gante azul.

llas. En un principio se llamaron nebulosas(Ptolomeo, 130 a. C.), por su carácterextendido y no puntual. Galileo, en suSiderius Nuncius (1610), observó que algu-nas de ellas eran agrupaciones de estrellasmuy lejanas, y que ofrecían un aspecto demanchas o nubes. Aunque en otras no seapreciaban estrellas, como apuntó SimonMarius dos años después al describir unanebulosa situada en la constelación deAndrómeda (se refería a la galaxia que hoyconocemos con este nombre).Inmanuel Kant atisbó la solución del pro-blema al proponer, en 1755, su teoría delos universos isla, que afirmaba que aque-llas nebulosas elípticas eran estructurassimilares a nuestra propia galaxia, la VíaLáctea, aunque muy lejanas. El filósofoformuló, además, una pionera hipótesissobre la fuente de energía del Sol y el ori-gen del Sistema Solar. Proponía una ten-dencia de “las partículas más ligeras y volá-tiles (de la nebulosa solar) lanzadas entera-mente hacia abajo del objeto central.Debido a que estas porciones más ligeras yvolátiles son también las más activas enmantener el fuego, vemos que… el cuerpoque es el centro del sistema obtiene así laventaja de convertirse en una bola llame-ante o, en una palabra, un Sol”.A partir de entonces, la física, tal y comohoy la definimos, entra en juego y el estu-dio de las estrellas como una disciplina ensí misma germina. Los acontecimientosempezaban a precipitarse.

La física tiene algo que decirNewton, entre 1670 y 1672, había descu-bierto la composición en colores de la luz:su espectro electromagnético. Casi 150años más tarde, el físico alemán Joseph vonFraunhofer se interesó por el estudio de lacomposición de la luz y, gracias a mejores

instrumentos, obtuvo espectros con unaresolución apreciable tanto del Sol como deotras estrellas. En 1814 observó ciertasbandas negras en el espectro del Sol y, en1818, estudió el espectro de otras estrellas.Era el primer paso de la espectroscopíaastronómica. Ese mismo año, realizó expe-rimentos con gases calientes, comprobandoque emitían líneas en ciertos lugares delespectro muy concretos (formando las ban-das), independientes y diferenciables, comosi se tratara de la huella dactilar de cadacompuesto. Algunas de estas emisiones seencontraban en la misma posición que enlos espectros estelares, aunque brillantes eneste caso y no oscuras como en las estre-llas. Desgraciadamente, Fraunhofer murióen 1826, con 39 años, dejando su investiga-ción inacabada.Kirchoff recogió el testigo y continuó estu-diando las emisiones de los gases calientes.En 1859 comprendió que las líneas negras

eran, en realidad, de absorción y no deemisión (de ahí que unas fueran oscuras yotras brillantes). Hizo pasar la luz prove-niente de una fuente caliente a través deciertos gases puros más fríos y se diocuenta de que cada gas absorbía la luz enlongitudes de onda concretas. Ahora sepodía conocer la composición de la atmós-fera de las estrellas, ya que los compuestosque las forman absorben la radiación máscaliente procedente de la superficie. Y, deeste modo, en 1861, determinó la composi-

ción química del Sol y descubrió, a raíz desu espectro, dos elementos nuevos: el rubi-dio y el cesio.Un par de años más tarde, el uso sistemá-tico de esta nueva herramienta motivó laprimera clasificación de estrellas. AngeloSecchi, jesuita italiano, empezó a coleccio-nar espectros y llegó a acumular unos cua-tro mil. Observó que cada uno tenía distin-tas particularidades, pero algunos compar-tían rasgos comunes. Creó un sistema decinco clases espectrales, desde la emisiónmáxima más azul hasta la más roja. Yreparó en que algunas de las líneas que apa-recían en los espectros se repetían en todosellos y que no procedían de la absorción delas atmósferas de aquellos cuerpos, sino dela propia atmósfera terrestre.Se había conseguido determinar la compo-sición de la superficie de las estrellas, laspredicciones de Comte no se estaban cum-pliendo. El futuro se presentaba halagüeño,pero aún quedaba mucho por saber. Lasrespuestas llegarían de mano de los grandesfísicos estelares… y de partículas.

Los grandes genios y el desarrollo dela física estelarEl problema angular de la astrofísica este-lar ha residido en la cuestión de la fuente deenergía que mantiene a las estrellas. Desdeel siglo XIX, con el desarrollo de la espec-troscopía, se había aceptado la idea de quelas estrellas debían ser cuerpos gaseosos.Con esta hipótesis en mente, Helmholtz,físico alemán de gran renombre en suépoca, desarrolló, alrededor de 1854, unmodelo de alimentación solar en el que esteextraía su energía por la contracción lentade su volumen, enfriándose durante esteproceso. Realizó un estudio de una esferade gas ligada por su propia gravedad encontracción y halló que, con solo una

El problema angular de laastrofísica estelar ha resididoen la cuestión de la fuente deenergía que mantiene a las

estrellas

Cortes de una estrella de tipo solar y de una gigante roja (ESO).

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Rreducción de 380 pies en su radio, estaobtendría energía suficiente para mante-nerse “encendida” un año. Este estudiorequirió de las primeras suposiciones sobrelas condiciones en el interior estelar. Es elprimer esbozo de un modelo de interior yen él se tratan correctamente los problemasdel soporte mecánico (equilibrio entre lafuerza de la gravedad y las presiones) y deltransporte de energía.Pero no solo Helmholtz estudió este tipo deobjetos. Lane, algunos años más tarde(1870), también realizó su propia investiga-ción sobre las esferas de gas autogravitan-tes, aunque su motivación era distinta:intentaba encontrar una explicación a lasmedidas altamente discrepantes que hastaentonces se tenían sobre la temperatura delSol. Y obtuvo una sorprendente solución:la esfera de gas se vuelve más calientemientras pierde energía y se contrae. Esteresultado contradecía el modelo deHelmholtz, que suponía un enfriamientodurante la contracción.No obstante, pronto surgieron teorías quesolventaban esta incómoda contradicción.Ritter desarrolló la primera teoría de evolu-ción estelar en 1883, proponiendo que unaestrella pasa por tres fases a lo largo de suvida: en la primera no es una esfera sino,más bien, una masa difusa de gas que secontrae y se calienta. En la segunda etapamantiene su temperatura constante duranteun breve periodo de tiempo, mientras quela tercera se corresponde con una fase deenfriamiento. Esta teoría, ampliada porLockyer cuatro años más tarde, complicabael modelo simple de enfriamiento, por loque no fue extensamente aceptada.Entrado ya el siglo XX aparecieron algunaspruebas que apoyaban el modelo deLockyer (y Ritter). Russell, en 1913,extrajo ciertas conclusiones de las observa-ciones que había llevado a cabo junto aHertzsprung sobre una gran cantidad deestrellas, creando el diagrama más famosode la astronomía, el diagrama H-R: soloexistían dos tipos fundamentales de estre-llas, gigantes y enanas. Basándose en el tra-bajo de Lockyer, Russell propuso que lasgigantes eran estrellas jóvenes en contrac-ción que evolucionan a partir de un estadogaseoso difuso. A lo largo de su vida, ladensidad llegaría a tal punto que se conver-tirían en líquidas, pasando a una fase enanade enfriamiento.Pero esta teoría estaba basada en una evi-dencia observacional débil y pronto se des-cubrirían sus flaquezas. En aquel tiempoexistía una discrepancia fuerte entre la edaddel Sol determinada por contracción y laderivada de los estudios sobre las edades

geológicas. Eddington se empeñó en resol-ver este problema. Para empezar, realizóuna serie de modelos teniendo en cuenta laradiación en el transporte de energía (hastaahora solo se había considerado la convec-ción para modelar este transporte, análogaa la que se produce en la ebullición delagua) y en 1917 demostró que las estrellasenanas no tenían por qué ser líquidas.El paso más importante lo dio dos añosdespués, utilizando unas observacionessobre un tipo de estrellas cuyo estudioestaba destinado a hacer germinar uncampo propio dentro de la astrofísica. Setrataba de las cefeidas, cuya luz variabacon el tiempo y que se conocían comoestrellas variables. Del estudio de estasestrellas ya había obtenido informaciónimportante Henrietta Leavitt al descubrir,en 1912, una relación entre su periodo devariación y su luminosidad intrínseca, estoes, la que mediríamos si estuviésemos en lamisma superficie de la estrella. Esta rela-ción era muy importante porque demos-traba que la variación de la luz en estasestrellas era debida a procesos propios y no

a efectos externos, como los producidospor un eclipse. Así, la variación de la luzse suponía provocada por variaciones en suradio, como si el propio objeto “latiera”.Eddington comparó observaciones recien-tes con las realizadas un siglo antes ydemostró que las cefeidas no se contraíancon la tasa requerida para explicar su lumi-nosidad. Escribió: “si la energía de laestrella se deriva solamente de la contrac-ción, el cambio del periodo debido alaumento de la densidad debe ser fácilmentemensurable. Puesto que el cambio obser-vado es demasiado pequeño, parece que laestrella debe tener otra fuente de energía”.Ante esta prueba no había refutación posi-ble, por lo que Russell, ese mismo año,elaboró una lista con las características quedebía tener toda fuente de energía que seconsiderase candidata como combustibleestelar: la energía debe liberarse en elnúcleo de la estrella y su fuente debedepender fuertemente de la temperatura.

Energía nuclear y modelos estelaresEl descubrimiento que llevaría a la identi-ficación de la energía de las estrellas sepublicó algunos años antes. Albert Einsteinproponía en 1905 que la materia era capazde transformarse en energía siguiendo latan famosa (actualmente) relación E=mc2.Es decir, acababa de descubrir que tantomateria como energía son dos caras de unamisma propiedad.

Cecilia Payne-Graposchkindemostró que el Sol está

principalmente compuesto porhidrógeno:�poseía, por tanto,

combustible de sobra para quese produjese la fusión

Las pistas que motivaron la idea de que elhidrógeno era el combustible estelar fue-ron el resultado de dos trabajos que sepublicaron en los años veinte: Astonobservó que la masa del helio (que tienedos protones y dos neutrones en su núcleo)es algo menor que la masa de cuatronúcleos de hidrógeno. Es decir, si sepudiese formar un átomo de helio a partirde la fusión de cuatro núcleos de hidró-geno, la diferencia de masa entre ambos seconvertiría en energía siguiendo la rela-ción de Einstein. La segunda pista fueaportada por la investigadora CeciliaPayne-Gaposchkin, discípula de Shapley yEddington, que demostró, cinco años mástarde de la observación de Aston, que elSol está principalmente compuesto dehidrógeno. Nuestra estrella poseía, de estemodo, combustible de sobra para que seprodujese la fusión.Las piezas del rompecabezas estabansobre la mesa, si bien había algunos deta-lles que no se podían explicar. El principalera cómo pueden los átomos superar larepulsión de Coulomb, debida a la cargaeléctrica de los protones, para acercarse losuficiente y fusionarse. Aún asíEddington, en 1926, propuso que el hidró-

geno era el candidato más adecuado paraser el buscado combustible. Con ello ade-más se quitaba la espinita de resolver ladiferencia entre las distintas edades pro-puestas para nuestro Sol: el hidrógeno per-mitiría que tuviese una vida de hasta cienmil millones de años, más que de sobrapara abarcar las eras geológicas.George Gamow, inquieto científico que seinvolucró en numerosas áreas de la física,tenía las respuestas a los molestos incon-venientes que Eddington no pudo superar.En 1928 descubrió una manera para quelos átomos rompieran la repulsión deCoulomb a través del efecto túnel. Estateoría postulaba que había una probabili-dad no nula de que un átomo, al ser lan-zado contra otro, rompiera la barreraimpuesta por las fuerzas eléctricas. Así, siun número grande de átomos se lanzasenentre sí con velocidad suficiente, unapequeña parte de ellos podrían chocar parafusionarse.A partir de este resultado encontró dosimportantes consecuencias. La primerafue la posibilidad de la generación de losprimeros elementos en el universo durantesus primeras etapas, justo después del BigBang (lo que se conoce como nucleosínte-sis estelar) y la segunda fue la elaboraciónde los primeros modelos simplificados deestrellas. Estos eran modelos de toda laestructura interna, similares a los que usa-mos hoy en día, independientes para cadaestadio evolutivo y calculados de maneramanual, esto es, sin computadoras; corríael año 1938. Hasta 1955, con los trabajosde Henyey y colaboradores, no se utiliza-rían calculadoras numéricas. Los modelosanteriores habían permitido describir ade-cuadamente el interior de las estrellas,pero no su evolución. Los nuevos mode-los de Henyey permitían obtener unavisión de la evolución. Así, en 1959, esteautor y sus colaboradores ya estaban endisposición de calcular modelos que evo-lucionaban a partir de perturbaciones deotro estado anterior: empezó el cálculo delas primeras secuencias evolutivas com-pletas.Después de todo, hemos sido capaces deentender lo que ocurre en el interior de lasestrellas y de reconstruir su evolución sinnecesidad de acernarnos a ellas.Afortunadamente, hasta los mejores filó-sofos y científicos pueden equivocarse ensus predicciones.

El futuro: pulsaciones estelaresQuedan muchas cuestiones por dilucidar,como el estado evolutivo escasamentecomprendido de las estrellas poco masivas

(del tamaño del Sol) cuando agotan elhidrógeno del núcleo, qué ocurre cuandouna estrella pierde masa a lo largo de suvida, cómo afectan la rotación o el campomagnético o qué determina la masa de unaestrella que se está formando. ¿Cuál es elcamino que están tomando las investiga-ciones para resolver estos puntos?El futuro para resolver muchas de estasincógnitas se encuentra en el análisis de lavariación de la luz de las estrellas, tantodescompuesta en su espectro como sindescomponer. Eddington, en 1919, fue elprimero en utilizar esta propiedad que seha observado en gran número de objetospara demostrar que la teoría de la contrac-ción no era válida. Me estoy refiriendo aldescubrimiento de que la mayoría de lasestrellas pulsan y eso provoca variacionesen su brillo (aparte de la pulsación, exis-ten otros fenómenos que producen unavariación en el brillo que nos llega de laestrella).Aunque las pulsaciones estelares ya sehabían explicado grosso modo a princi-pios del siglo XX, fue el descubrimientode las pulsaciones de cinco minutos delSol (Legihton, 1962) lo que impulsó lacreación de una nueva rama de la astrofí-sica, capaz de darnos información directadel interior de las estrellas: la astrosismo-logía. El efecto es el mismo que ocurre enla Tierra con los terremotos. Los movi-mientos de tierra dependen de la compo-sición y distribución de las capas por lasque se propagan. De este modo, estu-diando la onda y sus reflexiones, los geó-logos obtienen un mapa del interior denuestro planeta. En otras palabras, sialguien quisiera saber de qué material estácompuesto un objeto, le bastaría con darleunos golpecitos para que el sonido queprovocase le diera indicios sobre suscaracterísticas.Siguiendo este razonamiento, la astrosis-mología se ha desarrollado en los últimosaños y ha dado resultados tan importantescomo el perfil de la velocidad del sonidoen el interior del Sol (Christensen-Dalsgaard y colaboradores en 1985). Estono se puede conseguir aún con otras estre-llas debido a la distancia, pero el lanza-miento reciente de algunos satélites dedi-cados a este tipo de estudios, comoCoRoT o Kepler, están acercándonos aestos resultados.El futuro próximo se presenta excitante.Cada vez estamos más cerca de mirar“directamente” dentro de las estrellas y,para ello, solo tenemos que usar lo quesiempre ha maravillado al hombre deellas: su luz.

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Evolución estelar: distintos escenarios dependiendo de la masade la estrella. Fuente: Chandra (NASA).

EL INTERIOR DE LAS ESTRELLAS

Las temperaturas que se alcanzan en invierno en las regiones polares son tanfrías que el CO2 atmosférico se congela y se deposita en superficie, lo que dalugar a los casquetes polares. Al llegar la primavera, y con ella los primeros rayos desol, la temperatura aumenta, el casquete polar comienza a sublimar y el CO2 vuelve a laatmósfera en forma gaseosa (tampoco el CO2 puede estar en estado líquido en Marte). Unturista ingenuo podría pensar que esto no es nada especialmente exótico: también nuestro planeta tiene casque-tes polares. Sin embargo, hay una diferencia fundamental. En la Tierra es el vapor de agua, un componente mino-

ritario de la atmósfera, el que se congela y forma los casquetes polares, por lo que este ciclo no afecta a la masaatmosférica. En Marte es el componente mayoritario de la atmósfera, el dióxido de carbono, el que se deposita en

los casquetes polares, de forma que en este ciclo de congelación y sublima-ción interviene hasta una tercera parte de la atmósfera. Esto hace

que la presión superficial tenga fuertes variaciones, de hastaun 30%, durante un año marciano.

Entre las características que diferencian la atmósfera marciana de la terres-tre podemos destacar dos. En primer lugar, la atmósfera marciana se com-pone mayoritariamente por dióxido de carbono (CO2), en lugar de la mezclade nitrógeno (N2) y oxígeno (O2) que hace respirable la atmósfera terrestre.En segundo lugar, la atmósfera de Marte es mucho más tenue: la presiónmedia en superficie es más de cien veces menor que la presión a nivel delmar en la Tierra. Esto tiene importantes implicaciones: a estas presiones, elagua no puede hallarse en estado líquido y pasa directamente de estadogaseoso a estado sólido, y viceversa. Es decir, en condiciones normales, nopuede haber agua líquida en la superficie del planeta rojo. Además, una atmósfera fina, como la marciana, tiene mucha menos capaci-dad para redistribuir la energía que una atmósfera densa, como la venusina.Por ello, las variaciones de temperatura en Marte, tanto entre día y noche

como entre las distintas estaciones, son mayores a las que estamos acostum-brados en nuestro planeta. Así, si en un buen día de verano, a mediodía, latemperatura en Marte puede ser similar a la de un día primaveral en España,unos 10-20 grados, al caer la noche el termómetro puede bajar hasta unosheladores -60 grados. Y si nos desplazamos hasta el polo del hemisferio deinvierno las temperaturas descienden por debajo delos -140 grados. Otra consecuencia curiosa dela naturaleza tenue de la atmósfera resideen que, en las capas atmosféricasmás cercanas a la superficie delplaneta, la temperatura varíafuertemente con la altura.Durante el día, un turista queposara sus pies en Marte ten-dría los pies unos 20 gradosmás calientes que la cabeza.

SI ALGÚN DÍA LOS VIAJES INTERPLANETARIOS TRIPULADOS SE HICIERAN REALIDAD Y EL TURISMO DE MASAS INVADIERA EL SISTEMA

SOLAR, PROBABLEMENTE MARTE SERÍA EL DESTINO TURÍSTICO MÁS DEMANDADO. SU ESPECTACULAR OROGRAFÍA, LA MÁS EXTREMA

DEL SISTEMA SOLAR, ATRAERÍA A MONTAÑEROS Y AVENTUREROS. EL TURISTA MENOS ATREVIDO PODRÍA VISITAR LOS LECHOS DE

LOS VALLES POR DONDE, EN UN PASADO REMOTO, EL AGUA CIRCULABA, O LOS CAMPOS DE DUNAS DEL HEMISFERIO NORTE

COMO CADA VEZ QUE VISITAMOS UN NUEVO LUGAR, MUCHOS RINCONES DEL CLIMA

MARCIANO SE NOS QUEDAN SIN EXPLORAR: LA RECIENTE (Y AÚN CONTROVERTIDA)

DETECCIÓN DE METANO EN SU ATMÓSFERA O EL MOTIVO DE QUE, SI MARTE HOY DÍA

NO PUEDE ALBERGAR AGUA LÍQUIDA, HAYA FUERTES EVIDENCIAS GEOLÓGICAS DE SU

PRESENCIA EN EL PASADO REMOTO (Y NO TAN REMOTO). HABRÁ QUE IR

BUSCANDO BILLETE PARA UNA NUEVA VISITA AL PLANETA ROJO.

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ADEMÁS MARTE ES, DE TODO EL SISTEMA SOLAR, EL CUERPO MÁSPARECIDO A NUESTRO PLANETA Y EL QUE TIENE UN CLIMA MÁS BENIGNO.MARTE, CUYOS DÍAS TIENEN UNA DURACIÓN SIMILAR A LA DE LOS DÍASTERRESTRES, ESTÁ SITUADO SOLO LIGERAMENTE (A LA ESCALA DELSISTEMA SOLAR) MÁS LEJOS DEL SOL QUE LA TIERRA. POR ELLO, SUSTEMPERATURAS SON ALGO MÁS FRÍAS QUE LAS TERRESTRES, PERO MUCHOMÁS AMIGABLES QUE LAS GÉLIDAS TEMPERATURAS DE LOS REMOTOS

PLANETAS GASEOSOS O LAS ABRASADORAS DE MERCURIO Y VENUS. ELEJE DE ROTACIÓN MARCIANO TIENE UNA INCLINACIÓN SIMILAR A LA DEL EJETERRESTRE, POR LO QUE EL AÑO MARCIANO (QUE DURA UNOS 687 DÍAS),ESTÁ MARCADO, COMO EL AÑO TERRESTRE, POR UN CICLO ESTACIONAL.PERO LA ATMÓSFERA DE MARTE TAMBIÉN PRODUCE ALGUNOS DE LOSFENÓMENOS CLIMÁTICOS MÁS EXÓTICOS, SIN PARANGÓN EN NINGUNO DELOS OTROS CUERPOS QUE FORMAN NUESTRO SISTEMA SOLAR

EL EXÓTICO CLIMA MARCIANO

La atmósfera de Marte

Una atmósfera que se congela

La atmósfera de Marte es extremadamente seca. Si concentráramosen la superficie toda el agua que hay en la atmósfera de Marte, forma-ría una capa de un espesor de solo unas cuarenta micras (una micraes una millonésima parte de un metro). Sin embargo, como las tempe-raturas atmosféricas son muy bajas, el aire se satura fácilmente deagua y da lugar a nubes o a la formación de escarcha durante la noche.Las nubes, más abundantes en las regiones polares durante el inviernoy en regiones ecuatoriales durante el equinoccio de primavera, tienencaracterísticas que serían familiares para un turista terrestre. Los flan-cos de las altas montañas marcianas suelen tener asociados penachosde nubes, y, al amanecer, pueden formarse nieblas en el fondo de losvalles. Como estas nubes están formadas por partículas de hielo deagua muy pequeñas, no producen precipitación: son similares a loscirros terrestres. Sin embargo, recientemente, la sonda Phoenix, que se posó en super-ficie en las altas latitudes del hemisferio norte de Marte, observó cómo de una nube sedesprendían penachos de partículas de hielo, que llegaban hasta la superficie. ¡Por pri-mera vez veíamos cómo nevaba en Marte!Además de estas nubes de hielo de agua, en Marte también se forman unas nubes másexóticas, compuestas por hielo de dióxido de carbono. Suelen producirse en la fríanoche polar, o en capas muy altas (entre 60 y 100 km de altura) de la atmósfera.

Agua, nubes y ¡nieve! otros yensayosdeconstrucción

por Francisco González Galindo (IAA-CSIC)

IMAGEN: Evolución del casquete polar norte con el paso de lasestaciones. Durante el invierno, el casquete polar ocupa granparte de la región de altas latitudes (izquierda). Con la llegadade la primavera, el casquete comienza a retroceder (centro)hasta alcanzar su mínima extensión al final del verano

(derecha). Imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble. Crédito:

JPL/NASA/STScI.

Si existe un elemento que define la atmósfera de Marte, setrata de la presencia de polvo en suspensión. El fino polvomarciano se halla siempre presente en la atmósfera mar-

ciana, de manera que la deposición de polvo sobrelos paneles solares es uno de los problemas

elementales a los que deben hacerfrente los robots que operan en la

superficie del planeta. En las plani-cies marcianas, durante lashoras de mayor temperatura,suelen formarse remolinos depolvo similares a los que seforman en los desiertos terres-

tres, pero con alturas que pueden llegar a los diez kilómetros y que dejan a supaso marcas características sobre la superficie del planeta. A escalas mayo-res, es frecuente la formación de tormentas de polvo, que suelen abarcar cien-tos de kilómetros pero que en ocasiones pueden llegar a cubrir todo el planeta.Estas grandes tormentas de polvo afectan a la temperatura atmosférica, yaque el polvo absorbe eficientemente la radiación solar. Se forman siempre enla misma época, cuando es verano en el hemisferio sur y el planeta se sitúaen el perihelio de su órbita (el punto más cercano al Sol). Sin embargo, notodos los años se forman estas tormentas globales: por qué unos años elpolvo cubre todo el planeta y otros no es uno de los grandes misterios porresolver del planeta vecino.

Escarcha sobre la superficie de Marte, en una imagen tomada por la sondaViking Lander 2. La escarcha se forma en los meses de otoño e invierno, y

forma una capa extremadamente fina, posiblemente de unas pocas micras deespesor. Crédito: NASA/JPL

Nubes en el cielo marciano sobre el cráter Endurance. Las nubes presentan una apariencia fila-mentosa, similar a los cirros terrestres. Imágenes tomadas por el robot Opportunity (NASA/JPL)

Polvo

Fin del viaje

Remolinos de polvo pasando cerca del robot Spirit. Estos remolinos son especialmentefrecuentes en primavera y verano y pueden llegar a tener varios kilómetros de altura.Crédito: NASA/JPL/Texas A&M

Dos caras del planeta: en condicionesnormales (izda),vemos detalles de su

superficie. Pocos meses después, unatormenta global de polvo oculta la

superficie del planeta (dcha). NASA, JamesBell (Cornell Univ.), Michael Wolff (Space Science

Inst.), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

El pasado 25 de mayo, y tras no haber recibido ninguna señal de él desde marzo de 2010, la NASA anunciaba el fin de la misión del robot Spirit.El rover, diseñado para sobrevivir tres meses, llevaba más de seis años trabajando sobre suelo marciano y enviándonos imágenes como el

espectacular atardecer que figura en el fondo de este reportaje. Fuente: NASA/JPL/Texas A&M/Cornell.

octubre 1996

enero 1997

marzo 1997

Los fenómenos que estudio ocurrie-ron hace mucho tiempo. De hecho,sucedieron antes de que yo naciera -

bueno, mucho antes de eso. Es más,muchos de ellos ocurrieron antes de que elSol y la Tierra se formaran.No conocen el calendario. Tienen la malacostumbre de contactar conmigo en formade “alerta SMS” a cualquier hora y día,aunque tienden a ser caprichosos y fasti-diarme los fines de semana. Son bastantecomunes en el universo, pues sé de ellos (yconmigo otros cientos de astrónomos)más o menos una vez por semana. Aunquesu vida es realmente corta (desde pocosmilisegundos hasta varios cientos desegundos) su luz viene atravesando el uni-verso en un viaje que puede durar hastamás del 95% de la edad del universo. Así,supongo que no resulta fácil entendercómo un pulso de radiación electromag-nética procedente del universo más primi-tivo es capaz de despertarme mediante elmóvil un sábado a las tres y media de lamañana. Intentaré explicarlo.Estos pulsos de radiación se conocencomo estallidos de rayos gamma o GRBs(del inglés Gamma-Ray Burst), y la mayorparte de su energía se detecta en rayosgamma, radiación que, afortunadamente(entre otras cosas para nuestro ADN),nuestra atmósfera bloquea. Esto provocaque para su detección necesitemos ponerórbita satélites con telescopios* de rayosgamma. Estos satélites, entre los que des-taca Swift (NASA), localizan los GRBs ydistribuyen, mediante un sofisticado yrápido sistema de alertas, su posición a losmóviles de un grupo de astrónomos detodo el mundo para que puedan observar-los desde tierra en longitudes de onda quesí atraviesan la atmósfera, es decir, óptico,infrarrojo cercano y ondas de radio. Y unarespuesta ágil es fundamental porque el“resplandor” de estos fogonazos se desva-nece muy rápidamente en el cielo. Mi trabajo consiste en responder a estosSMSs alertando a distintos observatorios.En mi casa tengo mapeada la red de micompañía de móvil y ya forma parte de laliturgia nocturna colocarlo en el rincón demáxima cobertura tras asegurarme de quetiene batería suficiente. Uno podría pensar que los que trabajamosen este negocio al menos tenemos los días

para descansar un poco. Pero, afortunada-mente (o desafortunadamente para nues-tros nervios) podemos hacer uso de unared telescopios distribuidos por todo elmundo, de tal forma que siempre es denoche para alguno de los telescopios denuestra red.

8 de mayo de 1997La primera vez que conocí (o mejor dichome telefoneó) uno de ellos, yo era un cán-dido, inocente y entusiasta estudiante dedoctorado que se dedicaba a otros menes-teres científicos. Por aquel entonces hacíami tesis en el LAEFF (Laboratorio deAstrofísica Espacial y Física Espacial)situado a las afueras de Madrid. Aunquesuene a topicazo, he de admitir que aque-lla llamada cambió mi carrera científica.Debía de ser la una madrugada cuando mesorprendió en el LAEFF una llamadadesde Italia. Era el investigador principal

del satélite BeppoSAX**, que necesitabahablar urgentemente con mi director detesis que, como es natural, no estaba a esashoras en el trabajo. El investigador italianome informó, bastante exaltado, que susatélite había localizado un GRB hacíamuy pocas horas y que necesitaba quealguien lo observara desde tierra lo antesposible. En mi candidez y en ausencia demi director me ofrecí a ayudarle (no sabíadónde me metía…). Él me proporcionóunas coordenadas “secretas” y me puse allamar a toda prisa a distintos observato-rios con la esperanza de convencer a algúnincauto astrónomo de que cediera sutiempo para la búsqueda de algún objetonuevo en esas coordenadas. Era el 8 demayo de 1997, por lo que la criatura pasóa llamarse GRB970508. El atrevimiento juvenil me costó dos díasde sueño, pero mereció la pena. Dosentusiastas astrónomos accedieron a ayu-

darme y tomaron unos datos que, pasadoscatorce años, forman parte de los libros dela astronomía. Estos datos y otros (mejo-res, tengo que admitir) tomados pordiversos grupos internacionales sirvieronpara demostrar que los GRBs no solo eranobjetos extragalácticos sino que ocurrían amiles de millones de años luz de distancia.La gran distancia que se midió implicabaque la energía emitida por los GRBs eradescomunal, muchísimo mayor que la pre-decía la mayoría de los trabajos teóricos.Así, de la noche a la mañana los GRBs seconvirtieron en los fenómenos más ener-géticos del universo.Creo que fue más un encuentro casual queun amor a primera vista. Sin embargo,como si de un “hasta que la muerte nossepare” se tratara, GRB 970508 hizo quedesde entonces siga trabajando en estenegocio de los GRBs.

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el “Moby Dick” de...

“Así, de la noche a lamañana los GRBs seconvirtieron en losfenómenos más energéticosdel universo”

GRB 970508

...Javier Gorosabel(IAA-CSIC)

Nacido en Eibar (Guipúzcoa) en 1969. Realizósu tesis doctoral en el LAEFF (Laboratorio deAstrofísica Espacial y Física Fundamental) y enla Universidad de Valencia en el 1999.Actualmente es Investigador Científico delCSIC.

GRB 970508, detectado el 8 de mayo de 1997.

*Estamos hablando más de detectores de altas energíasque de telescopios convencionales basados en principioscomo la refracción (lentes) o la reflexión (espejos).** Satélite ítalo holandés operativo desde 1996 hasta 2003.Revolucionó el campo de los GRBs detectando por primeravez su emisión en rayos X y localizándolos con una pre-cisión sin precedentes hasta entonces.

Antonia Maury nació en Nueva York el 21 demarzo de 1866 en el seno de una familia degrandes intelectuales. Su abuelo materno fueJohn William Drapper, el historiador y astró-nomo que tomó la primera fotografía de laLuna, y su tío, Henry Draper, un reputadoastrónomo de la Universidad de Harvard.Según la historiadora y astrónoma DorritHoffleit, este ambiente influyó desde suinfancia en su educación y ya a los cuatroaños pasaba gran parte de su tiempo consu tío Henry Drapper en el laboratorio,entre tubos de ensayo. Su padre, el PastorMytton Maury, se encargó personalmentede la educación de sus hijos y Antonia alos nueve años leía a Virgilio en latín. Con esta educación tan esmerada entró aestudiar en el Vassar College, y se con-virtió de inmediato en una de sus alumnasmás distinguidas. El ambiente generadopor la astrónoma Maria Mitchell entre susalumnas contribuyó a desarrollar aún mássus capacidades intelectuales. Se distin-guió especialmente en filosofía y astrono-mía, debatiéndose continuamente a lahora de dedicarse profesionalmente a unade estas disciplinas. Su estancia en Vassarfue tan enriquecedora y divertida que enla fiesta de graduación en 1886 le dedicóun poema al Vassar College, descri-biendo el ambiente acogedor y el senti-miento de libertad transmitido por estainstitución.Al terminar sus estudios, comenzó a trabajarcon el grupo de astrónomas de Pickering enel proyecto de clasificación de los espectrosdel catálogo Henry Drapper. A la muerte desu tío, su viuda financió con 400.000 dólaresel proyecto iniciado por su marido, cuya res-ponsabilidad recayó en el director delObservatorio de Harvard, Edward Pickering.Antonia se sintió feliz al concentrar susesfuerzos en la empresa iniciada por su tío.El primer trabajo que le asignó Pickering fuela determinación del periodo orbital de labinaria por él descubierta Zeta Ursa Majoris.En el curso de la investigación, Antonia des-cubrió la segunda binaria espectroscópicaconocida Beta Aurigae. Durante este trabajosurgió el primer conflicto con el jefe.Pickering anunció el descubrimiento en lareunión de la Academia Nacional de Cienciasen Philadelphia en 1887, haciendo solo unabreve reseña "a la contribución de MissMaury".

Aquí es necesario un pequeño inciso para cla-rificar cuál era la situación en el Observatoriode Harvard. Cuando Pickering tomó su direc-ción, recibió el encargo de Mrs. Draper decompletar el estudio iniciado por su marido:clasificar 200.000 espectros estelares.Pickering descubrió que las mujeres eran tanbuenas como los hombres para dicho trabajoy cobraban tres veces menos, 10,5 dólares porsemana. Así que contrató un nutrido grupo demujeres que durante cuarenta años realizarondicho trabajo, conocidas como “mujeres cal-

culadoras”. Antonia Maury fue la “calcula-dora” encargada de la catalogación de losespectros estelares del hemisferio norte, paralo que tenía que revisar cientos de placas foto-gráficas. Se le pedía que las clasificara segúnel sistema monodimensional desarrollado porAnnie Jump Cannon, pero pensó que dichoesquema era demasiado simple para la com-plejidad que observaba en las líneas de lasestrellas. Así que las subclasificó, sin previaconsulta al profesor Pickering, atendiendo ala anchura y nitidez de las líneas como: a-líneas anchas y bien definidas, b- líneas con-fusas pero de la misma intensidad que las detipo a y c cuando las líneas de hidrógeno y de

helio son estrechas y bien definidas mientrasque las de calcio son más intensas. Este tra-bajo no fue bien recibido por Pickering.Según Hoffleit, “en vez de valorar suesfuerzo por comprender la naturaleza de lasestrellas, le irritaba su independencia y auto-suficiencia apartándose del trabajo asig-nado”. Debido a las fricciones con Pickeringdejó el Observatorio en 1890, aunque volvióesporádicamente en 1893 y en 1895 hasta verpublicado su trabajo en 1897. Durante las dosdécadas siguientes impartió clases en la

escuela Miss Masson de Nueva York y seencargó de la gestión del Draper ParkMuseum. Regresó a Harvard como ayu-dante en 1918 y trabajó bajo la direccióndel nuevo director, el profesor Shapley,hasta que se retiró en 1948.

Avances excepcionalesDorrit Hoffleit dice: "a pesar de las dife-rencias con Pickering, ella jamás men-cionó su mala relación con él, siendo muydiscreta cuando mencionaba su experien-cia en el Observatorio de Harvard. Encontraste, daba gracias al cielo por lasopiniones del astrónomo danésHertzsprung vertidas sobre su trabajo".Hertzsprung había encontrado diferenciasen la luminosidad estelar para estrellas delmismo color. Cuando se tropezó con eltrabajo de Antonia Maury descubrió queella había explicado su descubrimientocon su esquema de clasificación treintaaños atrás. Llegó a decir de Maury que“la subclasificación de las estrellas como

enanas y gigantes es el avance más impor-tante en la clasificación estelar desde Vogel,a quien debemos el uso del espectrógrafo enastronomía y Secchi, que desarrolló el primersistema de clasificación estelar”. Hay quienopina que incluso la propuso para premioNobel. Cuando en 1913 Hertzsprung y Russell crea-ron el conocido diagrama de evolución este-lar, se demostró que Antonia Maury teníarazón. En 1922 la Unión AstronómicaInternacional reconoció su clasificaciónincluyendo el prefijo c para las estrellas quemuestran líneas estrechas y bien definidas.En 1943, los astrónomos Morgan, Keenan yKellman adoptaron la clasificación completade Maury en una versión revisada del cata-logo de Draper conocida como sistemaMKK. Ese año le fue concedido a AntoniaMaury el premio Annie J. Cannon por des-arrollar el sistema de clasificación estelar quePickering había rechazado.

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POR JOSEFA MASEGOSA (IAA-CSIC)

Un espíritu libreAntonia Maury:

Cuando Hertzsprung se tropezó con eltrabajo de Antonia Maury, descubrió

que ella había explicado sudescubrimiento con su esquema de

clasificación treinta años atrás

A la caza de neutrinos estérilesActualidad

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� Los neutrinos son una de laspartículas más difíciles de cazar paralos físicos. Se trata de partículas ele-mentales que, teniendo carga eléctri-ca nula, interactúan con el resto de lamateria solamente a través de lafuerza nuclear débil, lo que dificultasu detección. Desde el descubri-miento del primer neutrino en 1956,estas partículas siguen siendo mate-ria de debate y un campo de investi-gación muy activo. A día de hoysabemos con seguridad que existentres familias diferentes de neutrinos yantineutrinos. En 1998 se descubrióque los neutrinos tienen una masapequeñísima, no nula como se supo-nía en el modelo estándar de partí-culas, aunque todavía no conoce-mos su valor con exactitud. Estedescubrimiento fue de enormeimportancia porque constituye unaclara evidencia de la existencia de,como se suele decir, física más alládel modelo estándar y, además, lamasa de los neutrinos determina suspropiedades y en particular la mane-ra en la que oscilan de una familia aotra.Como si no fueran suficientes estastres familias de partículas insensi-bles a nuestros esfuerzos por estu-diarlas, recientemente se han idoacumulando evidencias de la exis-tencia de una cuarta familia de neu-trinos aún más difícil de observar. Setrata de los neutrinos estériles, asíllamados porque no interactúan através de la fuerza nuclear débil, sinosolo a través de la fuerza gravitacio-nal. Después de casi dos décadasdesde la primera evidencia de laposibilidad de su existencia, pareceque tenemos más indicaciones posi-tivas. Una proviene del estudio de laradiación cósmica de microondas yotra, aún más reciente e intrigante,de observaciones en rayos X.La radiación cósmica de microondases una huella importantísima que

nos ha dejado el universoprimordial con la quehemos podido obteneralgunos de los resultadosmás impresionantes delas últimas décadas. Elestudio de las pequeñísi-mas fluctuaciones de estaradiación es crucial paranuestra compresión deluniverso. La colaboracióndel experimento WMAPha publicado reciente-mente los resultados delas observaciones de laradiación cósmica demicroondas de los últimossiete años, y resulta quetienen evidencias de queel número de familias deneutrinos debe de sercuatro, dejando espaciopara la existencia delneutrino estéril. Otra evidencia muy reciente provie-ne de las observaciones del satélitede rayos X Chandra. Los investiga-dores Michael Lowenstein yAlexander Kusenko han utilizadodicho instrumento para observar lagalaxia enana Willman 1, satélite denuestra Vía Láctea. Las galaxiasenanas son objetos muy particularese importantes porque por una partesu masa, como la masa del universoentero, está dominada por materiaoscura y, por otra, porque su compo-nente de materia luminosa ordinariaes muy pequeña. Resulta que lasgalaxias enanas son los objetos conla proporción de materia oscura conrespecto a la de materia ordinariamás alta de todos. Esto implica queson objetos ideales para la búsqueday detección de materia oscura, yaque la emisión debida a la materiaordinaria es muy reducida facilitandoasí las cosas. Si los neutrinos estéri-les existen deberían emitir en rayosX a la hora de decaer en neutrinos

más ligeros. Y Lowenstein yKusenko han detectado una señalconsistente con un neutrino estéril demasa de 5 keV. Si la existencia deesta partícula fuera confirmadapodría significar un enorme avancepara varios campos de la física.Sería claramente un gran descubri-miento para la física de partículas y,además, los neutrinos estérilespodrían ser la partícula componentede la materia oscura. Si este fuera elcaso, se habría solucionado un mis-terio que deja sin dormir a los físicosdesde hace varias décadas. No obstante el entusiasmo de unresultado tan “tentador”, hay queseñalar que está lejos de ser definiti-vo y debe ser confirmado por otrasobservaciones y por otros camposde la física. A día de hoy existe bas-tante desacuerdo sobre las propie-dades del posible neutrino estéril.Mientras, como hemos dicho, losresultados de Chandra sugieren laexistencia de un neutrino con unamasa bastante grande, los resulta-

dos de WMAP apuntan a un neutrinocon una masa mucho más pequeña.Está claro que resulta difícil conciliarestos dos resultados, estando aúnambos por confirmar. Otras indicaciones vienen, y ven-drán, de los experimentos de la físi-ca de partículas, en particularMINOS y MiniBooNe situados en elFermilab. Los datos de MiniBooNe,junto con otros experimentos de neu-trinos de todo el mundo, tambiénindican la existencia de cuatro fami-lias, dejando espacio para el neutrinoestéril. Por otro lado, MINOS estárestringiendo cada vez más la venta-na de posibilidades para los neutri-nos estériles y sus propiedades,haciendo más sencillo el trabajo deastrofísicos y cosmólogos. En fin, elcuadro no está nada claro y estálejos de serlo, pero todo pareceapuntar a la existencia de otro neutri-no, así que habrá que tener los ojosbien abiertos.

Fabio Zandanel (IAA)

Imagen del experimento MINOS. Crédito: Peter Ginter.

Además de las tres familias deneutrinos existentes, varios resultadosapuntan a que existe una cuarta, quesolo puede detectarse por suinteracción gravitatoria

� Desde su hallazgo en 1947, lasestrellas subenanas calientes, untipo de estrellas azules y viejas (oen un estadio evolutivo avanzado),presentan un doble problema. Porun lado, se desconoce cómo se for-man, o qué mecanismos provocanque una estrella gigante roja sedesprenda de la mayor parte de suenvoltura de hidrógeno para darlugar a una subenana caliente. Y,por otro, se trata de estrellas conapariencia similar a otros tipos deestrellas azules, como las enanasblancas o las estrellas de tipo OB,lo que dificulta su correcta catalo-gación y estudio -de hecho, suhallazgo se produjo en una campa-ña de búsqueda de enanas blan-cas-. “Habíamos detectado subenanascalientes pulsantes y en sistemasbinarios, objetos muy interesantesporque nos permiten conocer suestado evolutivo. Pero constituyenun porcentaje pequeño de lassubenanas calientes catalogadas,así que emprendimos el proyectode detectar nuevas subenanascalientes que nos permitiera hallarobjetos de gran interés”, comentaRaquel Oreiro, astrónoma del IAA yespecialista en este tipo de obje-tos. Gracias a las facilidades delObservatorio Virtual, que permiteun acceso rápido y unificado acatálogos masivos, se desarrollóun método que se ha mostrado efi-caz en la obtención de muestras nocontaminadas.

Un nuevo métodoPrimero se realizó un estudio enprofundidad de las característicasde las subenanas calientes bienconocidas, así como de los posi-bles contaminantes: enanas blan-cas, variables cataclísmicas yestrellas OB. A continuación, losinvestigadores emplearon elObservatorio Virtual para obtenerlos datos de varios catálogos

(GALEX, 2MASS ySuperCOSMOS) de una muestrade objetos azules, y poder estable-cer los criterios más eficientes a lahora de distinguir las diferentesclases de objetos. La aplicación de varios criterios ofiltros fue acotando la muestra soloa las subenanas calientes. Porejemplo, la combinación de losdatos de GALEX, 2MASS ySuperCOSMOS, que se centran enel ultravioleta, el infrarrojo y en losmovimientos propios de los objetosrespectivamente, permitió descar-tar la mayoría de las enanas blan-cas, así como una gran parte delas variables cataclísmicas y estre-llas OB.“Un 72% de las subenanas calien-tes pasaron todos los filtros, y soloun 3%, 4% y 6% de enanas blan-cas, variables cataclísmicas y

estrellas OB contaminaron laselección, una proporción muy bajacomparada con los catálogos usa-dos hasta ahora”, concluye RaquelOreiro. Comprobada la eficacia del proce-dimiento para la selección de sube-nanas calientes, se aplicó a dosregiones distintas del cielo y sehallaron treinta candidatas, veinti-

séis de las cuales se confirmaroncomo subenanas calientes, lo quesuponer un factor de contamina-ción de solo un 13% y corrobora lavalidez del método, que ya se estáempleando para una búsqueda sis-temática de subenanas calientesen la Vía Láctea.

Silbia López de Lacalle (IAA)

Un nuevo método parala búsqueda de estrellassubenanas calientes

La escasez de las muestrasactuales y su confusión conotros tipos de estrellasazules hacían necesario unnuevo método debúsqueda y catalogación,que se ha llevado a cabocon el Observatorio Virtual

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Las estrellas pasan gran parte de su vida en la secuencia principal, queconstituye su etapa adulta y se caracteriza por la obtención de energíamediante la fusión de hidrógeno en el núcleo. Una vez consumido elhidrógeno, la estrella comienza la etapa de gigante roja, en la que lascapas externas se hinchan y enfrían -la estrella aumenta su radio unascien veces y su temperatura desciende-, y el núcleo comienza a que-mar helio. En algunos casos, durante este periodo se produce un fenómenoque da lugar a las subenanas calientes: la gigante roja se despren-de de su envoltura de hidrógeno y retiene solo una pequeña frac-ción, de modo que conserva una estructura formada por un núcleode helio y una capa de hidrógeno muy poco densa. El motivo de esta pérdida de masa constituye una incógnita: podríadeberse a que la estrella transfiere masa a una estrella compañera,pero en el caso de las subenanas individuales se desconoce qué puedeprovocar la pérdida de la envoltura. No se trata de un problema trivial,ya que una fracción considerable de estrellas de masa similar al Sol pasa-rá por este estado evolutivo.

¿CÓMO SE DESPRENDE UNA ESTRELLADE SU ENVOLTURA?

Arriba: Gráfica que muestracómo los filtros van acotando lamuestra solo a las subenanascalientes (cruces azules).Izda: posición de las subenanascalientes en el diagrama HR,que relaciona el color(temperatura) con la luminosidadde las estrellas.

Imagen: concepción artística de unaestrella subenana caliente, formada porun núcleo de helio y una capa dehidrógeno muy poco densa (IAA).

� Es bien conocido que la luzpuede mostrarse en dos formas dis-tintas aunque equivalentes: dospolarizaciones. Podemos hablar deuna luz que gira como las agujas deun reloj y otra en sentido antihorario.No hay más que asistir a una pelícu-la con efectos 3D para experimentarlas posibilidades de las luces polari-zadas (no todos los cines 3D utilizanel mismo sistema; si observan que lapantalla del cine no es blanca sinoplateada, están seguramente en pre-sencia de un sistema basado en lapolarización). Nuestro ojo desnudono es capaz de distinguir entre lucescon distinta polarización (algunaspersonas al parecer pueden en fenó-menos como el cepillo de Haidinger),pero un cristal polarizador puedehacer el trabajo por nosotros. Cadacristal polarizador de una gafa 3Ddeja pasar un solo tipo de luz polari-zada, por lo que podemos orquestarque cada ojo vea una imagen dife-

rente, la esencia del 3D.Físicamente, la luz no es ni más nimenos que la propagación de unaoscilación en el campo de fuerzaselectromagnético. Desde este puntode vista, la polarización circular sepuede describir como el giro de ladirección en la que tira la fuerza eléc-trica; este giro se produce en todoslos puntos del espacio al unísono. Menos conocido es el hecho de quela luz (como cualquier otro campo defuerzas propagativo) tiene además lacapacidad de girar globalmente: unfrente de ondas luminosas puede, enciertas circunstancias, adquirir unaforma helicoidal giratoria. Técnicamente, la polarización y lahelicoidalidad de la luz se asocian,respectivamente, al espín y almomento angular orbital de los foto-nes, las oscilaciones elementales delas que se compone la luz. La deter-minación de la helicoidalidad de la

luz recibida abre un nuevo canal derecepción de información sobre losobjetos emisores. Este canal podríaser de especial relevancia para laastrofísica. En un futuro quizá hable-mos de estudios “helicométricos”además de los habituales estudiospolarimétricos.Recientemente ha aparecido un artí-culo en Nature firmado por F.Tamburini y colaboradores en el quese destaca el hecho de que la rota-ción de un agujero negro puedeimprimir un carácter helicoidal a laluz que se emite en sus cercanías,como la proveniente de discos deacrecimiento a su alrededor.Detectar el grado de rotación de estaluz nos proporcionaría informacióndirecta sobre el grado de rotación delagujero negro en cuestión.Estaríamos viendo, directamente,huellas hasta ahora invisibles deagujeros negros. Cuando un agujero negro (una acu-mulación extremadamente compactade materia) rota, produce un arrastredel propio tejido espacio-temporal asu alrededor. Aunque este efecto fuepredicho tan solo unos años despuésde la formulación de la teoría generalde la relatividad, el efecto conocidocomo lense-thirring o de arrastreinercial no ha podido ser comproba-

do con suficiente precisión hastanuestros días. De hecho, precisa-mente este pasado mayo se hanpublicado los resultados finales delexperimento Gravity Probe B de laNASA, un satélite diseñado específi-camente para medir el efecto dearrastre inercial debido a la rotaciónde la Tierra. A la luz de este experi-mento podemos decir que estamosseguros de que el efecto de arrastreexiste y de que su magnitud se ajus-ta a los cálculos relativistas. Puesbien, como los autores del artículoexplican, este arrastre rotatorio, queafecta al mismísimo espacio-tiempo,haría que la luz adquiriese una rota-ción helicoidal como la mencionada. ¿Cómo se detectaría la helicoidali-dad de la luz en una observaciónastronómica? Para detectarla esnecesario analizar la estructuraespacial del frente de onda. Se hanpropuesto varias formas de hacerlo.Mencionamos aquí sin dar detalles lautilización de varios interferómetrosde Mach-Zehnder con prismas Dovepara ir separando los diferentes gra-dos de rotación de la luz. También lainterferometría de varios puntos deimagen. Todo apunta a que estosdesarrollos darán mucho que hablaren los próximos años.Carlos Barceló (IAA)

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Un agujero negro enrotación podríaimprimir un carácterhelicoidal a la luz,cuyo estudiopermitiría a su vezconocer laspropiedades delagujero negro

Luz helicoidalpara veragujeros negros

¿Betelgeuse en llamas?

� Esta imagen, obtenida por el instrumento VISIR del Very LargeTelescope (ESO) muestra la nebulosa que rodea a Betelgeuse, una estre-lla supergigante roja que está expulsando enormes cantidades de material. Betelgeuse, una de las estrellas más brillantes del cielo, se halla en una delas últimas etapas en la vida de las estrellas masivas; una etapa breve, enla que su diámetro aumenta considerablemente y puede llegar a expulsaruna cantidad de masa equivalente a la del Sol en 10.000 años.

EN BREVE

(Joe Bergeron, revista Sky & Telescope)

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� Todas las estrellas rotan. Unas lohacen muy rápido, como los púlsares,con un periodo promedio de mediosegundo. Otras son más lentas, comonuestro Sol, y rotan con un periodo deunos treinta días. Uno de los efectosmás importantes de la rotación consis-te en el achatamiento de la estrella enlos polos. Para los púlsares, que sonestrellas de neutrones muy compac-tas, este efecto no es tan importante.Sin embargo, en estrellas comunesque rotan muy rápido, y debido a labaja densidad de sus atmósferas, elachatamiento puede ser notable,como ocurre en estrellas comoRegulus o Achernar, que presentanuna forma claramente oblonga. En 1924, el astrónomo sueco EdvardHugo von Zeipel demostró teórica-mente que para estrellas calientes–con temperaturas de más de 8000grados-, la temperatura es proporcio-nal a la gravedad local. Introducía asíun exponente que se conoce comooscurecimiento por gravedad (delinglés gravity darkening), que provocaque en una estrella achatada la tem-peratura en los polos sea mayor queen el ecuador, y que en las ecuacio-nes viene denotado como β –esteexponente describe cómo se distribu-ye la temperatura en la superficie deuna estrella deformada por la rotación. Dicho exponente, que se emplea des-de entonces, lleva décadas siendoobjeto de debate. Von Zeipel lo situóen 0.25 pero, en 1967, L.B. Lucy cal-culó que, para estrellas con tempera-tura inferior a 8000 grados, su valorera de 0.08. ¿Cómo saber si estosvalores son acertados? Pues, hastahace poco, la única forma de compro-barlo residía en el estudio de las estre-llas binarias eclipsantes. Pero estasestrellas, además de estar distorsio-nadas por la rotación, lo están tambiénpor las fuerzas de marea: así, la pre-sencia de la compañera “obliga” atales estrellas a presentar unas distor-siones condicionadas por la evoluciónpor mareas. En 1998, A. Claret presentó un nuevo

método de cálculo para la determina-ción teórica del exponente β, que seaplicaba simultánea-mente a estrellascalientes y frías. Eneste método, el oscu-recimiento por grave-dad se calculó en fun-ción de la masa este-lar, del estado evoluti-vo y de la composiciónquímica, y no solo envirtud de una tempera-tura dada, como ante-riormente. Este cálculoconfirmaba las predic-ciones de von Zeipelpara estrellas calien-tes, mientras que para estrellas másfrías se obtenían valores menores. Noobstante, la zona de transición – lafranja de temperatura a partir de lacual β disminuye de 0.25 - entre unasy otras era más suave, continua y pre-cisa que en los cálculos anteriores. Lacomparación de estos exponentescon los datos de las estrellas binariaseclipsantes mostraba un buen acuer-do pero, como hemos comentado, lasdistorsiones de estas estrellas estáncondicionadas por las fuerzas demarea. Urgía, pues, una comparacióncon los datos de estrellas que rotaranlibremente, sin el condicionante de sucompañera.

Estrellas aisladasExistían indicios observacionales deque algunas estrellas aisladas rotabanmuy rápidamente, con velocidadescercanas a la velocidad de ruptura, enla que las fuerzas centrífuga y gravita-toria se igualan. Sin embargo, las téc-nicas de la época no eran las adecua-das para detectar y cuantificar la tasade rotación y llevar a cabo el mapea-do termodinámico de sus superficies. Esta situación cambiaria en 2005. Eseaño, gracias a la red de telescopiosinterferómetros CHARA, el grupo deMacAlister y colaboradores determinóempíricamente el exponente β paraRegulus (α Leonis), una estrella defor-

mada hasta tal punto que sus radiospolar y ecuatorial difieren en un 30%.Y, lo más llamativo, esta estrella rota auna velocidad de ¡casi el 90% de lavelocidad de ruptura! Los investigado-res determinaron que la temperaturaen los polos de Regulus es de 15.000grados, mientras que en el ecuador esde apenas 10.000, lo que produce quela estrella sea cinco veces más brillan-te en sus polos que en su ecuador. Aun más sorprendente es el caso deAchernar, cuya velocidad de rotaciónes prácticamente la de ruptura, y cuya

diferencia de temperatura supera la deRegulus: en los polos es de 20.000grados mientras que la del ecuadordesciende hasta los 10.000. Los valores empíricos de los respecti-vos oscurecimientos por gravedad seencuadraban perfectamente dentro delas predicciones teóricas. Pero talcomparación estaba limitada a estre-llas calientes y, por lo tanto, dentro delos límites de aplicabilidad del Teoremade von Zeipel. El aporte de nuevos

datos observacionalesno es tarea fácil. Lasmedidas son muy deli-cadas y difíciles de lle-var a cabo y aún másdifíciles de analizar.Los datos observacio-nales todavía aparecencon cuentagotas.

Una buena y unamala noticiaMuy recientemente, ungrupo de laUniversidad deMichigan publicaba

nuevos datos para Regulus, pero tam-bién para α Cephei, Altair y βCassiopeae, más frías. Estos tres últi-mos sistemas son muy adecuadospuesto que están justo en la zona detransición de β predicha teóricamen-te. La gráfica muestra la comparaciónentre los datos observacionales(barras de error) y los predichos teóri-camente (línea continua). El acuerdopuede ser considerado bueno y con-firma la zona de transición de nues-tras predicciones teóricas para estre-llas que rotan a velocidades cercanasa la de ruptura (para no complicardemasiado la figura, los valores teóri-cos de β no están corregidos de losefectos de la composición química nide la evolución nuclear). La figuradesvela también un desacuerdo en elcaso de Regulus, o α Leo. Al tratarsede una estrella muy caliente se debenaplicar directamente las prediccionesde von Zeipel y, mientras queMacAlister había encontrado un valorde 0.25 (punto blanco en la figura), ypor lo tanto, en muy buen acuerdocon el valor teórico, la discrepanciacon los más recientes datos es evi-dente: según los autores de este últi-mo resultado, el valor de β estaríaentre 0.16 y 0.20. La discrepanciaentre ambos resultados observacio-nales ha reabierto el debate. Antonio Claret (IAA)

Estrellas al bordede un ataque... de ruptura

Arriba: reconstrucción de α Leonis. Centro: valores observacionales de loscoeficientes de gravity-darkening β(barras de error; Che y colaboradores2011) y los valores predichosteóricamente en función de latemperatura efectiva. Debajo: diversos grados deachatamiento en los polos, desde el Solhasta Achernar.

α Leo

α Cep

Altair

βCas

� Entre los retos que se resistena ser conquistados por la Astrofisicamoderna se encuentra el procesoque lleva a la formación de las gala-xias y, por ende, de los enormes raci-mos de galaxias que los astrónomosdenominamos cúmulos. Los cúmulosde galaxias pueden ser considera-dos como estructuras enormes, casi“monstruosas” en tamaño, quizá lasmayores que pueden llegar a serautogravitantes. Y, ¿cómo se lograconstruir estos monstruos en el cos-mos? Del mismo modo que lossacerdotes mostraron a Herodotocómo podían construirse las enor-mes pirámides, utilizando los gran-des bloques de piedra traídos por elNilo, los astrónomos contamos hoycon una teoría de construcción“jerarquizada” de la formación de las

galaxias en el universo. Así, estas seformarían a partir de “bloques” (esdecir, de otras galaxias más peque-ñas) que se fusionarían de una for-ma jerarquizada, de menor a mayortamaño.De la misma manera, se piensa quela formación de los cúmulos se fra-gua “amontonando” muchas galaxiasmasivas dentro de un gran halo demateria oscura. Este proceso debióocurrir en una época muy tempranade la historia del universo. Por lamisma razón, los protocúmulos (queson el origen a partir del que surgiránmás tarde los cúmulos de galaxiasque conocemos) debieron formarsemucho antes. Sin embargo, sudetección no es sencilla y ¡hay quesaber cazarlos!Un equipo liderado por Peter Capak

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El modelo jerárquico de formación de estructurasen el universo exige que los cúmulos de galaxiasse fraguaran en épocas muy tempranas. Se hahallado una evidencia de ello

Tras las semillas de los cúmulosmasivos de galaxias

Hace poco tuve la posibilidad de ver AlienEarths (National Geographic), un sobrecogedordocumental sobre planetas extrasolares en el quehabía de todo: anillos, lunas, mares, nubes, tor-mentas, diamantes, vida... y mucha, mucha espe-culación. Y tuve la sensación de que aún estabaviendo un episodio de Fringe*. Para dar vidilla aeste comentario, intercalaré mi propia estupefac-ción, en cursiva y entre paréntesis, a la descrip-ción de los hechos.

Tras la obligada visita al planeta Pegaso 51b,en la que se toman -para mi gusto, pero entiendoque es discutible- demasiadas libertades al des-cribir sus vientos, sus nubes de hierro e inclusoel paraguas que nos haría falta para soportarlas,comienzan a hablar del planeta 16 Cyg Bb, quesaltó a los titulares por girar en torno a su estre-lla en una órbita muy elíptica. Y aparece la ima-gen de un planeta con anillos y una luna sospe-chosamente parecida a la Tierra (ostri, ¿cómo

habrán conseguido detectar esa luna?).Entonces se suceden varios minutos en los quese describen las extremas estaciones de esa luna,sus terribles tormentas, el momento en el que losocéanos hierven y se evaporan, y los preciososmeses en los que el planeta y la luna atraviesanla zona de habitabilidad y surge la vida que des-pués hiberna… o muere (buff, esto ya se lo estáninventando).

“Imaginen un mundo sin estrella”, sugiere elnarrador a continuación. Los planemos, comolos llaman, son planetas que han sido expulsadosde su sistema planetario. Según Geoff Marcy,uno de los cazaplanetas más reconocidos, “haycientos de miles de millones de estos pobres pla-netas vagabundos” (Pues sí que estoy atrasada,la primera vez que oigo la palabra “plane-mo”… Algo me suena de planetas sin estrella,pero ¿cientos de miles de millones?). Se trata deobjetos que deambulan solitarios, pero si un pla-

nemo es rocoso y lo bastante masivo como pararetener su atmósfera, podría albergar vida (¡!).Por otro lado, si se tratara de un planemo gigan-te gaseoso, podría tener lunas alrededor y estas,debido a la fricción producida por la interaccióngravitatoria, mantendrían su interior caliente.“Podría haber vida en ellos”, asegura una astró-noma del MIT, “de la misma forma que Ío, laluna de Júpiter, presenta volcanes y calor debidoa la interacción” (¡Pero si Ío está achicharrada!¿Habrá algún tipo de posesión que lleva a afir-mar que todo puede contener vida?).

Al poco, un nuevo sobresalto: ¡tierras conesteroides! (madre mía…). “Me gusta llamarlassupertierras”, comenta un científico de Harvard.“Son justo como la Tierra, pero mayores: hastaunas diez veces más masivas” (¡Justo como laTierra! Creo que voy a cambiar de canal…). Y,con ilustraciones de objetos idénticos a nuestroplaneta, hablan de los distintos tipos: los que tie-

ENTRE BASTIDORES SILBIA LÓPEZ DE LACALLE (IAA-CSIC)LA DELGADA LÍNEA ENTRE LA DIVULGACIÓN CIENTÍFICA Y LA CIENCIA FICCIÓN

*Para los que no conocen la serie: es una orgía entretenidísima de mundos paralelos, alteraciones genéticas, poder mental y conspiraciones.

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de Caltech, del que forman partedestacados miembros de la cola-boración COSMOS (CosmologicalEvolution Survey, un cartografiadoprofundo de un área de dos gradoscuadrados), supo realizar esa bús-queda con una buena estrategia yconsiguió cazar un protocúmulo degalaxias realmente muy lejano, for-mado tan solo mil millones de añostras el Big Bang (técnicamente, a

un corrimiento al rojo de z=5.3).¡Todo un récord! La estrategiaobservacional consistió en buscargalaxias lejanas con enormes esta-llidos de formación estelar -lasdenominadas galaxias starburst-que presentasen un entorno muypoblado, con muchos “vecinos”, deforma que entre todos sumaranuna densidad de materia luminosay de materia oscura muy altas.Esta estrategia constituyó todo unéxito. El protocúmulo se encontrócerca del objeto conocido comoCOSMOS AzTEC3, una fuenteemisora de ondas milimétricas.Dentro de una distancia aparentede cuarenta millones de años luzse encuentran también un cuásar yun buen número de otras fuentes,lo que supone una densidad degalaxias luminosas unas diezveces superior respecto a entornosnormales. La importancia de que lafuente emita en ondas milimétricasradica en que nos aporta informa-ción sobre las enormes reservasde gas de que dispuso este siste-ma para formar más y más estre-llas en el futuro (¡todo el futuro pordelante!) y así se llegarían a formarlos cúmulos que ahora vemos máscerca de nuestro entorno. Con toda la información multifre-

cuencia que han acumulado, estosinvestigadores calculan que el pro-tocúmulo alberga, aproximada-mente, más de medio billón demasas solares (exactamente másde 4 x 1011 veces la masa del Sol).Este resultado es muy relevantepues parece estar de acuerdo,cuantitativamente, con las predic-ciones de los modelos teóricos deformación de estructuras masivas.Este trabajo de investigación tanambicioso ha utilizado los mejoresmedios disponibles: grandes teles-copios ópticos/infrarrojos en tierracomo Keck II y el CFHT en Hawaii;telescopios espaciales como HSTHubble, Chandra (rayos X) oSpitzer (infrarrojo); radiotelesco-pios como el interferómetro dePlateu de Bure, la antena de trein-ta metros IRAM en Pico Veleta, eleVLA y el telescopio milimétricoJames Clerk Maxwell en Hawaii.Se trata de un gran hallazgo cientí-fico: se confirma que estos proto-cúmulos ya existían en el universoen épocas muy tempranas, y queconstituyeron las semillas de la for-mación de estructuras masivas enel universo primitivo.

José M. Vílchez y Antxon Alberdi (IAA)

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nen continentes y mares, los secos y los mundosacuáticos. “Bienvenidos a Gliese 581c”, invitael narrador (Vaya, otra vez el cuento chino deGliese…). Los detalles son abrumadores: Gliese581c, un mundo cubierto de agua -fotos conmucha agua-, “un cielo azul, algunas nubesblancas, una temperatura muy similar a laterrestre y un clima absolutamente perfectotodos los días” (no les engaño, son citas textua-les del documental). Y, claro, vida a borbotones.

“Pero no todas las supertierras son mundosacuáticos que rebosan vida”, asegura el narra-dor. “Un planeta de carbono es algo que no separece a nada que hayamos visto”, continúa, ydetallan profusamente su apariencia y clima,con lagos malolientes de gasolina y lluvia debenceno y butano.

El documental terminó tarde, y al díasiguiente hice los deberes: confirmé que la lunade 16 Cyg Bb solo existe en la imaginación delos guionistas, encontré una única referencia aplanetas sin estrella descubiertos (una pareja degigantes gaseosos), aunque poco después se

publicó el hallazgo de una decena más, y vi quelas tierras de carbono son una hipótesis plantea-da en 2005 en asto-ph, una publicación sin arbi-traje. Ya en el número 22 de esta revista (p.17)criticábamos el alto nivel especulativo del artí-culo que anunciaba la existencia y rasgos deGliese 581c, pero lo gracioso es que este prome-tedor mundo rebosante de vida cayó en desgra-cia hace tiempo a favor de Gliese 581g, anun-ciado como el “primer planeta realmente habita-ble” (auguro que este titular se repetirá a menu-do) y cuyo reinado fue aún más breve: a día dehoy figura en la Enciclopedia de PlanetasExtrasolares en la sección de “Planetas no con-firmados, controvertidos o falsos positivos”.

Ante este tipo de documentales tiendo a pen-sar que nos toman por tontos: que los guionistasy científicos de Alien Earths creían que los exo-planetas no interesarían a nadie si no apelaban alos marcianos. Pero lo más grave reside en loque no se dice: que lo que vemos son ilustracio-nes, que la mayoría de estos planetas se descu-brieron por técnicas indirectas que solo permi-

ten determinar la masa mínima del planeta -demodo que las suposiciones sobre sus caracterís-ticas (clima, composición, etc) son bastanteespeculativas-, y que los errores y falsos positi-vos abundan.

Seguro que, a la velocidad a la que progresaeste campo, se hallarán objetos como los quepredicen, pero convertir el “quizá haya” en“hay” es arriesgado: alguien que no disponga delas herramientas para verificar lo que dicen ter-minará el documental convencido de que haylunas con plantas, planemos con vida bacterianay una supertierra con mares y un clima esplén-dido, y los datos indican que al menos esto últi-mo es mentira. El progreso científico es sufi-cientemente fascinante como para que puedacomunicarse sin estos peligrosos aditivos que,además, desgastan la confianza en la ciencia yen la divulgación científica.

Como último apunte recomendaría que lovieran (está disponible en internet): constituyeun excelente compendio de lo que no hay quehacer para comunicar la ciencia.

Izda: área de dos grados estudiadaen la búsqueda de protocúmulos. Laimagen superior es un zoom a laregión recuadrada en blanco dondese distingue el objeto COSMOSAzTEC3 (z=5,298) y el protocúmulodetectado (z=5,300). Fuente: Nature.

Agujero de ozono

� Los datos del instru-mento MIPAS (Envisat/ESA) mostraron undescenso notablede los niveles deozono en el Árticodurante el pasadomes de marzo.La destrucción delozono estratosférico,que forma la capa que nosprotege de la radiación solar ultraviole-ta, se produce por la acción de los com-puestos de cloro y bromo (los CFCs).Aunque la distribución de los CFCs esprácticamente homogénea en todo elglobo, sus efectos son mayores en lospolos debido al vórtice polar, un potenteanticiclón que se forma en la baja estra-tosfera (a unos 30 kilómetros de altura).El descenso del ozono se ha debido alfrío del pasado invierno polar: las bajastemperaturas favorecen la formación denubes de hielo, y en la superficie de loscristales de hielo se producen reaccio-nes químicas que transforman los pro-ductos del cloro en otros que, con la lle-gada de la luz en la primavera, destru-yen el ozono.

EN BREVE

� El pasado 28 de marzo, el saté-lite Swift (NASA) alertaba de la detec-ción de una inusual emisión de rayosgamma. En un principio se creyó quese trataba de uno de los ya conocidosestallidos de rayos gamma –o GRBs,de sus siglas en inglés-, que suelenasociarse con la muerte de estrellasmuy masivas y pierden intensidad encuestión de minutos. Pero Sw1644+57 no solo mantuvo su lumino-sidad, sino que se reactivó otras tresveces en 48 horas y muestra unaintensidad nunca vista en todas laslongitudes de onda, desde rayosgamma hasta radio. Tras un primeranálisis quedó claro que no se trata-ba de un GRB y que su explicaciónrequería de algún nuevo tipo de fuen-te desconocida hasta la fecha.Un grupo internacional de astróno-mos, en el que participan investiga-dores del IAA, publicó en la revistaScience Express los resultados de unestudio intensivo del objeto que atri-buye su origen a un mecanismo nun-ca visto y relacionado con el agujeronegro supermasivo en el núcleogaláctico. “El escenario más plausibleindica que el estallido podría debersea la ruptura y caída hacia el agujeronegro de parte del gas una estrellapróxima, aunque de momento se tra-

ta de una hipótesis”,comenta Juan CarlosTello, astrónomo delIAA que participa en lainvestigación.

Un seguimientoexcepcionalPocas horas despuésdel estallido, los investi-gadores emplearon ins-trumentos en tierrapara localizar la contra-partida en óptico de laemisión en rayos gamma. Los datosobtenidos con los telescopiosGemini-North (Hawaii), GranTelescopio Canarias (La Palma) yKeck (Hawaii) desmintieron la hipóte-sis inicial que ubicaba el evento den-tro de nuestra galaxia y lo localizaronen una galaxia a unos 3,8 miles demillones de kilómetros de distancia. Se inició entonces una campañainternacional de seguimiento paradilucidar la naturaleza de Sw1644+57 con algunos de los másavanzados instrumentos disponibles,como el satélite de rayos X Chandra,el Telescopio Espacial Hubble y elVery Large Baseline Array (VLBA).Los investigadores hallaron que elobjeto emitía con fuerza en todo el

espectro electromagnético, desde losrayos gamma hasta las ondas deradio, y lo ubicaron en las densasregiones centrales de la galaxia. La intensidad, duración y caráctervariable Sw 1644+57 lo convertían enun objeto astronómico sin preceden-tes que, dada su posición, parecíaestar relacionado con el agujeronegro supermasivo en el núcleo de lagalaxia. El pico máximo de brillocorrespondería a un agujero negrode unas diez mil millones de masassolares lo que, sin embargo, superala masa total de la propia galaxia eindica que en los alrededores delagujero negro ha debido producirseuna intensa fulguración, quizá debidoa la ruptura de una estrella en las pro-

ximidades (posibilidad que contemplaotro artículo que se publica en la mis-ma edición de Science Express).

Observatorios empleados en la campa-ña de observación: Satélite Swift (NASA), Gemini-North Telescope

(Hawaii), Nordic Optical Telescope (NOT, La

Palma), Gran Telescopio Canarias (GTC, La

Palma), Keck Telescope (Hawaii), United

Kingdom Infrared Telescope (UKIRT, UK),

Peters Automated Infrared Imaging Telescope

(PAIRITEL), Chandra X Ray Observatory,

Institut de Radioastronomie Milimétrique

(IRAM), Westerbork Synthesis Radio Telescope

(WSRT), Hubble Space Telescope y Very Large

Baseline Array (VLBA).

Silbia López de Lacalle (IAA)

Podría deberse a la ruptura de unaestrella próxima por el agujero negrosupermasivo del centro de la galaxia

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Un estallido único y extremadamenteintenso en el núcleo de una galaxialejana

Impresión artística de un agujero negro absorbiendo una estrella mediante fuerzas de mareas destructivas.La gravedad del agujero negro distorsiona la forma de la estrella hasta que la despedaza. Fuente: Universityof Warwick/Dr Mark Garlick.

La Luna, por dentro� Hace más de tres décadas, los astrónomos delas misiones Apolo depositaron sismómetros en lasuperficie de la Luna para determinar cómo es pordentro. Al igual que en los terremotos terrestres -aunquelos lunares son más débiles y poco frecuentes-,un terremoto lunar genera ondas sísmicas que sedesplazan por su interior. El estudio de estas

ondas permite conocer el tipo de terreno que han atra-vesado y, recientemente, dos grupos de investigado-res han reanalizado los datos de las Apolo con las téc-nicas actuales y han hallado que, al igual que en laTierra, la Luna posee un núcleo de hierro fundido. Según estos estudios, la estructura interna de la Luna(de dentro afuera) consistiría en un núcleo internosólido de unos 240 kilómetros, un núcleo externo flui-do con un espesor de unos 90 kilómetros, una capade roca y magma parcialmente derretida de unos 150kilómetros de grosor, el manto y la corteza.

EN BREVEmanto

núcleo externo

fluido

parcialmente

derretido

núcleo interno

sólido

Fuente: R. C. Weber et al., Science.

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Una atmósfera es un sistema com-plejo, donde tienen lugar procesosfotoquímicos, fenómenos de trans-porte radiativo, de evaporación ycondensación, difusión y escape,

conducción... También hay precipi-tación de partículas cargadas delflujo solar, fenómenos aurorales,ionosferas en interacción con cam-pos magnéticos planetarios, descar-gas eléctricas y un largo etcétera.Como todo campo multidisciplinar,

la investigación en atmósferas pla-netarias hace uso de numerosas ydiversas teorías físicas y químicas, yen este caso la mayoría son bienconocidas, basadas en ideas de físi-ca clásica bien descritas, desarrolla-das y utilizadas desde hace tiempo.

Pero la aplicación de la teoría a proble-mas concretos puede estar llena de obs-táculos. Uno de los problemas relaciona-dos con la atmósfera de Marte aparecióen los comienzos de la exploraciónespacial, cuando se confirmó (con datosde Mariner 9) que, al contrario que en laTierra, la atmósfera de Marte apenascontenía nitrógeno, sino que se compo-nía casi enteramente de dióxido de car-bono. Me refiero al llamado problema dela estabilidad atmosférica en Marte, ocómo se explica la estabilidad fotoquí-mica del el CO2, que puede ser destrui-do rápidamente por la radiación solarultravioleta, especialmente en las capasaltas atmosféricas; la molécula de CO2

se descompone rápidamente en monó-xido de carbono y oxígeno atómico y,dada la lentitud de la reacción de recom-binación directa, se calculaba que unaatmósfera de CO2 desaparecería enunos cientos de miles de años: un "ins-tante" a escala planetaria. La solución a este problema necesitó unrefinamiento de los modelos fotoquími-cos en la primera mitad de los años 70,con los que se buscaron mecanismos"ocultos", o alternativos, para "recupe-rar" el CO2. Se impuso la idea de la exis-tencia de rutas catalíticas en las queparticipan compuestos de hidrógenoimpar (OH y HO2), productos de la fotó-lisis del vapor de agua. El vapor de aguaes un compuesto minoritario en laatmósfera marciana, pero parecía sufi-ciente para recomponer el CO2 en lascapas más bajas de su atmósfera. Notodo encajaba bien (se requería tambiénun transporte vertical por difusión turbu-lenta muy grande), pero se pensaba (odeseaba) que si hubiese suficiente vaporde agua... todo encajaría.

Sin embargo, pocos años despuéscomenzaron las primeras medidas insitu con las sondas Viking, y en la déca-da de los 90 la exploración intensivacon vehículos en superficie y orbitalespara sondeo remoto. También comenza-ron a aplicarse modelos atmosféricosglobales que describen mucho mejor lacompleja y cambiante interacción entrequímica, dinámica y radiación a diversasescalas espaciales y temporales. Y tam-bién se han mejorado en laboratoriomuchas constantes de reacción. Tras todo esto, ¿ha cambiado la teoríabásica? No. ¿Ha cambiado nuestravisión de la atmósfera de Marte? ¡Sí!Hasta el punto de que el problema de laestabilidad de Marte ha surgido denuevo. Y es que, como se dice, el dia-blo está en los detalles. Y ahora seconocen muchos más detalles. Voy a recordar cuatro avances concre-tos y las dudas que generan:1) Las medidas de laboratorio en losaños 90 revisaron (a la baja) la tasa defotólisis del CO2 debido a su dependen-cia con la temperatura. Esto eliminaba lanecesidad de una difusión elevada, perogeneraba la duda de si alteraba la esta-bilidad de la atmósfera en la direcciónopuesta, hacia un exceso de CO2. 2) La abundancia de vapor de aguasigue ciclos estacionales y está ligada ala cantidad de polvo en la atmósfera,que también varía. Esto debe modificarla abundancia de los agentes catalizado-res del CO2 (H impar), y por tanto laestabilidad.

3) La órbita de Marte es caótica (concambios de inclinación pseudoperiódi-cos de hasta 40 grados). Esto implicacambios climáticos severos, con redis-tribución y modificación de la abundan-cia de vapor de agua y del H impar.Además, como Viking demostró hacecuatro décadas, la atmósfera marcianasufre grandes alteraciones anuales cadainvierno, cuando el CO2 se condensasobre los casquetes polares. ¿Cómoafectan estos escenarios de cambioscaóticos grandes al H impar, a la densi-dad total, y aa estabilidad?4) En 2004 se detectó metano en laatmósfera marciana, difícil de explicarcon los modelos actuales. Una de lasteorías recurre a la química heterogénea(procesos en dos fases -gas y sólido-sobre la superficie de las partículas deaerosoles). De ser cierto, la químicaheterogénea también debería ser rele-vante para la química de restitución delCO2. Y la cuestión de la estabilidad secomplica, pues estos procesos son muydesconocidos y difíciles de simular enlaboratorio. En vista de este panorama, ¿es establela atmósfera marciana? Parece quenadie hoy día podría asegurarlo. Perotodos parecemos convenir en que pararesolver la cuestión no hay que revisarlos pilares de la teoría, sino realizar nue-vas observaciones, afinar las medidasde laboratorio y extender los estudiosteóricos para seguir descifrando todosesos "detalles"... donde sigue escondi-do el diablo.

LA ESTABILIDAD DE LA ATMÓSFERA DE MARTE

CIENCIA: PILARES EINCERTIDUMBRES

POR MIGUEL ÁNGEL LÓPEZ VALVERDE (IAA)

AÚN PERDURAN E INCLUSO SE REACTIVAN

ANTIGUOS PROBLEMAS

Pilares científicos

Incertidumbres

Un problema pertinaz

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición delos colegios interesados. Pueden obtener más información en la página Web del instituto o con-tactando con Emilio J. García (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: garcia@iaa.es).

Este año celebramos al Año de la Química, bajo ellema “Química: nuestra vida, nuestro futuro”. El CSIC�ha preparado una web muy completa y actua-lizada con excelentes contenidos:�una exposición -que ofrece desde una visión general de la química ysu papel en la ciencia hasta las aportaciones a lolargo de la historia y su relación con el medioambiente, la salud, la energía o la alimentación (sepuede descargar desde la web)-, materiales didácti-cos, recursos educativos, agenda de actividades y lis-tado de publicaciones.

D E S T A C A D O S

Por sexto año consecutivo, el Instituto de Astrofísica de Andalucía organiza visitas guiadas al Observatorio de Sierra Nevada y al Institutode Radioastronomía Milimétrica, en colaboración con el Albergue Universitario de Sierra Nevada y tres asociaciones de astrónomos afi-cionados: la Sociedad Astronómica Granadina, la Asociación Astronómica Astronémesis y la Agrupación Astronómica Hubble de Martos.Las visitas tendrán lugar el 2, 9 y 23 de julio, 6 y 27 de agosto y 3 de septiembre, y el número de plazas está limitado a 40 personaspor visita. Al igual que otras ediciones, habrá dos modalidades:�de un día o de fin de semana.Las reservas se pueden realizar enviando un correo electrónico a la dirección albergue@nevadensis.com o en el número 958480122.Más info:�http://w3.iaa.es/divulgacion/visitasOSN2011.html

AÑO DE LA QUÍMICA 2011

VISITAS AL OBSERVATORIO DE SIERRA NEVADA

http://www.quimica2011.eshttp://www.quimica2011.es

NUEVA WEB DEL IAA

El IAA ha cambiado de web La sección de divulgación permite ver losvídeos de las conferencias de divulgación,acceder a gran parte del material editadoduante más de diez años o consultar esta

revista en un nuevo formato online.También disponemos de un canal Youtubey una página de Facebook.

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CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS