Revista Conocimiento 93

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DEFINICIÓN: La influenza estacional es una enfermedad infecciosa que afecta al aparato respiratorio. Por lo regular es autolimitada, pero en ocasiones puede

ser mortal. La influenza porcina es una enfermedad respiratoria en cerdos, causada por los virus de la influenza tipo A. Aunque por lo general las personas no

se contagian de influenza porcina, ya han ocurrido infecciones en los seres humanos y se han propagado de persona a persona.

ETIOLOGÍA

Los virus de la Influenza pertenecen a la familia Orthomyxoviridae, y se clasifican con base en diferencias antigénicas y estructurales. Se conocen tres tipos: A, B

y C. Los más comunes causantes de infecciones en el humano son A y B. El virus A tiene dos glicoproteínas, que son antígenos de superficie, llamados Hemaglu-

tinina (H) y Neuraminidasa (N).

EPIDEMIOLOGÍA

Existe registro de epidemias y pandemias desde hace cien años, pero hay datos anecdóticos desde hace 400 años. Se considera que se han registrado 32 epidemias

o pandemias mundiales: la primera en el año 1580. El siglo pasado se registraron tres: 1918, 1957 y 1968. La más devastadora fue la de 1918–1919, pues

fallecieron entre 20 y 40 millones de personas.

Las epidemias ocurren generalmente en el invierno, pero puede haber brotes repentinos fuera de este período, que alcanzan el cenit en dos o tres semanas, y

duran de seis a 12 semanas

TRATAMIENTO

El tratamiento médico específico son la Amantadina, Rimantadina (Virus A), Zanamivir y Oseltamivir (Virus A y B). De todos éstos, el Oseltamivir es el más in-

dicado. Pero lo más importante es el aislamiento del enfermo y evitar las reuniones multitudinarias, como son las de las escuelas o grupos de trabajo, porque el

virus C se autocontrola cuando no tiene huésped para sobrevivir.

PRONÓSTICO

La mayoría de los infectados desarrollan una enfermedad limitada, y se curan en pocos días. Los casos complicados o graves son mínimos, y deben ser

manejados en el hospital, ya que algunos pueden requerir de cuidados intensivos y de ventilación mecánica asistida. En caso de complicaciones mayores, el

pronóstico puede ser sombrío.

VACUNA DE LA INFLUENZA ESTACIONAL

La vacunación es la mejor manera de prevenir la enfermedad. Se prepara cada año y debe contener tres cepas de virus A y B. Debe aplicarse en los meses de oc-

tubre a diciembre. Su efectividad es del 70 al 90 por ciento, en niños y en adultos menores de 65 años. Los ancianos tienen respuesta de anticuerpos atenuada, y

su eficacia es menor.

VACUNA DE LA INFLUENZA PORCINA

Debido a la mutación reciente de la cepa porcina, no existe vacuna específica contra ella; sin embargo, existe reacción cruzada con otro tipo de virus A H1 N1,

por lo que la persona vacunada previamente puede tener inmunidad parcial. (Actualmente, el doctor Thomas Caskey, en Houston, está preparando la vacuna

para Nuevo León).

Influenza estacional e influenza porcina

TRANSMISIÓN

Ambos tipos de Influenza se transmiten de humano a humano.

El período de incubación es de uno a cuatro días y la principal

ruta es por pequeñas partículas de aerosol generadas al toser

o expectorar, por lo que es necesario tomar las siguientes pre-

cauciones:

1. Cubrir la boca y la nariz con un pañuelo desechable al toser

o estornudar, y desecharlo.

2. Lavarse frecuentemente las manos con agua y jabón, espe-

cialmente después de toser o estornudar.

3. Evitar tallarse ojos, nariz o boca.

4. Evitar el saludo de manos o besos.

5. Tratar de evitar el contacto con personas enfermas.

6. El enfermo no debe asistir a su trabajo o escuela.

7. Limitar el contacto con otras personas para evitar infectar-

las.

8. Los virus de la influenza porcina no se transmiten por los

alimentos, por lo que no existen riesgos si se come carne de

cerdo o sus derivados.

DIAGNÓSTICO CLÍNICO

Los síntomas y signos característicos de ambas influenzas son:

1. Inicio súbito de dolores articulares y musculares.

2. Fiebre, por lo regular mayor de 38 grados.

3. Escalofríos.

4. Dolor de cabeza.

5. Ardor de garganta.

6. Tos seca o con flemas.

7. Náuseas, vómitos, diarrea.

Si el enfermo tiene otras condiciones, como diabetes mellitus,

cáncer, insuficiencia cardiaca, enfisema pulmonar, pueden agra-

varse.

Signos de alarma en los adultos:

1. Dificultad para respirar. 2. Dolor u opresión en el pecho o abdo-

men. 3. Mareo repentino y persistente. 4. Confusión. 5. Vómitos

incontrolables.

Signos de alarma en los niños:

1. Respiración rápida y superficial o dificultad para respirar. 2. La-

bios y dedos morados. 3. Falta de apetito. 4. Apatía para convivir.

5. Irritabilidad extrema. 6. Mejoría clínica parcial, pero reaparición

más grave de la fiebre y la tos. 7. Fiebre con ronchas en la piel.

* Debe buscarse la atención médica a la brevedad y no automedi-

carse.

Doctor José F. Villegas ElizondoServicio de Neumología y Medicina Crítica Hospital Universitario [email protected]

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CONOCIMIENTOASTRONOMÍA96

A personajes nuestros de la Astronomía Juan Roberto [email protected]

Licenciado Rogelio Aguirre GutiérrezCofundador, entre 1985 y 1986, de un primer grupo de estudio de la astronomía en la Preparatoria Tres de la UANL, donde se hacían observaciones, e impartía cursos al público en general, Rogelio Aguirre Gutiérrez es fundador también, junto con Martha Cortinas, José Doria, José de la Herrán y Guillermo Smith Hoover, de la Sociedad Astronómica del

entonces Centro Cultural ALFA. Asimismo, es cofundador del Área de Astronomía de la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL, donde colaboró en la construcción de su observatorio astronómico.Es licenciado en Física por la UANL, y tomó el Curso de Astronomía de la Universidad La Laguna, en Tenerife, Islas Canarias, de España. Durante dos años impartió cursos de astronomía en la preparatoria del ITESM y ha sido catedrático en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL.

Arquitecto Pablo Lonnie Pacheco RaileyPablo Loonie Pacheco Railey es uno de los más destacadosdifusores de la astronomía en el norte del país, y sobre ella ha impartido cursos en la UANL; en el ITESM; en la UDEM; en la Universidad del Norte; en el Instituto Politécnico Nacional; en la Universidad de Sonora; en el Museo del Desierto, en Saltillo, y en el Observatorio Astronómico de

Monclova, Coahuila. Actualmente es titular de investigación y desarrollo del Planetario Alfa.Es arquitecto por la UANL y ha tomado cursos sobre mantenimiento detelescopios, impartidos por la empresa MEADE Instruments, en California,Estados Unidos. Es autor de diversas obras como El Planetario Celeste. Una guía completa para localizar las constelaciones; El cometa Hale-Bopp. Guía de observación para aficionados, y es autor también del atlas lunar La cara visible de la luna, publicado en revistas especializadas, como: Nigth Sky y Sky Telescope.

Doctor William Breen Murray MurrayEntusiasta investigador en las áreas de arqueoastronomía, antropología médica, arte rupestre, arqueología del noreste de México y etnología de los rarámuri, William Breen Murray Murray nació en Chicago, y llegó a Monterrey en 1973, como profesor becario de la UDEM. Después de trabajar como investigador en la Mc Gill University, en Canadá, regresó en

1976 como profesor de la UDEM.En ella ha sido de 1978 a 1992, jefe del Departamento de Ciencias Sociales. Es autor del libro Arte Rupestre en Nuevo León. Numeración Prehistórica, publicado por el Archivo General del Estado; de 27 capítulos en libros y de 18 artículos publicados en revistas especializadas.Tiene una maestría y un doctorado, ambos grados académicos en Antropología por la Universidad Mc Gill, en Montreal, Canadá. En 1988, la American Rock Art Research Association le otorgó el Premio “Kenneth B. Castleton”.

Doctor Pablo Sergio Barrera Pineda

Integrante del proyecto Gran Telescopio Milimétrico, en el área de astronomía planetaria, que llevan a cabo el INAOEy la Universidad de Massachussets, en los Estados Unidos, Pablo Sergio Barrera Pineda es también un excelente divulgador de la física y la astronomía. Ha sido profesor investigador en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas

de la UANL y actualmente lo es en la UA de C. Es licenciado en Física por la UANL y tiene una Maestría y un Doctorado en Astrofísica, ambos grados académicos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, en Tonanzintla, Puebla. Es autor del libro Memorias del Gran Eclipse de Sol. Montemorelos, Nuevo León, 29 de mayo de 1900, publicado en 2001 por la UANL, y coautor de El Gran Telescopio Milimétrico, editado en 2006 por el INAOE, así como de numerosos artículos publicados en revistas indexadas y de divulgación.

Doctor Eduardo Gerardo Pérez TijerinaCon una clara inclinación por la investigación en las áreas de astronomía, física espacial y en física de materiales, Eduardo Gerardo Pérez Tijerina desarrolló un instrumento que permite realizar, en el laboratorio, experimentos de interés astrofísico. Actualmente es profesor en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL donde es cofundador

del Área de Astronomía, habiendo colaborado en la construcción de su observatorio astronómico. Es licenciado en Física por la Universidad de Baja California, y tiene una Maestría y un Doctorado en Física de Materiales, ambos grados académicos de un programa conjunto de la UNAM y el Centro de Investigación Científica y Educación Superior de Ensenada. Es miembro del Sistema Nacional de Investigadores, nivel I.

Doctor Pedro Antonio Valdés SadaDestacado investigador en las áreas de astronomía planetaria; astronomía estelar y física solar, Pedro Antonio Valdés Sada fundó, en 1998, el observatorio de la Universidad de Monterrey, reconocido por la Unión Astronómica Internacional para las observaciones cuantitativas de asteroides y cometas. Es decir, que los resultados del observatorio son registrados

en el “Minor Planet Center” y se ponen a disposición internacional. Es miembro del sistema Nacional de Investigadores, nivel I.Es ingeniero químico y de Sistemas por el ITESM, y licenciado en Administración, de la Universidad de Texas, en Austin. Tiene una Maestría y un Doctorado en Astronomía, ambos grados académicos de la Universidad Estatal de Nuevo México, en los Estados Unidos. Actualmente es profesor investigador en la UDEM, y autor y coautor de 42 ponencias publicadas en memorias de congresos, y de 24 artículos publicados en revistas arbitradas como “Comparison of the Structure and Dynamics of Jupiter’s Great Red Spot Between the Voyager 1 and 2 Encounters” en la revista Icarus.

En la cronología de los grandes descubrimien-tos astronómicos, se hace un recorrido desde 1610, cuando Galileo hizo las primeras observaciones telescópicas de la Luna, hasta los inicios del ac-tual siglo XXI, página 4; los grandes descubrimien-tos han hecho que cambie nuestra forma de percibir el mundo que nos rodea, señala el maestro Rodrigo Soto, página 12; el doctor John Peter Philips describe el proceso de las estrellas, desde su nacimiento hasta su muerte, página 18.

CONTENIDO

Director GeneralDoctor Luis Eugenio ToddSubdirectorLicenciado Juan Roberto ZavalaDirector EditorialFélix Ramos GamiñoEducaciónProfesor Ismael Vidales DelgadoCiencias Básicas y del AmbienteDoctor Juan Lauro AguirreDesarrollo Urbano y SocialIngeniero Gabriel ToddCiencias MédicasDoctor David Gómez AlmaguerCiencias Políticas y / o de Administración PúblicaContador Público José Cárdenas CavazosCiencias de la ComunicaciónDoctora Patricia Liliana Cerda Pérez

Consejo Editorial

Directorio

Presidente del Consejo de Ciencia y Tecnología de Nuevo LeónIngeniero Juan Antonio González AréchigaN. L. Gob.Licenciado Omar Cervantes RodríguezDirector del Programa Ciudad Internacional del ConocimientoIngeniero Jaime Parada ÁvilaCAINTRAIngeniero Xavier Lozano MartínezITESMM. C. Silvia Patricia Mora CastroUANLDoctor Mario César Salinas Carmona

Doctora Diana Reséndez PérezDoctor Alan Castillo RodríguezIngeniero Jorge Mercado Salas

Editorial3

Los elementos quími-cos y el origen del universo son tema desarrollado por el doctor Roberto Vázquez Meza, página 24; el doc-tor Pedro A. Valdés Sada escribe sobre los planetas del sistema solar, el pro-ceso de su descubrimiento, y los planetas extrasolares, página 29; el universo está lleno de incógnitas, y una de ellas es la materia oscu-ra, sobre la cual escribe el doctor Octavio Valenzuela, página 33.

La astronomía en la prehistoria e historia del hombre

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Cronología de los grandes descubrimientosRichard Talcott

Astronomía

Y sin embargo se mueve… no sólo la Tierra, sino todo el universo Maestro Rodrigo Soto

18 El nacimiento, vida y muerte de las estrellasDoctor John Peter Philips

24 La alquimia del universoDoctor Roberto Vázquez Meza

29 Los planetas extrasolaresDoctor Pedro A. Valdés Sada

33 El misterio de la materia oscuraDoctor Octavio Valenzuela

37 Polvo de estrellasDoctora Antígona Segura Peralta

41 Los cometas y sus colasDoctor Mauricio Reyes Ruiz

46 Lluvias de meteoros, fascinación de grandes y pequeñosArquitecto Pablo Lonnie Pacheco

50 La Terra Incógnita del Siglo XXIDoctor Vladimir Ávila-Reese

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CONOCIMIENTO ASTRONOMÍA 95

El profesor Israel Cavazos Garza, Cronista de la Ciudad de Monterrey, fue objeto de un reconocimiento por su trabajo y trayectoria, por la Facul-tad de Filosofia y Letras, de la Universidad Autónoma de Nuevo León, el

pasado jueves 23 de abril, en el marco de la celebración del Día Internacional del Libro.

Durante la ceremonia de reconocimiento, se recordó que en la misma fecha, pero del año 1963, el cronista e historiador contrajo matrimonio con la maes-tra Lilia Villanueva López. Por ello, a 46 años de ese acontecimiento, se acordó brindarle un homenaje.

En el evento, que se llevó a cabo en el auditorio “Alfonso Rangel Guerra”, de la escuela de humanidades de la facultad, Cavazos Garza estuvo acompañado por el rector José Antonio González Treviño; por el doctor Romeo Flores Caba-llero, director de CONARTE; por el maestro José Reséndiz Balderas, director

En reconocimiento a su trayectoria profesional

Rinde homenaje Filosofía y Letras de la UANL al Cronista de Monterrey, Israel Cavazos

El pasado mes de marzo, la revista Ciencia–Conocimiento-Tec-nología cumplió cuatro años de haber visto la luz pública, oca-sión que el director general de la misma y director de la Co-

ordinación de Ciencia y Tecnología del Estado, doctor Luis E. Todd, aprovechó para felicitar al personal e instarlo a redoblar sus esfuer-zos para hacer de éste un medio de excelencia. De izquierda a dere-cha aparecen: Carlos Joloy, reportero; Javier Estrada, diseñador; li-cenciado Juan Roberto Zavala, subdirector; doctor Todd; Félix Ramos Gamiño, director editorial; Lindsay Jiménez, diseñadora; Olga Idalia Lara, asistente; profesor Oliverio Anaya, encargado de circulación.

de la Facultad de Filosofía y Letras, y por su hijo Gabriel Cavazos Villanueva.

LIGADO A LA UNIVERSIDAD

El trabajo de Cavazos Garza ha estado ligado a la Univer-sidad durante mucho tiempo, gracias a su labor como do-cente, investigador, académico y difusor de la cultura.

Al recibir este reconocimiento el homenajeado re-

cordó su etapa como docente de la facultad, recordó a

algunos de sus alumnos, y compartió con los asistentes

algunas de las anécdotas que vivió al impartir cátedra.

“No soy profesor normalista, como lo fue Lilia; ostento un título que me ha dado la gente y mi medio siglo de experiencia; mi proclividad hacia la docencia es probable que sea congénita; en 1950, Raúl Rangel Frías, rector de esta Universidad, me invitó a crear un Departamento de Historia y establecer la Facultad de Filosofía y Letras.

“Agradeciendo lo que acabo de vivir, gracias señor rec-tor, gracias representante del gobernador, gracias a todos por estar aquí, en particular a Gabriel, mi hijo; para todos un abrazo”, comentó.

Durante su intervención Cavazos Garza reconoció en-tre el auditorio a algunos de quienes fueron sus alumnos en el ciclo 1974-1975 en la materia de Técnicas de la In-vestigación Histórica, y destacó al maestro José Reséndiz Balderas y al licenciado Héctor Jaime Treviño, titular del INAH Nuevo León.

El cronista, originario del municipio de Guadalupe, ha sido merecedor de diversos premios y reconocimientos, entre ellos, la medalla Alfonso Reyes, que le otorgó la Má-xima Casa de Estudios de Nuevo León en 1996.

Cumple CONOCIMIENTO cuatro años

No somos polvo de estrel-las, sino material reciclado de las estrellas, afirma la doc-tora Antígona Segura, página 37; en el universo se presen-tan fenómenos maravillosos, y uno de ellos son los come-tas, a los cuales se refiere el doctor Mauricio Reyes Ruiz, página 41; lo que conocemos como “lluvia de estrellas”, se podría más propiamente lla-mar lluvia de meteoros, según escribe el arquitecto Pablo Lonnie Pacheco, página 46.

CONTENIDO

La Ciencia es CulturaLicenciado Jorge PedrazaIngeniera Claudia OrdazEducación Física y DeporteDoctor Óscar Salas FraireLas Universidades y la CienciaDoctor Mario César Salinas CarmonaRedacciónLicenciado Carlos JoloyDiseñoLindsay Jiménez EspinosaJavier Estrada CejaArte GráficoArquitecto Rafael Adame DoriaCirculación Profesor Oliverio Anaya Rodríguez

“CIENCIA CONOCIMIENTO TECNOLOGIA”, revista quincenal. Editor responsable: Dr. Luis Eugenio Todd Pérez. Número de Certificado de Reserva otorgado por el Instituto Nacional del Derecho de Autor: 04-2008-052311205700-102. Número de Certificado de Licitud de Título: No. 14158 Número de Certificado de Licitud de Contenido: No. 11731. Domicilio de la Publicación: Andes No. 2722 Col. Jardín Obispado, Monterrey, Nuevo León.Imprenta: Milenio Diario de Monterrey, S.A. de C.V., con domicilio en Ave. Avena No. 17 Col. Granja Sanitaria Ixtapalapa, Estado de México. Distribuidor: Milenio Diario de Monterrey, S.A. de C.V. con domicilio en Ave. Eugenio Garza Sada Sur No. 2245 Monterrey, Nuevo León.”

Teléfonos en la redacción: 8346 7351 y 8346 7499

[email protected]

Las opiniones expresadas en los artículos son responsabilidad exclusiva de sus autores.

Directorio

Portada

En artículo, el doctor Vladimir Ávila-Reese, página 50, escribe sobre los avances de la cosmología, el origen de las galaxias, la materia y energía oscuras…; las carac-terísticas de los rayos gamma son tema del doctor Carlos Alberto Carramiñana, página 54; ¿qué le depara el futuro a la radioastronomía?, se pre-gunta el doctor Luis Felipe Rodríguez, página 58; el cielo que podemos contemplar desde el hemisferio norte es diferente al que se puede apreciar desde el hemisferio sur, dice el doctor William Breen Murray, página 64.

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Astronomía de rayos gammaDoctor Alberto Carramiñana Alonso

58 El futuro de la radioastronomíaDoctor Luis Felipe Rodríguez Jorge

64 ¿Dos mundos, un mismo cielo?Doctor William Breen Murray

68 Fisiología espacial: una cuestión de gravedadBióloga Alejandra Arreola

70 Los 400 años de revolución del telescopioLiz Kruesi

74 Algunas hazañas de la astronomía en MéxicoDoctor Rolando Ísita Tornell

79 La astronomía mexicana de la época colonialDoctor Marco Arturo Moreno Corral

83 Hacia la creación de una agencia espacial mexicanaLicenciado José Jaime Herrera Cortés

85 Astronomía, la ciencia de las interrogantes milenariasDoctora Patricia Liliana Cerda Pérez

86 Astronomía para niñosProfesor Ismael Vidales Delgado

87 ¿Ha visto una estrella fugaz?Ingeniera Claudia Ordaz

89 El Planetario Alfa: 30 años de divulgación científicaDoctora Julia Moreira

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Reconoce el Ayuntamiento de Villaldama a sus hijos ilustres

Exhibe la Pinacoteca óleos en tela de la artista Cora Díaz

Rinde homenaje Filosofía y Letras de la UANL al Cronista de MonterreyCumple CONOCIMIENTO cuatro años

ReconocimientoLicenciado Juan Roberto Zavala

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ASTRONOMÍA94

Pienso, luego existo

DESCARTES1596 a 1650

EDITORIAL

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La astronomía, a la que Galileo fue el primero que le dio un cariz científico reproductor y transmisor, tiene raíces antiquísimas. Aunque Aristarco de

Samos fue el primero que calculó la distancia entre la tierra y la luna, existen datos de las culturas egipcia y maya que hablan de las teorías del sistema solar, en que el Sol, la máxima divinidad, era el centro del universo.

De este cosmos científico se deriva el cosmos de la energía que alimenta nuestro planeta y nuestras vi-das, así como también el mundo de la física, de la es-cala de los colores y de la conversión de la química en vida. El gran universo de Newton se reproduce en el pequeño universo atómico; y en la actualidad, los estu-dios de Hawking, de la Universidad de Cambridge, nos han enseñado que el inicio del universo fue en la gran explosión o big bang, y que existen agujeros negros y desconocidos y otros que se asoman a otros universos.

Gracias a los estudios astronómicos, en los años se-senta se logró conquistar la luna, ubicar los satélites que permiten las telecomunicaciones modernas y ¿por qué no decirlo?, con motivo de los avances astronómi-cos vivimos en la era de la información y de la comuni-cación, que han permitido la globalización económica en la que estamos, para bien o para mal, inmersos.

Con base en estas digresiones, se podrá entender por qué en todo el mundo se festeja el año de la as-tronomía y por qué nuestra revista le dedica esta edición especial al “sueño de Galileo” y a la descripción de algunos, pero no de todos los aspectos de esta cien-cia que desborda su artística figura plástica estelar y


la multiplica en temáticas tan diversas como las aquí descritas, y tan prácticas como las derivadas del clima y de la agricultura o de la marea, que han sido relacio-nadas desde tiempos inmemoriales con las alteraciones del sistema solar.

En este rubro, México ha hecho importantes aporta-ciones científicas, y de hecho, el Instituto de Astronomía de la UNAM ha sido pionero en América Latina. Espera-mos que esta edición, que muestra opiniones de cientí-ficos mexicanos, sea un sencillo pero justo homenaje a la historia del hombre, desde su pasado prehistórico, cuando los seres humanos salvajes admiraban las es-trellas, hasta la actualidad, en que la poesía romántica cristaliza su belleza cuando un hombre le dice a una mujer: “quisiera bajarte una estrella”, o cuando un gran músico mexicano, Armando Manzanero, señala: “con-tigo aprendí a ver la luz del otro lado de la Luna”.

Observando el cielo supe que existía y que otros seres también.

La artista peruana Cora Díaz presentó, por primera vez en México, obras en óleo pertenecientes a la se-rie “Hojas y pliegues” en una exposición que lleva el

mismo nombre y que ofrece la Pinacoteca de Nuevo León en su sala temporal de la planta baja.

A partir del mes de abril, el público puede apreciar una selección de 20 óleos sobre tela, en diferentes forma-tos, en los que se aborda el pliegue como una estructura

visual dinámica y cuya creación tomó a la autora más

de diez años en investigación y desarrollo hasta poder plasmar los micro y macro cosmos de los elementos que componen los paisajes y los jardines.

La exposición, que permanecerá abierta hasta el mes de junio de 2009, cuenta con la participación del filósofo francés Jean-Luc Nancy, quien elaboro los textos, y de la museógrafa Elisa Téllez, que busca resaltar las obras al recrear un ambiente de invernadero, con el objetivo de en-volver al espectador.

La señora Elvira Lozano de Todd, directora de la Pina-coteca, quien identificó a Cora Díaz como “regiomontana por adopción”, explicó que la obra, mediante su apre- ciación, apela a la imaginación y creatividad del especta-dor.


En la exposición “Hojas y pliegues”

MOVIMIENTO Y COLOR

“Ésta es la primera ocasión en México que Cora Díaz expone pintura; anteriormente ha expuesto dibujo y lito-grafía, pero es la primera vez que expone óleo. En esta serie de obras, la artista rompe la línea, dando movimien-to; iluminando con el color la interacción infinita de los componentes del jardín y el paisaje, como elementos del micro y macro cosmos, abordando el pliegue como una estructura visual dinámica”.

Por su parte, Cora Díaz explicó la manera en que fue concibiendo esta serie, empezando por el paisaje y anali-zando con qué parte del mismo podría quedarse para plasmar en sus obras.

“Yo decidí quedarme con una parte del paisaje que es el jardín, pero también en este caso había cosas que no pueden llegar; entonces me quedé con la flor, pero en este caso no es la copia de una flor; ya vino un trabajo de

investigación, un trabajo de abstracción, un trabajo de

conceptualización de la idea de qué es lo que quiero dar a conocer, mezclado con el color, el movimiento, la línea”.

Acompañada por Porfirio Tamez Solís, director Gener-al de Bibliotecas de la UANL, en representación del rector, y de César Solís Sánchez, cónsul de Perú en Monterrey, Cora Díaz expresó su gratitud hacia el personal de la Pina-coteca y al público que se reunió para apreciar su obra.

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[email protected]


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EDITORIALAs

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MOVIMIENTO Y COLOR







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CONOCIMIENTOASTRONOMÍA4 CONOCIMIENTO ASTRONOMÍA 93

Cuando, en los inicios del siglo XVII, unos holandeses fabricantes de lentes alinearon dos de ellos por pri-mera vez, y vieron aparecer cerca objetos lejanos, no

se dieron cuenta de que su invento iba a transformar la as-tronomía. Y no tuvo que pasar mucho tiempo. Justamente un año después, en 1609, el científico italiano Galileo Ga-

lilei fabricó un telescopio mejorado, y cambió nuestra

visión del universo.

Galileo tomó del cielo la fruta que pendía más cerca. Muy pronto descubrió montañas en la Luna, miríadas de estrellas en la Vía Láctea, cuatro lunas en la órbita de Júpi-ter y las fases de Venus –todo ello por medio de su peque-ño telescopio, de escasamente una pulgada de diámetro.

La mayor parte de los grandes descubrimientos que han sucedido a los de Galileo se han basado en mejores y más grandes telescopios. Más grandes aberturas revelaron objetos más débiles, y lentes mejorados vinieron acompa-ñados de vistas más profundas. En 1668, el famoso bri-

tánico Isaac Newton construyó el primer telescopio de

reflexión, el cual empleaba un espejo para captar la luz,

en lugar de los lentes que utilizó Galileo. El uso de espe-jos abrió nuevas posibilidades, porque permitió la fabri-cación de más grandes reflectores y la reunión de todos los colores en un mismo objetivo. Para 1920, reflectores gigantes habían demostrado que la Vía Láctea no es la única galaxia del universo, y que el cosmos se expande a

Los científicos han utilizado el telescopio para muchos hallazgos extraordinarios, desde las lunas de Júpiter hasta la energía negra

Por Richard TalcottRevista AstronomyTraducción del inglés, de Félix Ramos Gamiño

Cronología de los grandes

descubrimientos

gran velocidad.

EL UNIVERSO EN OTRAS FRECUENCIAS

Otro salto adelante se produjo cuando los astrónomos construyeron telescopios para observar el universo en otras frecuencias. Las ondas de radio reflejaron nuevos objetos exóticos, como las quásares y las púlsares, en tanto que los rayos X y otras formas de radiación de alta energía mostraron que el universo es un sitio vio-lento. Algunos telescopios llegaron más allá del espec-tro electromagnético, en busca de ondas de gravedad y de neutrinos.

Muchos de los instrumentos modernos ni siquiera están en tierra firme. Los astrónomos han colocado telescopios en la órbita terrestre, e incluso más allá. Por sobre los efectos distorsionadores de la atmós-

fera terrestre, el Telescopio Espacial Hubble ha lo-

grado tomas nunca antes vistas, del universo a plena

luz. Y muchos otros telescopios observan la radiación

tanto en más larga como en más corta frecuencia, que la atmósfera bloquea en diversos grados. A lo largo de los últimos 400 años, el telescopio ha sido de gran utili-dad para los astrónomos. No hay forma de saber hasta dónde nos llevará este versátil instrumento en las déca-das por venir.

▲ 1610.-Las primeras observaciones de la Luna por

parte de Galileo muestran altas montañas y profundos cráteres so-bre toda la superficie de nuestro satélite. Esto prueba que no todos los objetos localizados fuera de la Tierra son esferas perfectas, como lo habían sostenido las actitudes imperantes. Adam Block / NOAO / AURA / NSF

En ocasión del octogésimo quinto aniversario de haber sido elevado el mu-nicipio de Villaldama a la categoría política de ciudad, su Ayuntamiento celebró una Sesión Solemne de Cabildo el día 27 de marzo anterior. En el

curso de la misma entregó reconocimientos post mortem a los alcaldes que im-pulsaron esta promoción política, así como a hijos del municipio que lo han engrandecido mediante su desempeño profesional.

Para esta ceremonia, que congregó tanto a villaldamenses radicados en la jurisdicción municipal, como a muchos otros que ejercen su carrera profesional en el área metropolitana de Monterrey, la Casa del Pueblo fue declarada recinto oficial.

Abrió los trabajos de la ceremonia, presidida por el alcalde Pedro González Vázquez, el secretario del Ayuntamiento, profesor Juan Enrique Villarreal Ruiz, quien dio lectura a la orden del día y a los nombres de las personas objeto del homenaje.

La cronista del municipio, María Luisa Santos Escobedo, dio lectura a una

síntesis histórica del municipio, principalmente a partir del momento en que

se iniciaron los trámites para elevarlo a la categoría política de ciudad.

Posteriormente, tanto el alcalde, como los miembros del Ayuntamiento, y el presidente del Tribunal Superior de Justicia del Estado, licenciado Gustavo Adolfo Guerrero Gutiérrez –nativo de la municipalidad- hicieron entrega de las placas de reconocimiento.

Los alcaldes objeto del reconocimiento post mortem, y “que han forjado el Villaldama de hoy”, según palabras del secretario del Ayuntamiento, fueron Benito Ancira González, Gustavo Guerrero Garza y José María Guerrero Garza. Sus descendientes estuvieron presentes para recibir la placa correspondiente.

VILLALDAMENSES ILUSTRES

A continuación, recibieron también sendos reconocimientos numerosos hijos de Villaldama que, mediante su brillante desempeño profesional en diferentes áreas de la actividad humana, han dado brillo a ése que, en algún tiempo, fue considerado el municipio más importante de la zona norte de nuestra entidad.

Entre los villaldamenses ilustres, objeto del reconocimiento, figuraron el presidente del Tribunal Superior de Justicia de Nuevo León, licenciado Gustavo Adolfo Guerrero Gutiérrez; profesor y licenciado en derecho, Arturo Ábrego

Ortiz; promotora cultural, ex directora del Museo Metro-politano de Monterrey y actual directora de la Pinacoteca de Nuevo León, señora Elvira Lozano de Todd; profesora normalista Gloria González Morales; post mortem, el beis-bolista Epitacio “La Mala” Torres; licenciado en derecho, José Guadalupe Treviño Salinas; profesor normalista, Car-los Garza Islas, y profesor Ismael Vidales Delgado, actual director académico del Colegio de Estudios Científicos y Tecnológicos de Nuevo León. En su lugar, recibió la presea el director del organismo, doctor Luis Eugenio Todd.

Otros villaldamenses homenajeados fueron el beis-bolista Antonio González Vázquez; post mortem, Francis-co Villarreal Araujo; el profesor normalista Delfino Garza Villarreal; la profesora Martha Carolina Solís Peña; post mortem, el historiador, geógrafo, político y maestro nor-malista, Timoteo L. Hernández; el profesor Óscar Rubén Santos Solís; el beisbolista Eduardo González Vázquez; post mortem, Enriqueta Garay Villarreal, más conocida como Queta Garay, y el abogado, político y expresidente municipal de Monterrey, César Santos Santos.

AGRADECIMIENTO

A nombre de todos los homenajeados, hizo uso de la pal-abra el presidente del Tribunal Superior de Justicia de Nue-vo León, quien agradeció a las autoridades municipales y al pueblo todo de Villaldama el haberlos hecho objeto de esta distinción, sobre todo en un día tan señalado como el aniversario número 85 de que el municipio fue elevado a la categoría política de ciudad.

Finalmente, el presidente municipal agradeció la

presencia tan nutrida en la Casa del Pueblo, y dio por

concluidos los trabajos de la sesión solemne cuando fal-

taban cinco minutos para las doce horas.


Con motivo de sus 85 años de ser ciudad

Rinde homenaje a quienes, como

alcaldes distinguidos o como

profesionistas brillantes,

han dado lustre a ese municipio

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▲1610.- Galileo descubre cuatro lunas en la órbita de Júpiter. Es la primera ocasión en que alguien ve un centro de moción diferente a la Tierra, lo que pone otro clavo en el ataúd del modelo geocéntrico del universo. Más tarde, naves espaciales muestran que estas cuatro lunas –Io, Europa, Ganímedes y Calipso (de izquierda a derecha)- son mundos por derecho propio. NASA / JPL

▼1610.- Galileo es testigo de que Venus entra en fases, tal como lo hace la Luna. De conformidad con el modelo geocén-trico, Venus debería mostrar siempre una fase creciente. La fase intermedia que él observa conforme Venus se dirige a la parte más alejada del Sol, lo convence de que éste es el centro del sistema solar. NASA

▲ 1610.- Cuando Galileo observa con su telescopio la Vía Láctea, se da cuenta de que la estrecha banda de luz se resuelve en una tal cantidad de estrellas, que le resulta imposible contarlas. El descubrimiento le demuestra que el telescopio puede revelar cosas que superan la percepción humana normal. Mike Salway

▲ 1650.- Giovanni Riccioli descubre que la brillante estrella Mizar, en el brazo de la Osa Mayor, es un sistema binario. Observaciones de los siste-mas binarios llegarían a demostrar que las leyes de física de Newton tienen aplicación en todo el universo y no sólo en el rincón que en él ocupamos. Frederick Ringwald

◄ 1655.- Christiaan Huygens descubre Titán, la luna más grande de Saturno y la segunda en tamaño en el sistema solar (después de Ganímedes, de Júpi-ter). El descubrimiento de Huygens abriría las puertas para encontrar más lunas a fines del siglo XVII, particularmente alrededor de Saturno. NASA. / JPL / Universidad de Arizona

AÑOS 1600viles permitía reproducir una página una y otra vez. Al principio, se hacia un molde en madera o metal de toda la página completa, y no fue sino hasta más tarde cuando cada letra o símbolo se hacia en un molde separado, y una página era el ensamble de muchos moldes individuales. Esto se logró en China.

El último descubrimiento es mucho más sencillo,

pero al mismo tiempo, más maravilloso. Un idioma mo-

derno, con cientos de miles de palabras, puede expresar

ideas complejas mediante el uso de menos de 40 letras

y símbolos. Un idioma ideográfico, como el chino, requie-re miles de símbolos. Los códices aztecas difícilmente se hubieran podido reproducir en una imprenta.

El descubrimiento de la imprenta, por lo tanto, requie-re la conjugación de estos cuatro descubrimientos que, al juntarse, provocan un descubrimiento de impacto mayor que cualquiera de ellas de forma individual.

IMPORTANCIA DE LA DIVULGACIÓN

El avance de la ciencia y el progreso generalizado de la hu-manidad no hubieran podido ocurrir si no hubieran sido divulgados. Podemos dividir el proceso de divulgación de la información y los adelantos del hombre en dos: la dise-minación formal, y la informal. Los elementos menciona-dos: educación, innovación y mejoramiento están apoya-dos por innumerables procesos, algunos formales y otros informales, pero no menos importantes.

La educación es un ejemplo claro. Existen procesos formales: sistema educativo, libros, etcétera. Pero también existen sistemas informales, que empiezan desde que el niño nace. La educación que recibe en su casa, de sus com-pañeros y de la sociedad en que vive es tan importante como la educación formal. Además, en los otros elementos, la parte informal pue-

de ser muchísimo más importante que la parte formal. Es aquí donde los museos de ciencia y tecnología tienen

un rol muy importante, ya que representan una com-

binación excelente entre lo formal y lo informal para

que el niño, el joven y el adulto se eduquen, se intere-

sen y se involucren en el proceso del conocimiento, al tiempo que son ejemplos vivientes de la importancia de la innovación y una conexión clara con lo que estos niños, jóvenes y adultos están viviendo todos los días.

EL PLANETARIO ALFA, 30 AÑOS DE SERVICIO

El Planetario Alfa representa el compromiso del Grupo Alfa para contribuir con su granito de arena al desarrollo de esta sociedad que valora la tecnología y sus aplicacio-nes en un contexto ético y dirigido al mejoramiento so-cial. A través de 30 años de servicio, ha contribuido con el apoyo constante a la transmisión de contenido científico, y el tema astronómico es uno de los apoyados dentro del museo.

Con más de 400 mil visitantes, y el observatorio más

moderno de Nuevo León, así como con la participación

de la Sociedad Astronómica del Planetario, el museo

continúa abriendo caminos en el aprendizaje de la cien-

cia, la divulgación de ella y, como se mencionó anterior-

mente, en el largo plazo a mejorar la calidad de vida del

entorno.

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◄ 1666.- Giovanni Cassini descu-bre una de las dos capas polares de Marte. Pasarían siglos antes de que los científicos se dieran cuenta de que las capas constan principal-

mente de dióxido de carbono conge-lado, pero sí se dieron cuenta rápida-

mente de que dichas capas presentan variaciones, de acuerdo con las estaciones

marcianas. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

▲1671.- Giovanni Cassini des-cubre Jápeto, la luna de Saturno más lejana. Curiosamente, se da cuenta de que sólo la puede ver cuando está al oeste del planeta, pero no cuando está al este. Con-cluye, de manera acertada, que Jápeto tiene un hemisferio oscu-ro y uno brillante, y su telescopio percibe la luna solamente cuando su parte brillante da de frente a la Tierra. NASA / JPL / SSI

▲ 1672.- En el curso de sus continuas ob-servaciones de Saturno, Cassini descubre la tercera luna del planeta, Rea. Aunque, en cuanto a brillantez, es la segunda luna de Saturno, después de Titán, no la loca-liza sino después de haber encontrado a Jápeto, dado que Rea orbita mucho más cercana al resplandor del propio planeta. NASA / JPL / SSI

▲ 1665.- Giovanni Cassini percibe un enorme óvalo rojizo en Júpiter: la Gran Mancha Roja. Siglos más tarde, los as-trónomos se dieron cuenta de que la mancha es el sistema de una tormenta gigantesca, más grande que la Tierra, que gira frenéticamente por sobre las masivas nubes del pla-neta. NASA / JPL / SSI

▲ 1675.- Mientras observaba las lunas de Júpi-ter, cuando el planeta las eclipsaba, Ole Romer se dio cuenta de que los tiempos del eclipse no son constantes, sino que se aceleran y se retrasan en la medida en que cambia la distancia entre la Tierra y Júpiter. Dedujo, de manera correcta, que la velocidad finita de la luz es la causa de ese efecto, e hizo la primera rudimentaria aproximación a esa velocidad. (En esta fotografía, Io y su sombra aparecen frente a las nubes de Júpiter). NASA / JPL / SSI

◄ 1676.- Giovanni Cassini descu-bre un espacio oscuro en los anillos de Saturno, conocido ahora como la Di-visión de Cassini. Es la primera prueba

visual de que los anillos no son sólidos. Las naves espaciales han comprobado más

tarde que los gruesos anillos visibles desde la Tierra están compuestos por miles de otros del-

gados ani-llos, gobernados por la fuerza gravitacional de las nubes del planeta. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STSc / AURA)

► 1684.- Giovanni Cassini prosigue su acometida sobre Saturno, y des-cubre las lunas Tetis y Dione. Esta foto, captada por la nave espacial que lleva su nombre, muestra el paisaje de la superficie de Dione, llena de cráteres y de surcos conge-lados. NASA / JPL / SSI

ciudadano al mejoramiento propio de la sociedad y a una solidaridad con los que menos oportunidades tienen. El compromiso con el mejoramiento es, a la vez una visión de largo plazo, y un compromiso social, un mejoramiento personal, y un mejoramiento social.

PROCESO DEL DESCUBRIMIENTO CIENTÍFICO

Si bien, podemos ver que la marcha de la ciencia y la tecnología impulsa el pro-greso de una sociedad, debemos analizar el proceso del descubrimiento cientí-fico. Existe una percepción de que un descubrimiento científico inmediatamente se transforma en una aplicación práctica y de que éste es un proceso rápido y lineal. Sin embargo, no es realmente así como funciona el avance científico.

Para entender el progreso de la ciencia, debemos entender que existen dos procesos distintos que son clave: el primero es lineal -un descubrimiento A

lleva a un descubrimiento B que lleva a un descubrimiento C, y es éste el que

se transforma en un producto o en un servicio en beneficio de la humanidad; y el otro es transversal: un adelanto importante resulta ser el producto de

una serie de pequeños adelantos que, en su conjunto, llevan al nuevo cono-

cimiento. El avance de la ciencia depende de estos dos procesos, en conjunto y por separado.

Revisemos dos casos para entender este concepto: primero, podemos visua-lizar el proceso de descubrimiento lineal considerando cómo el desarrollo de la física cuántica lleva al descubrimiento de los semiconductores, que lleva a los circuitos impresos, que finalmente lleva a la revolución en electrónica -televisio-nes celulares, etcétera. En este caso, como podemos ver, un descubrimiento A lleva a B, y entonces a C.

En esta cadena, es clave que la comunidad científica, los desarrollos tec-nológicos, los ingenieros de aplicación y el público en general tengan una ex-celente comunicación para entender lo que está pasando en su caso y aplicar los nuevos adelantos de forma rápida y generalizada.

El otro elemento que necesitamos entender es que un producto necesita la concurrencia de muchos descu-brimientos –el elemento transversal. En este modelo, para que suceda el desarrollo del producto, se requiere la con-currencia de los descubrimientos A, B, C y D, y muchas veces el ensamble de estos conocimientos es tan impor-tante como los conocimientos mismos.

IMPRESIÓN DE LIBROS

Examinemos el caso del que quizás es el descubrimiento más importante en la historia de la humanidad: la im-presión rápida de libros. El producir de manera rápida,

barata y eficiente un libro, y de esta manera transmitir

efectivamente el conocimiento, requiere de cuatro ele-

mentos: el desarrollo del papel, el desarrollo de la tinta,

el desarrollo de los tipos móviles de imprenta, y el desarrollo

de un alfabeto.

Cada uno de ellos parece simple, pero recordemos que, en la Edad Media, los libros se producían laboriosamente, a mano, sobre piel de animal. El papel fue desarrollado de manera independiente en Egipto (papiro) y en China (papel de arroz), pero no fue sino hasta más tarde cuando los europeos desarrollaron el papel basado en desperdicios de fibras largas de productos de tela, que podía ser produ-cido totalmente plano y del tamaño deseado.

Para poder imprimir, se requiere desarrollar una tinta gelatinosa que no se seque tan rápido, que no se corra y que sea de larga duración. Los chinos descubrieron este producto desde el año XX. El desarrollo de los tipos mó

Observatorio del Planetario Alfa.

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▲ 1781.- William Herschel escudriña Urano, el primer planeta descubierto desde la anti-güedad. Aunque el brillo de Urano es sufi-ciente para que pueda ser apreciado a simple vista, nadie había notado su movimiento contra las estrellas del fondo –un revelador signo de que pertenece al sistema solar- hasta que Herschel le siguió la pista con su telescopio. NASA / Erich Karkoschka / Uni-versidad de Arizona

► 1784.- John Goodricke descubre las variacio-nes que registra el brillo de la estrella Delta Cephei. Aunque no se trata de la primera estrella variable conocida (los observadores apreciaron la variabilidad de la estrella Mira antes de la invención del telesco-pio), Delta Cephei resultó ser la primera de las mu-chas llamadas variables Cephei. Los astrónomos se valen de este tipo de estrellas para medir distancias astronómicas. Bill y Sally Fletcher

▲ 1789.- William Herschel descubre Mimas y Encélado, dos débiles lunas interiores de Saturno (la foto corresponde a Encélado). Por medio de telescopios terrestres, ambas se ven como débiles puntos; pero, vistas de cerca, se aprecia en ellas intensa actividad. Encélado tiene géiseres activos que hacen erupción a través de grietas en la superficie. NASA / JPL / SSI

AÑOS 1700► 1761.- Mientras observaba el primer tránsito de Venus frente al Sol en 122 años, Mikhail Lomono-sov descubre que Venus posee atmósfera. Aunque inicialmente se alimenta la especulación de que el planeta podría ser parecido a la Tierra, ahora sabe-mos que la atmósfera de Venus es demasiado den-sa y tóxica como para poder albergar vida. Francis Reddy

▼ 1764.- El famoso cazacometas Charles Messier descubre la Nebulosa Dumbbell en la Constelación de la Pequeña Zorra (Vulpecula, su nombre latino). Se trata de la primera nebulosa planetaria jamás vista y del primer objeto del profundo cielo que nadie había visto antes. G. Jacoby / WIYN / NOAO / NSF

▲ 1801.- En la primera noche del nuevo siglo, Giuseppe Piazzi descubre Ceres, un objeto rocoso que gira alrededor del Sol, entre las órbitas de Marte y Júpiter. En un principio, muchos astrónomos creyeron que se trataba de un planeta que llenaba el espacio existente entre sus vecinos, pero muy pronto diversos objetos simi-lares aparecieron en la región. NASA / ESA / J. Parker / (SwRI) et alii

▲ 1838.- Conforme la Tierra recorre su órbita alrededor del Sol, Friedrich Bessell mide el desplazamiento aparente de la estrella 61 Cygni, con relación a otras es-trellas más lejanas. El paralelaje produce la primera determinación exacta de la dis-tancia de un objeto fuera del sistema solar. En el caso de 61 Cygni, está situada a un poco más de diez años luz de la Tierra. Bill y Sally Fletcher

▲ 1845.- William Parsons detecta una estruc-tura espiral en la Nebulosa catalogada como M51. Es la primera vez que alguien ha visto una estructura de esta naturaleza. Más tarde, los as-trónomos se dan cuenta de que los objetos que, en la profundidad del cielo, muestran tales es-tructuras, son en realidad “universos de islas” –galaxias- mucho muy lejanas de la Vía Láctea. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

AÑOS 1800

Si los adelantos científicos son el motor del desarro-llo, la humanidad no podría existir sin generar constan-temente nuevos descubrimientos. De no haberse dado el desarrollo del conocimiento, el progreso de la humanidad se habría encontrado con limitaciones naturales. Una so-ciedad que se alimenta de la casa tiene fuertes limitacio-nes en cuanto a su número de habitantes y la calidad de la vida de éstos.

POTENCIAL DE CRECIMIENTO

Y CALIDAD DE VIDA

Si los habitantes de un estado como Nuevo León se alimen-taran de la fauna silvestre de la entidad, ésta solamente podría soportar unos pocos cientos de personas. El desa-rrollo de la agricultura es un ejemplo de un conocimiento científico que multiplica la capacidad de dar soporte y alimentos a un número mucho mayor de personas. Los cambios que la historia nos muestra: el desarrollo de la especialización productiva, el desarrollo de la irrigación, el desarrollo de nuevas especies vegetales y animales, son ejemplos de cómo nuevos conocimientos se traducen en potencial de crecimiento y calidad de vida para la humani-dad.

Entonces, la mejora de la calidad de vida del hombre es producto directo del crecimiento de la ciencia, y, como ya

sabemos, durante los últimos cien años, el crecimiento

del conocimiento se ha acelerado a una velocidad nunca

antes vista, y, por lo tanto, la calidad de vida del hombre, y el número de habitantes de nuestro planeta que requie-ren de alimentación todos los días.

EDUCACIÓN Y DESARROLLO

El avance de los descubrimientos científicos está basado en tres elementos: comprensión de las leyes naturales; ca-pacidad de innovación, y comunicación o divulgación del conocimiento. Como se dijo arriba, el progreso está em-

parentado con el fomento a la educación, la innovación,

y una cultura del mejoramiento continuo. Por lo tanto, para cualquier nación es clave el fomento de estos pro-cesos. Una nación con un excelente sistema educativo ten-drá un más rápido crecimiento económico y social que una nación con un sistema educativo deficiente.

El conocimiento de las leyes naturales y sus aplicacio-nes, y de su relación con la vida cotidiana, es una caracte-rística en que todos los miembros de la sociedad tenemos que participar. El segundo elemento es un poco más sutil: la capacidad de innovación de una sociedad depende de elementos más difíciles de crear, implantar y medir. Una sociedad que valora la innovación es una sociedad más tolerante, más abierta a las nuevas ideas, más abierta a la autocrítica y, en general, más ágil y flexible. La capacidad para asimilar conocimientos, tecnologías e ideas nuevas, de ir adelante con las ideas científicas, da a la sociedad la habilidad de brindar una mejor vida a sus miembros.

Finalmente, la cultura del mejoramiento continuo de-manda las dos condiciones anteriores: conocer e innovar, pero con dos parámetros que la definen y la impulsan. La primera es un compromiso personal y social con el bene-ficio de la comunidad, una base ética que obliga a cada

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▲ 1864.- William Huggins continúa su exploración del cosmos, y se da cuenta de que muchas nebulosas del cielo (como la nebulosa Cone, que aquí se aprecia), están hechas de gas lumi-noso. NASA / ESA / H. Ford (JHU) G. Illingworth (UCSC / LO) m. Clampin (STScl / The ACS Science Team

▲ 1867.- Charles Wolf y Georges Rayet des-cubren un tipo de estrella que se distingue por intensos flujos desde su superficie. Fre-cuentemente, nubes de gas incandescente ro-dean estas llamadas estrellas de rayos Wolf-Rayet. En esta foto, la estrella WR 7 alimenta a la nebulosa llamada El Yelmo de Thor. CFHT Jean-Charles Cuillandre / Coelum

▼ 1868.- Durante un eclipse solar total, Norman Lockyer enfoca un espectroscopio en el Sol y des-cubre, en la delgada capa conocida como la cro-mosfera, un elemento hasta entonces desconoci-do. Los científicos llaman Helio al nuevo elemento, por el nombre griego para el Sol. Resulta que el helio es, después del hidrógeno, el elemento más abundante en el Sol y en el cosmos. Tunc Tezel

▲ 1859.- Mientras observa el Sol, Richard Car-rington atestigua el surgimiento de un intenso brillo en su superficie –la primera llamarada so-lar jamás vista. De manera extraña, por lo me-nos para la mente de los científicos del siglo XIX, a la noche siguiente, Europa se ve bañada por despliegues de vívidas auroras. Habrían de pasar décadas antes de que los científicos se dieran cuenta de la íntima relación existente entre la actividad solar y la aurora. En esta vista del satélite SOHO, se aprecia una llamarada en la parte baja derecha del anillo solar. SOHO (ESA y NASA)

▲ 1862.- Alvan Clark descubre Sirio B, un tenue compañero de la estrella más brillante del cielo. Sirio B es el primer enano blanco conocido, una estrella con aproximadamente la misma masa del Sol, comprimida en una esfera del tamaño de la Tierra. No sería sino hasta el siglo XX cuando los astrónomos habrían de comprender estos obje-tos. En esta vista, Sirio B es el tenue puntito en la parte baja izquierda de Sirio. NASA / H. Bond y E. Nelson (STScl) / M. Barstow y M. Burleigh (Uni-versidad de Leicester) J. Holberg (Universidad de Arizona)

▲ 1860.- Mientras observaban un eclipse total de Sol, varias personas ven la erupción de un enorme penacho de material del eclipsado astro. Es la primera expulsión masiva de material jamás vista y, lo mismo que las llama-radas solares, es otro indicativo de la intensa actividad de nuestra estrella. SOHO (ESA y NASA)

▲ 1863.- William Huggins adapta el recién inventado espectroscopio a su telescopio y lo enfoca en las estrellas Aldebarán y Betelgeuse (la foto correspon-de a la segunda). Se da cuenta de que las atmósferas de estas estrellas con-tienen hierro, sodio, calcio, magnesio y otros elementos –primera prueba de que las estrellas constan de materiales semejantes a los del Sol. NASA / ESA / A. Duprée (CfA) R. Gilliland (STScl)

▲ 1846.- Varios astrónomos se concier-tan para descubrir el planeta Neptuno: Con base en las perturbaciones gravita-cionales de Urano, George Airy y Urbain Leverrier calculan la posición del objeto. Después, los observadores Johann Galle y Heinrich d’Arrest detectan a Neptuno, de octava magnitud, en la posición pre-dicha. NASA / JPL / USGS

▼ 1846.- Poco después del descu-brimiento de Neptuno, William Lassell descubre su luna más grande, Tritón. Igual que Encélado, de Saturno, Tritón cuenta con géiseres, que, en esta imagen del Voyager 2, aparecen como surcos oscuros. NASA / JPL / USGS

► 1877.- Durante una especialmente buena aparición de Marte, Asaph Hall descubre Phobos y Deimos, las dos lu-nas del planeta rojo. Ambas (Phobos aparece aquí) tienen aspecto similar al de los asteroides, y pueden muy bien ser objetos atraídos del cercano cinturón de asteroides. NASA / JPL / Universidad de Arizona

Sin duda, el descubrimiento científico fue, es y será el motor del mejoramiento de la calidad de vida de los seres humanos. La historia del progreso de la

humanidad es realmente la historia del crecimiento del

conocimiento que la humanidad tiene sobre la natura-

leza y sobre sí misma, que en esencia no es más que de la ciencia. Muchos autores han descrito cómo la historia misma de las naciones puede ser descrita como la historia del conocimiento científico que estas naciones han sido capaces de desarrollar, adaptar y mejorar. Así, la posición que la ciencia y el conocimiento de una población tienen sobre esto son sumamente importantes para una sociedad y deben ser un enfoque de sus planes de desarrollo.

Doctora Julia Moreira Directora del Planetario Alfa y de la Fundación [email protected]

Particularmente en el rubro astronómico

30 años de divulgación científicaEl Planetario Alfa: Julia Moreira

En todos los estudios que se han hecho sobre el nivel de vida de las naciones, existe una fuerte correlación entre la educación, la innovación y el mejoramiento continuo, y por lo tanto los adelantos científicos que son capaces de generar, y la calidad de vida que pueden proveer a sus habitantes. Es, por lo tanto, muy relevante considerar los tres aspectos antes mencionados en relación con la cien-cia: cómo incorporar la ciencia y la tecnología a los pro-

cesos educativos de los miembros de la sociedad; cómo

fomentar la innovación científica y tecnológica en las

personas y en las empresas de una sociedad, y cómo

crear una cultura que tenga el mejoramiento continuo y

lo que esto implica como uno de sus valores.

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▲ 1912.- Henrietta Leavitt concluye su observación de las estrellas variables Cepheid en la Pequeña Nube de Magallanes (objeto que ahora sabemos es una compañera de la Vía Láctea). Se percata de que estas estrellas siguen un estricto patrón de comportamiento, según el cual, mientras más largo sea el período del astro, más luminoso es. Muy pronto, esta relación perío-do-luminosidad permitirá a los astrónomos calcular las distancias en el universo cercano. F. Winkler (Middlebury College) / The MCELS Team / NOAO / AURA / NSF

AÑOS 1900

▲ 1923.- Edwin Hubble descubre estrellas Cepheid variables en M31, y, mediante el uso de la relación de período-luminosidad, descubierta la década anterior por Henri-etta Leavitt, demuestra que la M31 se ubica fuera de los confines de la Vía Láctea. Los científicos le dan el nombre de Galaxia An-drómeda, que se convierte así en la primera galaxia conocida, aparte de la Vía Láctea. T. A. Rector y B. A. Wolpa / NOAO / AURA / NSF

▲ 1929. Edwin Hubble da el cerrojazo a los fe-briles años veinte con el descubrimiento de la ex-pansión del universo. Edwin observa alrededor de una docena de galaxias (incluso la M66, que aquí se aprecia), mediante el uso de las variables Ce-pheid para obtener su distancia y su espectro, con el propósito de conocer su velocidad de recesión. Se percata de que, mientras más distante está una galaxia, con mayor celeridad se aleja de la Tierra. NOAO / AURA / NSF

▲ 1931.- Karl Jansky descubre radioemisio-nes procedentes del centro de la Vía Láctea. De esta manera, Jansky, que había constru-ido la radioantena giratoria para estudiar fuentes terrenas de interferencia, inicia la radio astronomía. Una más reciente imagen de radio muestra un arco de emisión cerca del núcleo de la Vía Láctea. NASA / AUI / NSF / f. Sade et alii

▲ 1933.- Fritz Zwicky descubre que la cantidad de materia visible contenida en las galaxias del gran clúster Coma no es suficiente para mante- nerlas unidas. El clúster necesitaría unas diez veces más materia de la que las galaxias parecen aportar. Éste es el primer indicio de que el univer-so tiene enormes cantidades de materia oscura, la cual no da luz, pero sí tiene gravedad. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

▲ 1915.- Robert Innes descubre la estrella Próxima Centauri, un lejano miembro del sistema triple Alfa Centauri y la estrella más cercana al Sol. Esta enana roja es de la déci-mo primera magnitud, y demasiado tenue como para poder ser vista sin telescopio. En esta imagen de colores falsos, tomada en frecuencia de rayos infrarrojos, aparece de color azul. 2MASS / UMASS / IPAC-Caltech / NASA / NSF

▲ 1919.- Arthur Eddington aporta convin-cente prueba observacional de la teoría de la relatividad, de Albert Einstein. Eddington encabezó un par de expediciones para ob-servar un eclipse total de Sol, y comparó la posición de las estrellas del fondo (en-tre líneas en esta foto) donde aparecieron cuando el Sol todavía estaba lejos. La fuerza de gravedad del Sol curvó la luz de las es-trellas precisamente en la proporción que Einstein predijo. Arthur Eddington

▲ 1930.- Después de una exhaustiva in-vestigación, Clyde Tombaugh descubre Plutón. Aun cuando la investigación está basada en la creencia de que un enorme, lejano planeta perturba el movimiento de Neptuno, resulta que Plutón es demasiado pequeño como para poder afectarlo. En 2006, los astrónomos deciden rebajar a Plutón a la categoría de “planeta enano”. R. Albrecht (ESA / ESO / STECF) / NASA

más por el espacio la roca y el hielo que los formaban. Cada tanto, la Tierra cruza la que fuera la órbita de algún

cometa, chocando contra los restos del mismo y provo-

cando entonces una excepcional lluvia de estrellas.

¿QUÉ ES UNA ESTRELLA FUGAZ?

En realidad, ‘estrella fugaz’ es el nombre que mucha gente utiliza para referirse a los meteoros. El efecto visual es producido por trozos de rocas interplanetarias y escom-bros que chocan y se incendian al entrar en las capas altas de la atmósfera terrestre. Viajan a miles de kilómetros por hora, y se queman rápidamente por fricción con la atmós-fera, a una altura de entre 45 y 120 kilómetros sobre el suelo.

Casi todos se destruyen en este proceso, y los pocos que sobreviven y alcanzan el suelo se conocen como me-teoritos. Cuando un meteoro aparece en el cielo, parece que cruza una parte del mismo muy rápidamente, y su pequeño tamaño e intenso brillo hacen que la gente piense que son estrellas. Un meteoro es -por así decirlo- sinónimo de estrella fugaz, aunque el término es impreciso e impro-pio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.

En una noche oscura y despejada podemos ver del

orden de 10 meteoros por hora a intervalos irregulares.

Pueden pasar diez o veinte minutos sin que se pueda ob-

servar ninguno. pero en las épocas de lluvia de estrellas,

se observan de 10 hasta 50 estrellas por hora. Incluso algunos quizá hayan tenido la suerte, no solamente de ver un meteoro, sino de haber presenciado un fenómeno más deslumbrante y raro: el de un bólido -meteoros de magni-tud inferior a -3- que cruza velozmente el cielo, y deja tras de sí una estela luminosa, y a veces estalla con un ruido análogo al de un disparo de artillería.

¿CUÁNDO SE PUEDE VER LA MAYOR

CANTIDAD DE ESTRELLAS FUGACES?

Hay épocas en el año en que el número de estrellas fugaces que podemos ver es mucho mayor; en algunos casos llega hasta unas cincuenta por hora. Esto es debido a que la

Tierra se está moviendo en una región del espacio más

densamente poblada por granos de polvo, y se produce así una lluvia de estrellas. Esta mayor densidad de granos de polvo en una determinada región ha sido provocada por el paso o bien por la destrucción de algunos cometas.

Se ha comprobado que las trayectorias de las diferen-tes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se ha dado el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van para-lelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.

LLUVIAS DE METEOROS

Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leóni-das, las gamma Acuáridas. Cada año, al llegar la Tierra por la misma fecha al punto de intersección de su órbita

con la del enjambre; es decir, a su nodo ascendente o descendente, encuentra meteoroides. Si el enjambre es viejo, sus elementos habrán tenido tiempo de dispersarse a lo largo de la órbita y cada año tendrá lugar una lluvia análoga a las anteriores, como ocurre con las Leónidas; por el contrario, si el enjambre es joven, de reciente formación, se presentará en bloque compacto y solamente habrá una lluvia de estrellas en caso de encontrarse el enjambre y la Tierra en el mismo punto, lo que puede ocurrir muy de vez en cuando sí los períodos de revolución del enjambre y la Tierra no son conmensurables.

No todas las noches del año son igual de intensas en cuanto a meteoros. Así

es que, si usted es un amante de las estrellas no olvide sacar una frazada y

tenderla sobre el césped allá en lo más alto de nuestras montañas para ser tes-

tigo del impresionante espectáculo que nuestro firmamento nos regala por el 12 de agosto y el 13 de diciembre. Y si usted anda de suerte puede incluso ver

un meteorito (1) caer y pensar que se acaba de desprender un trozo de cielo.

(1) Un meteoro que llega a alcanzar el suelo.

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▲ 1963.- Maarten Schmidt descubre que puede explicar los rarísimos espectros de un puñado de objetos emisores de radio, los cuales tienen, visualmente, el aspecto de estrellas (llamados quásares, por fuen-tes cuasi estelares), si dichos objetos están a grandes distancias y si sus líneas de emi-sión cambian a rojo. Para verse tan brillan-tes como se ven a distancias tan enormes, los quásares deben figurar entre los obje-tos más luminosos del universo. Hoy en día, los astrónomos saben que los quásares son galaxias cuyas enormes energías pro-ceden de materia que gira velozmente en súper enormes hoyos negros. La imagen muestra el 3C 273, el quásar más brillante del cielo. NOAO / AURA / NSF

▲ 1967.- Raymond Davis inicia la recolección de datos con su telescopio neutrino, un tanque de líquido limpiador, ubicado bajo tierra, en una mina de Dakota del Sur. El dispositivo captura neutrinos emitidos por reacciones nucleares en el núcleo del Sol, y demuestra que nuestras ideas acerca de cómo las estrellas producen energía son correctas. Sin embargo, Davis en-contró menos neutrinos de los esperados, dado que las elusivas partículas tienen una masa in-significante, y se pueden cambiar de una varie-dad a otra. Brookhaven National Lab

▲ 1979.- Los astrónomos descubren dis-torsiones de la luz debido a fuerzas de gravedad en el exterior del sistema solar. En estos casos, enormes galaxias o conjun-tos de galaxias distorsionan en arcos y en otras extrañas formas la luz procedente de los objetos más distantes (como en el clúster Abel 1969, que se aprecia en la grá-fica.) Einstein había predicho la distorsión gravitacional de la luz, lo cual comprobó Arthur Eddington durante el eclipse total de Sol de 1919. NASA / ESA / The ACS Sci-ence Team

▲ 1984.- Mediante la medición exacta de las distancias entre radio telescopios enfocados en la misma lejana quásar, los científicos demuestran el funcionamiento de la placa tectónica en la Tierra. Resulta que, cada año, Norteamérica y Europa se separan unos 3.6 centímetros. Observatorio Terrestre de la NASA

▲ 1986.- Un equipo de astrónomos descubre que una enorme masa de galaxias, localizadas a unos 250 millones de años luz, en la conste-lación del sur Norma, está atrayendo hacia sí a todo el súper clúster de galaxias Virgo. La enorme masa, llamada El Gran Atractor, incluye el clúster de galaxias Norma (Abel 3627) que se aprecia en la gráfica. La enorme gravedad del Atractor nos jala a una velocidad de unos 22 millones de kilómetros por hora. ESO

▲ 1948.- Los astrónomos descubren las pri-meras radio galaxias. Precisamente fuera de la parte visible de la galaxia, tal objetivo tiene enormes lóbulos de radioemisión. En esta vista de la radio galaxia NGC 1316, los dos lóbulos se ven de color naranja, en tanto que la parte visible aparece encerrada entre ambos. NRAO / AUI / J. M. Uson

▲ 1944.- Gerard Kuiper descubre que la luna de Saturno, Titán, tiene una espesa atmós-fera. Alrededor del 50 por ciento más densa que la de la Tierra, es la única atmósfera que rodea una luna del sistema solar. La brumosa atmósfera de Titán impide la visión normal de la superficie. La temperatura en la superfi-cie de Titán es la suficiente para permitir que el metano salga de la atmósfera y se concen-tre en lagos. NASA / JPL / SSI

▲ 1967.- Jocelyn Bell descubre varios ob-jetos peculiares que emiten cada segundo poderosas ondas de radio. En el lapso de un año, Thomas Gold deduce que esos llamados púlsares son, en realidad, estrellas prensa-das en la densidad de un núcleo atómico, que surgen cuando enormes estrellas se colapsan y estallan como supernovas. Muchas jóvenes estrellas de neutrones permanecen en el centro de los remanentes de las supernovas, como se aprecia en la nebulosa del Cangrejo. NASA / ESA / J. Hester y A. Loll (Universidad Estatal de Arizona)

▲ 1987.- Los científicos detectan, en tres telescopios neutrinos, unas dos docenas de las elusivas partículas, liberadas cuando una estrella de la Gran Nube de Magallanes estalló como la Supernova 1987A. Las ob-servaciones demostraron que algunas su-pernovas se producen cuando se colapsa el núcleo de una estrella masiva, y que los neutrinos transportan unas cien veces más energía que la luz generada. En esta foto-grafía, la Supernova 1987ª es el punto de luz más brillante, abajo a la derecha. Mar-celo Bass / CTIO /NOAO / AURA / NSF

Ha visto una estrella fugaz?

?

Ingeniera Claudia OrdazCatedrática del Departamento de Comunicación / ITESM [email protected]

Claudia Ordaz

Si algo caracteriza a nuestra era, es lo efímero. Consti-tuimos una sociedad despreocupada por lo que pre-valece, ignorante de lo eterno, y enemiga de lo perma-

nente. Nos involucramos poco o casi nada. Los matrimonios de hoy en día son breves, así como lo

son muchas de nuestras relaciones sociales. Los cimien-tos que las soportan son frágiles. Nuestra ética, nuestras creencias, nuestra fe son valores desgastados y fugaces. Todo lo que dura un instante es breve o corto, es fugaz

y efímero. Aun en el universo mismo puede uno encon-

trar la brevedad. Contrariamente a lo que a las relacio-

nes humanas concierne, lo efímero es feo e indeseable

–pese a lo cual se ha ido convirtiendo en nuestro “modus

vivendi”-, aunque en el firmamento puede ser un espec-

táculo muy bello.

‘POLVO DE ESTRELLAS’

Y es que, ¿ha tenido usted la fortuna de ver una estrella fu-gaz? Es muy hermosa, y hay quienes dicen que es de buena suerte y que es preciso pedir un deseo al momento de ver-la, y dicho deseo nos será concedido. Pues bien; de breve, esta estrella sólo tiene el efecto visual que origina en el cielo, pues es a través de muchos años como los cometas van llenando su órbita de polvo, y al final de sus vidas- de-bido a que van perdiendo la materia que los forma en cada una de sus órbitas- se rompen y desparraman aún

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▲ 1991.- Aleksander Wolszczan y Dale Frail descubren los primeros planetas fuera de nuestro sistema solar. Contra todas las expectativas, los tres planetas encontrados por los astrónomos or-bitan una púlsar catalogada como PSR B1257+12. La supernova que creó la púlsar habría destruido o desvanecido cualquier planeta, de manera que este trío debió haberse formado más tarde. Lynette Cook

▲ 1992.- David Jewitt y Jane Luu des-cubren el primer objeto Kuiper Belt: 1992 QB. Los astrónomos habían espe-rado largo tiempo encontrar una gran cantidad de pequeños objetos más allá de Neptuno. Y las predicciones eran co-rrectas –a la fecha, el 1992 QB se cuenta entre más de un millar. A medida que se encuentren más, los astrónomos conclu-irán que Plutón se ajusta a las caracte-rísticas de un objeto Kuiper Belt, así que la mayor parte de los investigadores lo ubican ahora con los otros. David Jewitt (Universidad de Hawai)

▲ 1997.- Telescopios instalados en el espacio confirman finalmente que las explosiones de rayos gamma se produ-cen en el distante universo y representan los más potentes estallidos cósmicos. La explosión que probó el caso llegó a la Tierra el 28 de febrero (de ahí su desig-nación de GRB 970228). Primeramente, los detectores de rayos gamma registran la explosión; después, un telescopio de rayos x, en el satélite BeppoSax, la ubica con precisión, y dispositivos ópticos captan el brillo del estallido de la débil y distante galaxia. Esta imagen del Hubble muestra esta galaxia y el brillo, ya debi-litado, de la explosión. Andrew Fruchter (STScl) / Elena Pian (ITSRE-CNR) NASA

▲ 1993.- Eugene y Carolyn Shoemaker, en un trabajo conjunto con David Levy, descubren el cometa Shoemaker-Levy 9. El cometa ni es brillante ni se acerca nunca a la Tierra, pero acaparó grandes titulares como el primer cometa del que se sabe chocó contra un planeta. La gravedad de Júpiter lo fragmentó en una docena de piezas durante un acercamiento ocurrido en 1992, antes de que el equipo de observadores lo hubiera encontrado. En 1994, se precipitó estrepitosamente, y durante meses cubrió de negro la parte superior de las nubes del planeta gigante. NASA / H. Weaver y T. Smith (STScl)

▲ 1997.- Por fin, con el descubrimiento de un objeto supermasivo en el centro de la Galaxia M84, los astrónomos confirman la existencia de los hoyos negros. El Telescopio Espacial Hubble utiliza un espectrógrafo de imágenes para cap-tar cómo el gas se arremolina locamente alre-dedor del hoyo negro. La aguda escisión en el centro de esta imagen muestra el movimiento rotatorio del gas a una velocidad de aproxima-damente 1.6 millones de kilómetros por hora, y confirma que el hoyo negro pesa, por lo menos, 300 millones de masas solares. Bower / Richard Green (NOAO). The STIS Instrument Definition Team / NASA

▲ 1994.- Por primera ocasión, los astróno-mos descubren un enano café –un objeto que forma una especie de estrella, pero que tiene demasiado poca masa como para generar reacciones nucleares en su interior. El ena-no café orbita en las cercanías de la estrella Gliese 229. A través del Telescopio Hale, de 200 pulgadas, del Observatorio Palomar, apa-rece como un pequeño grano del cuerpo de la estrella, y con el uso del Telescopio Espacial Hubble, un año más tarde, como una manchi-ta más notable (derecha). NASA / T. Nakajima y S Kulkarni (Caltech) / S. Durrance y D. Goli-mowski (JHU)

AÑOS 2000

▲ 1995.- Michel Mayor y Didier Queloz descubren el primer planeta alrededor de una estrella pare-cida al Sol, 51 Pegasi. Como el descubrimiento de 1991, de los planetas púlsar, también éste desafía las expectativas –posee tanta masa como Júpiter, pero orbita su estrella en sólo 4.2 días, a una dis-tancia de sólo el uno por ciento de la que separa a Júpiter del Sol. Muchos de los más de 300 exo-planetas hasta ahora conocidos también caen en la categoría de “Júpiter calientes”. Lynette Cook

▲ 1998.- Dos equipos de astrónomos anuncian que el espacio se está expandiendo a una velo-cidad creciente, y sugieren que una fuerza re-pelente, conocida como energía negra, ha llevado tal expansión a su máxima expresión. Los inves-tigadores descubren la energía negra mediante la observación de distantes supernovas, y encuen-tran que las más lejanas son más débiles de lo que sus distancias implican. En esta foto, la Su-pernova 2002dd aparece como una mancha roja en los alrededores de la galaxia que la alberga, ubicada a una distancia de ocho billones de años luz de la Tierra. NASA / J. Blakeslee (JHU)

► 2000.- Los astrónomos confirman la existencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. El objeto, que pesa alrededor de cuatro millones de masas solares, aparece tranquilo la mayor parte del tiempo, pero ocasionalmente lanza intensas llamaradas. En esta foto, del Observatorio Chandra de rayos x, el agujero negro es sólo una de las aproximadamente dos mil fuentes de rayos x en el núcleo de la Vía Láctea. NASA / CXC / MIT / K. Baganoff et alii

La astronomía es, sin lugar a dudas, una ciencia, un arte, una devoción, un laboratorio y un mundo de sueños. Los cuentos infantiles, las películas, las can-

ciones, los poemas, la fantasía y los sueños se nutren de la astronomía. Sólo que en las escuelas está casi aban-donada, reducida a su mínima expresión; no se registran

en las bitácoras docentes observaciones de las estre-

llas, reflexiones sobre los movimientos de la tierra y sus

efectos en la vida; la astronomía en el salón de clases no

va más allá de un dibujo del sistema solar y su réplica

en plastilina o en bolitas de unicel.

La astronomía, en su forma más empírica, comienza por observar con asombro las estrellas, y puede llegar a generar un atractivo subyugante donde la curiosidad, la novedad, el asombro y el descubrimiento se dan cada minuto.

UNAS PREGUNTAS

Sólo por inquietar al lector le pregunto:1.- ¿Cada cuánto tiempo hay luna llena?2.- ¿Cuál es, posiblemente, el objeto celeste más lejano, visible a simple vista por el ojo humano?3.- ¿Dónde se localiza el Monte Olympus?4.- ¿Cuándo puso sus pies sobre la superficie lunar el as-tronauta Neil A. Armstrong?5.- ¿De dónde procede la palabra galaxia?

Para evitarle el estrés, le proporciono las respuestas:1.- Hay Luna llena, aproximadamente, cada 29 días, 12 horas y 44 minutos. 2.- Es Andrómeda. Esta galaxia vecina está a 2.4 millones

de años luz. También es llamada M31. 3.- El monte Olympus es un volcán de más de 27 kiló-

metros de altura, bastante más alto que el Everest (8,848 metros) y se encuentra localizado en Marte. Tiene más de 600 kilómetros de ancho en la base. 4.- El día 21 de Julio de 1969, a las 3 horas, 56 minutos

y 20 segundos GMT. Como la luna no tiene atmósfera, ni viento, ni lluvia, las huellas de Armstrong podrían per-manecer intactas durante millones de años. Sólo la caída de micrometeoritos puede borrarlas. 5.- De la palabra griega que significa leche. La Via Láctea, la

galaxia en la que vivimos, fue vista por los griegos como

un chorro de leche, derramada en el cielo por la dio-

sa Hera, tras negarse a que Hermes mamara de su seno, y puede verse en el cielo como una gran franja blanca con infinidad de estrellas.

A estas curiosidades mínimas podemos agregar otras que bien pudieran enseñarse en la escuela, no como un programa formal, sino como un recurso para mantener des-pierto en la niñez su espíritu de indagación, observación e imaginación.

CURIOSIDADES

Por ejemplo pudiera informárseles que:1.- El Sol tiene suficiente combustible como para durar otros cinco mil millones de años, aproximadamente. 2.- La edad del Universo es de aproximadamente quince mil millones de años (15.000.000.000) 3.- La Tierra es un imán, con sus dos polos Norte y Sur. Por eso, la aguja magnética de una brújula, que es otro imán, se orienta siempre en igual dirección. El polo Sur de la aguja apunta al Norte de la Tierra y viceversa. 4.- El Sol no está donde lo vemos. Efectivamente, la luz del Sol tarda unos 8 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra, por lo que siempre vemos el Sol donde estaba hace unos 8 minutos. Este desfase es mucho más pronunciado en otras estrellas, ya que la luz de otras estrellas tarda mucho más en llegar a la Tierra que la del Sol. O bien se podría hablar a los más pequeños, sobre el origen del nombre de los días de la semana, en la forma siguiente:

LOS DÍAS DE LA SEMANA,

POR LOS ASTROS

En la antigüedad, los hombres medían el tiempo fijándose en las fases de la Luna; cada fase dura más o menos siete días. También en la antigüedad se conocían el Sol, la Luna

y los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Los demás planetas se descubrieron más tarde. Así que llamaron a cada uno de esos siete días con un nombre de los astros conocidos: Lunes, Luna; Martes, Marte; Miér-coles, Mercurio; Jueves, Júpiter; Viernes, Venus; Sábado, Saturno; y Domingo, Sol (En español, Domingo viene de Dies Dominicus o día del señor en latín. En otros idiomas el domingo está dedicado al Sol, como es el caso del inglés Sunday, día del Sol).

En fin, las posibilidades de acercar a los niños a la astronomía son tan inmensas como inmenso es el firma-mento.

(Estas curiosidades han sido extraídas de: http://apo-

lo.lcc.uma.es/personal/ppgg/html/castron.html

Profesor

Ismael Vidales

Delgado

Director Académico del

CECyTE-NL ividales@att.

net.mx

Astronomía para niñosIsmael Vidales Delgado

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Ellie Arroway sintió cómo la madrugada había traído una brisa fresca, y el calor agobiante se desvanecía en el observatorio de Arecibo, Puerto Rico. Era en ese mo-

mento cuando Morfeo (dios griego de los sueños) rondaba a Ellie, haciendo que sus ojos se cerraran por espacios breves, e invitándola a caer rendida entre sus brazos.

De pronto, cuando parecía que el dios griego había ga-nado, se escuchó un sonido grave de forma breve. Ellie brincó de su asiento y se dirigió a la computadora para sintonizar la antena y mejorar la recepción. Para su sor-presa, lo que al principio parecía un sonido aislado, se convirtió en toda una secuencia de graves y agudos, que

La astronomía y el lugar del ser humano en el cosmos

Y sin embargo se mueve… no sólo la Tierra, sino todo el universo

Maestro Rodrigo Soto Economía de

las ideas rsotomoreno@

yahoo.com

para los oídos de Ellie representaban una delicia musical y un orgasmo de la piel, similar a la primera vez que es-cuchó a Mozart.

Por fin, el mayor descubrimiento para la especie hu-

mana se clarificaba con el contacto con una civilización

extraterrestre inteligente. Para Ellie Arroway, esto signifi-caba el fin y punto último en su travesía existencial; al fin podría comprobar que no estamos solos; y, acordándose de su padre, pensó que el universo, tan vasto y enorme, “no es, después de todo, tanto espacio desperdiciado”.

Pero no sólo eso, sino Arroway sabía que este contacto transformaría la economía, la religión, la biología, la me

Rodrigo Soto

la ciencia de las interrogantes milenariasAstronomía,Patricia Liliana Cerda Pérez

Su ciencia es tan grande e infinita como lo es este viejo Universo, que, a 14 mil millones de años de haberse formado, aún plantea grandes incógnitas. Desde sus

inicios, la Astronomía ha llevado por siglos al hombre

de todos los tiempos, a estudiar las leyes naturales que

gobiernan a los cielos y, con ello, rigen y gobiernan tam-

bién a la Tierra.

Con el estudio de los planetas y de sus órbitas; con el análisis de las estrellas que desde el firmamento celeste rigen rutas marítimas y constituyen una de las bases para establecer cálculos de ca-lendarios y tiempos, la Cien-cia Astronómica nos lleva a plantearnos las grandes in-terrogantes, milenariamente filosóficas, de todos los tiempos: ¿de qué está hecho el Universo?; ¿podemos afir-mar con absoluta certeza que el Universo tiene un centro? Y, de ser así, si este centro existe ¿qué tan lejos o tan cerca se encuentra la Tierra de él?

PREGUNTAS DE SIEMPRE

Desde los griegos y los per-sas, pasando por los aztecas y los mayas, y hasta el día de hoy, filósofos y cientí-ficos se han hecho estas eternas preguntas, y, para darles respuesta, en múlti-ples casos se han traducido incluso en episodios de vida ejemplares con toda una moral-ética de lecciones y guías protocolarias de trabajo científico.

Por esta ciencia, Copérnico expresó su “compro-

miso con la verdad” y superó retos impuestos por su doble condición de sacerdote y de hombre de ciencia; y, en 1530, escribió Las Revoluciones de los Cuerpos Celestes, donde deja claro que la tierra gira alrededor del Sol y no a la inversa; Galileo Galilei sufrió persecuciones inquisito-

riales, y aun así escribió Diálogos sobre dos nuevas cien-

cias; Johannes Keppler, pese a sus malas condiciones

financieras, planteó su obra Las Armonías del Mundo.

De la cosmogonía ejercitada en todas las antiguas religio-nes, donde se buscaba explicar el origen del Universo al vincularse a éste con elementos mitológicos, a la revolu-ción científica, pasaron siglos, antes de llegar a la actual astrofísica moderna, donde se estudia la composición, es-tructura y evolución de los astros.

GRANDES CAMBIOS

Del primer telescopio con el cual Galileo Galilei estudió los astros hace ya 400 años, a la actual radioas-tronomía y radiotelescopía, que me-diante la aplicación de conocimientos físicos, matemáticos y químicos, analizan la radiación elec-tromagnética de rayos cós-micos, neutrinos y mete-oros para tener datos sobre los astros, su composición química, temperatura, ve-locidad en el espacio, mov-imientos y distancias con la Tierra y proyectar hipótesis sobre la formación, desar-rollo y fin estelar, se han registrado grandes cambios. En ese intermedio, por ejem-plo, Albert Einsten nos ense-ñó, con base en su teoría cuántica, que un sistema no

tiene una sola historia, sino

muchas historias posibles, cada una con cierta proba-

bilidad, por lo cual, el mismo Universo tiene todas las

formas y todas las historias posibles. También Stephen W. Hawking, con todas sus grandes limitantes físicas, desarrolló sus luminosas ideas en la obra titulada Del Bing Bang a los Agujeros Negros. Son estos grandes saltos históricos de la Ciencia los que a los simples ciudadanos nos permiten llegar a saber los riesgos que implica la ac-tual contaminación luminaria, y nos recuerdan siempre la grandeza del Universo en su infinita concepción de histo-rias y formas posibles, como planteaba Einstein.

Doctora Patricia Liliana Cerda PérezCoordinadora del Centro de InvestigacionesFCC / [email protected]

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dicina, la filosofía, la química, la física, la política, entre otras muchas otras áreas de la ciencia humana, pues se les tendría que agregar la experiencia de estos nuevos seres inteligentes.

Carl Sagan

BÚSQUEDA DE LA VERDAD

Ellie Arroway, personaje de la novela de Carl Sagan: Con-tacto, (interpretada en el cine por Jodie Foster), nos mues-tra el afán desmedido de la búsqueda de la verdad basada en una hipótesis, para transformarla en verdad compro-bada; en este caso en particular, el encontrar una señal que compruebe que existe vida inteligente en alguna otra parte del universo.

Diversos descubrimientos han hecho que cambie nues-tra forma de percibir el mundo que nos rodea, así como de “valorar” la relación simbiótica o no que compartimos con diversas especies en el planeta. Asimismo, los avances médicos han aumentado nuestra esperanza de vida, inclu-so los científicos han llegado a pensar que podríamos muy bien superar los 100 años de vida.

Hemos comprendido que el átomo no es la partícula más simple, sino que existen otras todavía más pequeñas. Gracias a la mecánica cuántica, hemos comprendido que el mundo cuántico tiene leyes físicas diferentes a las del mundo que percibimos. De igual forma, las concepciones

de Newton, Einstein, Bohr, Hawkings, Maxwell, Darwin,

Galileo, Kepler, entre muchos otros, nos siguen respon-

diendo algunos cuestionamientos y planteando otros

nuevos acerca del universo.

Sin embargo, nada se compararía a tener contacto con una especie inteligente de otro planeta. Ese simple hecho revolucionaría la forma en que vivimos y la forma en que comprenderíamos nuestro lugar en el cosmos como es-pecie.

LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

Si recordamos un poco de historia de la física, todo inició

con una pequeña singularidad, consistente en que se expandió el universo, hasta crear y seguir creando todo lo que tenemos a nuestro alrededor; muchos dicen que es una lástima no poder tener información fresca del Big Bang; pero, para Bill Bryson, esto es posible, pues nos dice que si queremos un lugar en la primera fila de Big Bang, lo que tenemos que hacer es sintonizar nuestra televisión en un canal que no reciba o que reciba la conocida “estática”, pues el uno por ciento de esa señal representa los vestigios del Big Bang. Para Bryson es impensable

decir que no hay nada en la televisión, pues estamos recibiendo la señal del

inicio del universo.

La observación del cosmos por parte del hombre data de la más remota anti-güedad; incluso, estoy seguro de que los primeros homínidos se impresionaban con el cielo arriba de sus cabezas, y con todos los fenómenos que se presenta-ban, y se preguntaban sobre la causa de ellos. Tan sólo la lucha de Horus (dios egipcio representado con el Sol) contra Set (personificación egipcia de la oscuri-dad o la noche) era un enigma para ellos.

HECHOS NOTABLES

De acuerdo a la revista Science Illustrated, de marzo & abril de 2009, en su artículo de “What is the Universe?” y que describimos brevemente a conti-nuación con los hechos más destacados:

Anaxágoras

Todo comenzó cuando, en el año 450 a.C., el filósofo Anaxágo-ras propuso una interesante teoría, según la cual el universo estaba compuesto por dos cosas: átomos y espacio vacío.

Posteriormente avanzamos, como lo comentó Carl Sa-gan en Cosmos: Aristarco de Samos, filósofo griego,

propuso, en el año 260 a.C., un sistema heliocéntrico

(según el cual la Tierra y los planetas de nuestro

sistema giraban alrededor del Sol).

FALTA DE VISIÓN

Fue así como, por una completa falta de visión y de in-terés por parte del Gobierno Federal, en 1976, durante el cambio sexenal, se dieron por cerradas las actividades de la CONAEE, de modo que se interrumpieron y desaparecie-ron por completo todos los proyectos aeroespaciales y tec-nológicos que se estaban llevando a cabo. De esta forma, México entraría en un notable rezago, lo que provocó

también que científicos e ingenieros mexicanos emigra-

ran a otros países para desarrollar sus capacidades y

ejercer.

Entre 1985 y 2006, a través de las agencias espaciales NASA y ARIANE SPACE, México puso en órbita su sistema de satélites de telecomunicaciones Morelos, Solidaridad y SatMex, reforzando así la gran dependencia tecnológica con la que cuenta este país. En la actualidad, países latino-americanos como lo es por ejemplo Brasil, están sacando

el máximo provecho de los conocimientos que han adquirido a lo largo de todo este tiempo, a tal grado que es actualmente uno de los miembros del equipo de construcción de la Estación Espacial Internacional (ISS).

Brasil es también reconocido mundialmente por fabricar sus propios aviones “Embraer”, empresa aeronáutica a la cual México compra para sus flotas aéreas comerciales. Sin duda alguna, este país se ha convertido en todo un líder de

la materia en América Latina, ya que también construye sus propios cohetes,

tiene bases de lanzamiento y fabrica microsatélites.

De la misma forma, recientemente, Perú, bajo los esfuerzos de su propia agencia espacial, llamada CONIDA, ha logrado lanzar su cohete Paulet 1, lo que ha significado un gran paso en el desarrollo de ese país. De manera impresio-nante México se queda rezagado en este rubro, y, en vez de ir promoviendo y desarrollando su propia tecnología, la está comprando a otros países, incluso fabricándola para beneficio de ellos.

A ENMENDAR EL CAMINO

No obstante, y con base en este historial, México retoma nuevamente el proyecto de crear su propia agencia espacial, con la finalidad de reforzar el progreso científico, social y tecnológico.

Fue en octubre de 2005 cuando se presentó y se dio lectura ante la Cámara de Diputados, del proyecto de creación de la AEXA, por parte del diputado Moi-sés Jiménez Sánchez.

El 26 de abril de 2006, la Cámara de Diputados dio su aprobación, con 225

votos a favor y 83 en contra. Asimismo, se aprobó un presupuesto de 25 mi-

llones de pesos para comenzar con la organización de dicha agencia.

La Minuta de Ley fue turnada a la Comisión de Ciencia y Tecnología del Se-nado de la República Mexicana, para su estudio y aprobación.

Entre el año 2006 y 2008, se comenzaron a recibir diversas cartas de apoyo por parte de la comunidad espacial del mundo entero, como lo es: ROSCOSMOS, NASA, ESA, ISA, NSAU, ROSA, MOSTI, Agencia Espacial Brasileña, Agencia Es-pacial Argentina, Perú, Ecuador, así como de diversas instituciones educativas, empresariales y gubernamentales de México.

En octubre de 2008 fue aprobado el dictamen por parte de la Comisión de Ciencia y Tecnología y turnado al pleno del Senado de la República para su vo-tación. El 4 de noviembre de ese mismo año, después de haber dado lectura

al dictamen por parte de los diversos parlamentos políticos, se realizó la vo-

tación, y el dictamen fue aprobado por “unanimidad”.

La situación actual del proyecto de creación de la AEXA es que espera a que la Cámara de Diputados apruebe una modificación que se realizó a un artí-culo dentro del dictamen; pero una vez aprobada, éste pasará directamente al Ejecutivo para que dé su Visto Bueno y sea publicado en el Diario Oficial de la Federación.

MÉXICO Y LOS GRANDES TELESCOPIOS

A manera de paréntesis, cabe retomar un punto muy importante sobre las grandes iniciativas en las que México y su gobierno han sido partícipes reciente-mente.

El desarrollo y construcción del Gran Telescopio Milimétrico (GTM) en lo alto del volcán Sierra Negra (aproximadamente a cuatro mil 600 metros de altura), así como su actual participación en la construcción del Gran Telescopio Canarias (GTC) del Instituto de Astrofísica de Canarias (España), donde México participa con recursos tanto económicos, como técnicos.

Estamos completamente seguros que la creación de la Agencia Espacial

Mexicana traerá al país grandes beneficios y mucho crecimiento en diversas

áreas, tanto en los rubros científico y tecnológico, como en el sector aeronáu-

tico y aeroespacial.

Para mayor información, visite por favor el portal: www.aexa.tvPuede escribirnos también a la cuenta: [email protected]

84y13.indd 1 27/04/2009 05:19:35 p.m.


Siguiendo esta línea del tiempo, Ptolomeo, en el año 150 a.C., según datos de Sci-ence Illustrated, cambio la per-cepción anterior y planteó la existencia de un sistema pla-netario erróneo, según el cual el Sol y los planetas giraban alrededor de la Tierra.

Ptolomeo

Tuvimos que esperar a Copérnico, como se mues-tra esquemáticamente en el artículo “What is the Uni-verse?”, para volver a la propuesta heliocéntrica, de acuerdo con la cual los planetas circulan en órbitas alrededor del Sol.

Copérnico

Para el siguiente científico tenemos que hacer una reverencia, pues aunque Galileo Galilei utilizó inteli-

gentemente la recomendación de Bertrand Russell,

que dice: “Yo no moriría por mis ideas, pues puedo

estar equivocado”, todos sabemos que Galileo tenía

la plena certeza de sus teorías; sin embargo, prefirió

sobrevivir para compartir su legado con la humani-

dad en tiempos menos religiosos y más científicos.

Galileo Galilei

EL CASO DE GIORDANO BRUNO

Pero para este caso me refiero a Giordano Bruno, científico italiano, que en 1584 propuso que ni el Sol ni la Tierra son el centro del universo, y, adelantándose a Galileo, explicó cómo el Sol es una de tantas estrellas, y que podrían ex-istir planetas similares a la Tierra en otros confines de nuestra galaxia o de otras galaxias. Tristemente, y gracias a la forma tan absurda de actuar de la inquisición, esta forma de pensar le costó la vida.

Para 1600, siguiendo la descripción de Science Illus-trated, tenemos a Tycho Brahe, que combina las teorías de Ptolomeo y Copérnico; para enseguida dar entrada a Ke-pler, quien plantea las tres leyes del movimiento planeta-rio: el movimiento elíptico de los planetas alrededor del Sol; mientras más cerca del Sol, los planetas tienen períodos orbi-tales más cortos, y viajan más rápido mientras más cerca están del Sol.

De ahí pasamos a 1609,

con el famoso Galileo

Galilei, a quien se le fes-

teja este año por el uso

del primer telescopio as-

tronómico, lo que le valió

confirmar el sistema he-

liocéntrico actual.

Fue en los años 60 cuando se inició el apogeo de la ex-ploración espacial, debido a la gran rivalidad que exis-tía entre la aquel entonces Unión Soviética y los Esta-

dos Unidos, por querer ganar terreno en cuanto al espacio exterior se refiere.

El simple hecho de que en 1957 los soviéticos hubieran colocado en órbita su primer satélite, Sputnik 1, abrió por completo una nueva etapa en la era de las tecnologías y las telecomunicaciones, así como una nueva visión de la exploración del espacio.

Un año más tarde, Estados Unidos lanzaría también su primer satélite, llamado Explorer I. De esta forma, y de manera sucesiva, ambas potencias lograban incluso colo-car los primeros cimientos para poner seres humanos en el espacio.

SURGIMIENTO DE UNA NUEVA INDUSTRIA

Se pudiera decir también que en esta época hubo un gran despertar y un interés de los demás países, que querían rea-lizar las mismas prácticas de estas dos grandes potencias, ya que era muy claro el nacimiento de una nueva industria aeroespacial y de telecomunicaciones. Incluso hoy en día, diversos países que han seguido este mismo lineamiento, se han visto muy beneficiados con el ofrecimiento de ser-

Hacia la creación de una

Agencia Espacial

Mexicana

Licenciado José Jaime Herrera

CortésPromotor de la

Agencia Espacial Mexicana

(AEXA) y Presidente de DIVAAC.

[email protected]

José Jaime Herrera Cortés

vicios de lanzamiento y puesta en órbita de satélites de telecomunicaciones y de otros tipos. En cuanto a

México se refiere, fue en el año de 1962 cuando, por

decreto del presidente Adolfo López Mateos, se creó

la Comisión Nacional del Espacio Exterior (CONAEE),

una dependencia de la Secretaría de Comunicaciones

y Transportes (STC), la cual se encargaría de controlar y fomentar todo lo relacionado con la investigación y explo-ración, con fines pacíficos, del espacio exterior. Uno de los proyectos de esta nueva comisión para el desarrollo na-cional era el programa llamado “Percepción Remota”, que daría apoyo a diversas instituciones que tenían a su cargo la búsqueda de recursos naturales, como lo son: mantos acuíferos, el mejoramiento de sistemas de riego, control de cuencas hidrológicas, selección de tierras de cultivo, localización de yacimientos de minerales, estudios de con-taminación de aire y agua: todo esto gracias a sensores remotos instalados en los satélites.

LANZAMIENTO DE LOS PRIMEROS

COHETES MEXICANOS

En el seno de la Comisión Nacional del Espacio Exterior

se llevarían a cabo diversos ejercicios, como el desa-

rrollo de cohetes de combustible sólido, con la finalidad

de hacer estudios de la alta atmósfera. Conforme se iban

obteniendo conocimientos con base en esta actividad,

se lograron lanzar en el estado de Oaxaca los primeros

cohetes mexicanos, llamados: SCT1 Totl y el SCT2 Mitl.

Asimismo, se realizaron convenios de colaboración en-

tre Estados Unidos y México en materia espacial, y se

construyó la primera estación terrena en la ciudad de

Tulancingo, Hidalgo, donde se formaron los primeros trabajos de percepción remota para transmisión satelital. Los trabajos de la CONAEE se llevaron a cabo sin que exis-tieran gastos excesivos con motivo de las diferentes activi-dades que se realizaban. Incluso, sus resultados fueron de gran relevancia, dado el desarrollo científico y tecnológico que se obtenía para el beneficio de la nación.

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Ptolomeo


Copérnico








Galileo Galilei



















Agencia Espacial

Mexicana





[email protected]









COHETES MEXICANOS












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En 1687, la figura de Newton roba la atención de la ciencia con la publicación sus descubrimientos en Phi-losophiæ Naturalis Principia Matematica, con los que revo-luciona la concepción del universo y de las leyes físicas.

CONCEPCIÓN DEL UNIVERSO

Y DE LAS LEYES FÍSICAS

Pasamos ahora con Albert Einstein, quien en 1915 pre-sentó su Teoría General de la Relatividad, modificando lo dicho por Newton y estableciendo las bases de la cos-mología moderna, principalmente con su concepto de “espacio-tiempo”; esto nos hizo ver que cada observación astronómica es relativa, dependiendo del punto de vista del observador.

Para 1927, Lemaitre enseña al mundo

una primera versión del “Big Bang”. En

1929, Hubble descubre la velocidad con

que las galaxias se mueven, misma que

es proporcional a la distancia que tienen

de la Tierra. Seguimos en 1948 con George Gamow, que publica el libro The Origin of Chemical Elements, que da una explicación para la distribución de los elementos en el Universo, ayudando al concepto del Big Bang.

En 1950, Fred Hoyle presenta su teoría del Universo Estacionario. Seguimos con 1965, cuando Penzias y Wilson se encuen-tran la hoy conocida “Radiación de fondo de microondas”. Luego, en 1970, Vera Ru-bin y Kent Ford mostraron que la velocidad de rotación de las galaxias es superior a lo esperado; este descubrimiento fue de-nominado “curvas planas de rotación”, que ayuda a comprender y evidenciar la mate-ria oscura.

NewtonLemaitre

Fred Hoyle

Posteriormente, en 1992, el satélite COBE demuestra que la radiación de fondo de microondas es efectivamente la onda y calor remanente del Big Bang. Es así como Bryson toma su ejemplo de ver la televisión con estática y tener primera fila en el comienzo del universo.

COBE

y estructura del cosmos. Debe hacerse notar que de los temas tratados en los Pasatiempos de Cosmología, gran parte fue escrito para tratar pre-cisamente sobre el heliocentrismo.

SEMINARIO DE MINERÍA

Finalizaremos este resumen sobre la astronomía en el México colonial, se-ñalando que en 1792 comenzó sus cursos el Real Seminario de Minería de la Ciudad de México, institución que con mucha propiedad ha sido califi-cada de La primera casa de las ciencias, pues a partir de esa fecha, ahí se inició la enseñanza de lo que ahora llamamos ciencias exactas. En efecto, fue en esa institución docente, donde se impartieron los primeros cur-

sos regulares de astronomía, física, matemáticas, química y mineralogía,

como ahora se entienden estas disciplinas.

Por lo que toca a la formación astronómica que recibieron sus alum-nos, fue sólida, tanto en el aspecto teórico, como en el terreno práctico, como demostraron sus egresados a lo largo del siglo XIX, ya que fueron algunos de ellos los que, gracias a su labor en ese campo, lograron final-mente que en nuestro país la astronomía dejara de ser una ciencia auxiliar de la geodesia y la cartografía, para convertirse en una disciplina científica cultivada por ella misma y en instituciones expresamente fundadas para hacerlo.

“El Astrónomo”, Jan Vermeer (1668)

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CONOCIMIENTOASTRONOMÍA16 ASTRONOMÍA 81

ENERGÍA Y MATERIA NEGRAS

En 1998, científicos australianos corroboran que el universo se está expandiendo a una tasa constante. Hoy en día la cuestión de debate es comprender lo que es la energía negra y la materia negra. Eso nos dará más respuestas y seguramente también nos abrirá nuevas interrogantes.

Todo partió de una singularidad espacio temporal, con una expansión, apa-rentemente infinita, generadora de energía, lo que podríamos sintetizar como constante del Universo, que es el calor, para ir formando y distribuyendo los planetas y las estrellas en todo el Universo. Pero de la misma forma, como inició todo, el Universo se enfriará y, según expertos como Hawking, se colapsará en una singularidad para terminarse.

Según mi punto de vista, todo iniciará, y se creará un nuevo Universo, al estilo de lo que diría Nietzsche “El Entorno Retorno”, pero en esta ocasión no de lo idéntico. Uno donde es poco probable que exista la raza humana, pero seguramente tendrá el capricho de poner un planeta a una distancia adecuada de un “sol”, mismo que lo calentará y, gracias a los elementos químicos que se combinen, será viable para soportar vida y que esa vida se transforme evolutiva-mente en vida inteligente.

Pero antes de que eso pase, esperemos a encontrar la señal tan esperada,

al estilo de Ellie Arroway, que nos demuestre que no estamos solos, y nos

obligará a rediseñar nuestro pensamiento, intercambiar ideas con esa especie

para tal vez saciar el hambre de tantos cuestionamientos que tenemos sobre de dónde provenimos y a dónde vamos.

EL TELESCOPIO KEPLER

La tarea de hacer contacto está a cargo del telescopio Ke-pler, que, de acuerdo a The Economist, puede monitorear simultáneamente cien mil estrellas. El objetivo específico es encontrar planetas similares a la Tierra, que orbiten en una llamada “zona habitable”, donde la temperatura sea adecuada, sobre todo para que el agua se encuentre en estado líquido.

Esperemos que ese contacto nos ayude a eliminar la soberbia humana y tengamos la humildad de aceptar que no somos una creación única y especial divina, sino que también puede haber otros allá afuera que hayan evolucio-nado como nosotros.

Somos criaturas curiosas y observadoras; sólo pense-mos en la tasa de procesamiento de información que reci-bimos con los ojos. De esa observación persistente comen-zó la ciencia y nuestro asombro para poner en los cielos aquellas cosas que debían tener un lugar reservado, privi-legiado e inalcanzable. De ahí lo maravilloso que resulta la astronomía y la búsqueda de significado del cosmos.

El descifrar el cosmos se encuentra en comprender lo que es la materia negra y la energía negra. Todo eso que mantiene en su posición y rotación tanto a las galaxias como a los planetas. Diversos estudios señalan que el

universo está compuesto de un 4 por ciento de energía

de las galaxias y planetas que vemos; de un 22 por cien-

to de materia negra, y de un 74 por ciento de energía

negra.

Cuando leemos lo anterior, nos damos cuenta de que no sabemos nada de nuestros verdaderos orígenes; pues como lo planteó Carl Sagan, nosotros somos polvo de es-trellas; aunque, cuando vuelva a estar en funcionamiento el acelerador de partículas del CERN, podremos de nueva cuenta esperar obtener las respuestas deseadas y no abrir

parte de un plan que le permitiría utilizar aquellas observaciones telescópi-cas, en mediciones geodésicas y cartográficas tendientes a establecer la posición co-rrecta de la Ciudad de México.

Diez años después, Francisco Javier Clavijero comenzó, en el colegio de los jesuitas de Morelia, a explicar en su curso de física las principales ideas del he-liocentrismo y continuó haciéndolo al año siguiente en Guadalajara. Ésas fueron las primeras enseñanzas públicas de la teoría copernicana sobre la estructura del Universo.

ACONTECIMIENTOS

ASTRONÓMICOS EN 1769

El año 1769 fue rico en sucesos as-tronómicos. Hubo tres eclipses solares, ocurridos el 8 de enero, el 4 de junio y el 28 de noviembre, dos lunares, que su-cedieron el 19 de junio y 13 de diciembre, un tránsito del planeta Venus por el disco solar, que tuvo verificativo el 3 de junio y otro del planeta Mercurio, que sucedió el 9 de diciembre. Por la hora en que ocurrie-ron, los solares no fueron visibles desde territorio mexicano, pero sí lo fueron los eclipses lunares y los dos tránsitos.

La importancia que esos sucesos tu-

vieron para la astronomía de la época

fue grande, en especial el tránsito ve-

nusino, pues su correcta observación

podría ayudar a determinar la distancia

absoluta que separa a la Tierra del Sol. Para observarlo, viajó a nuestro país una comisión astronómica franco-española, pero también fue estudiado desde la ciudad de México por José Ignacio Barto-lache y José Antonio Alzate, y desde el sur de la Baja California por Velázquez de León.

Los comisionados franco-españoles enfrentaron grandes dificultades para cumplir su cometido científico; incluso la mayoría murieron después de hacerlo, debido a una epidemia que se desató en San José del Cabo, lugar desde donde lo observaron. Los datos obtenidos por los astrónomos novohispanos resultaron de igual calidad que los de sus pares europeos, así que en 1772, Cassini, quien era director del Observatorio de París, los publicó, junto con los de observadores situados en otras partes del mundo, dándolos a conocer a la comunidad as-tronómica internacional. A raíz de ello, trabajos de los astrónomos mexicanos

fueron frecuentemente conocidos en Europa, pues la Academia de Ciencias de

Francia llegó a publicar algunos.

Por su parte, Alzate publicó en la Ciudad de México, a fines de 1769 y prin-cipios de 1770, los resultados de sus observaciones de los tránsitos de Venus y Mercurio, así como un folleto sobre el estudio que hizo del eclipse lunar del 13 de diciembre. Esos tres trabajos: el Suplemento a la famosa observación del tránsito de Venus por el disco del Sol, la Observación del paso de Mercurio por el disco del Sol, y el Eclypse de Luna del doce de Diciembre de mil setecientos setenta y nueve, fueron conocidos y apreciados por los europeos.

Quien reportó la aparición de ese cometa fue Don Antonio de Mendoza y González, agrimensor y profesor de matemáticas y astronomía, radicado en la ciudad de Puebla.

El sacerdote oratoriano Juan Benito Díaz de Gamarra y Dávalos fue profesor en San Miguel el Alto, Guanajuato. Para uso y guía de sus alumnos, escribió el texto Elementa recentioris Philosophiae, publicado en la capital novohis-pana en 1774, obra en la que abordó las disciplinas pro-piamente filosóficas, pero también las ciencias naturales. Ahí trató sobre estática, mecánica, hidrostática, óptica, electrostática, química, biología, geografía y astronomía. Dedicó la quinta parte de su libro a tratar Sobre la com-posición del mundo, que fue donde presentó y discutió los modelos cósmicos del Universo. En particular se inclinó por el heliocéntrico.

Diagrama incluido por Andrés Guevara y Basoasábal en sus Pasatiempos de Cosmología, para ilustrar los diferentes sistemas del mundo discutidos en su obra.

ANDRÉS DE GUEVARA

Andrés de Guevara y Basoasabal fue un jesuita mexicano que se radicó en Ferrara, Italia, a partir de 1767, cuando fue obligado a salir de los dominios españoles. Exiliado, escribió una extensa obra que tituló Pasatiempos de Cos-mología, donde expuso con amplitud y sencillez las ideas copernicanas y otros conceptos físicos que ya son moder-nos. La parte astronómica de su libro la inició con una extensa presentación sobre aspectos técnicos básicos de astronomía de posición, por lo que habló de los círculos y puntos notables de la esfera celeste, y analizó la estructu-

ra del cosmos, fundamentalmente desde la perspectiva

del modelo de Copérnico, lo que convierte a esa obra en

el primer texto heliocéntrico escrito por un mexicano.

Los Pasatiempos fueron escritos en español, para que los novohispanos, sobre todo los jóvenes, conocieran las nuevas ideas astronómicas. Dijo que su propósito al escri-bir esa obra fue que sus paisanos tuvieran material mo-derno y entretenido sobre temas relativos a la forma

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una caja de Pandora. Para seguir y finalizar, me gusta-ría compartir lo dicho por Carl Sagan en sus reflexiones sobre su libro A Pale Blue Dot, de la foto de la Tierra que tomó el Voyager 1, a una distancia de seis mil millones de kilómetros, por recomendación de Sagan; que, aun-que en otros artículos lo he mencionado, a mi parecer es necesario presentarlo por escrito en este artículo, pues resume con excelsa belleza lo que somos en el cosmos y el papel de la astronomía en nuestras vidas.

LO QUE DICE CARL SAGAN

Aquí lo presento, traducido y editado por Wikipedia:“Considera otra vez ese punto. Eso es aquí. Eso es casa. Eso es nosotros. En él se encuentra todo aquel que amas, todo aquel que conoces, todo aquel del que has oído hablar, cada ser humano que existió, vivió sus vidas. La suma de nuestra alegría y sufrimiento, miles de confia-das religiones, ideologías y doctrinas económicas, cada cazador y recolector, cada héroe y cobarde, cada creador y destructor de la civilización, cada rey y cada campesino, cada joven pareja enamorada, cada madre y padre, cada esperanzado niño, inventor y explorador, cada maestro de moral, cada político corrupto, cada “superestrella”, cada “líder supremo”, cada santo y pecador en la historia de nuestra especie vivió ahí – en una partícula de polvo suspendida en un rayo de luz del Sol.

“La Tierra es un muy pequeño escenario en una vasta arena cósmica. Piensa en los ríos de sangre vertida por todos esos generales y emperadores, para que, en gloria y triunfo, pudieran convertirse en amos momentáneos de una fracción de un punto. Piensa en las intermina-bles crueldades vistas por los habitantes de una esquina de ese píxel, para los apenas distinguibles habitantes de alguna otra esquina; lo frecuente de sus incomprensio-nes, lo ávidos de matarse unos a otros, lo ferviente de su odio.

“Nuestras posturas, nuestra imaginada auto-impor-tancia, la ilusión de que tenemos una posición privile-giada en el Universo, son desafiadas por este punto de luz pálida.

“Nuestro planeta es una partícula solitaria de luz en

la gran envolvente oscuridad cósmica. En nuestra oscu-ridad, en toda esta vastedad, no hay ni un indicio de que la ayuda llegará desde algún otro lugar para salvarnos de nosotros mismos.

“La Tierra es el único mundo conocido hasta ahora

que alberga vida. No hay ningún otro lugar, al menos

en el futuro próximo, al cual nuestra especie pudiera

emigrar. Visitar, sí. Colonizar, aún no. Nos guste o no, en este momento la Tierra es donde tenemos que que-darnos.

“Se ha dicho que la astronomía es una experiencia de humildad y construcción de carácter. Quizá no hay mejor demostración de la tontería de los prejuicios humanos que esta imagen distante de nuestro minúsculo mundo. Para mí, subraya nuestra responsabilidad de tratarnos los unos a los otros más amablemente, y de preservar, al igual que apreciar el pálido punto azul, el único hogar que jamás hemos conocido”.

REFERENCIASBryson, Bill. A Short History of nearly everything, Broadway books, 2003. USAWhat is the Universe?, Science Illustrated, March & April 2009.A year of Astronomy. The World in 2009, The Economist, November 2008.Un punto azul pálido. Wikipedia. http://es.wikipedia.org/wiki/Un_punto_azul_pálidohttp://www.youtube.com/watch?v=p86BPM1GV8M

ficos e históricos, incluyó un Canon de Eclipses, donde reportó todos aquellos, lunares o solares, que ocurrirían en el mundo entre ese año y 1620. Ese conjunto de datos, calculados por él para la posición de la capital novohispana, fue el primero de su tipo hecho en toda América.

INTERÉS POR LA ASTRONOMÍA

En ese periodo, comenzaron a publicarse trabajos sobre observaciones de co-metas y eclipses, realizados por diferentes personajes, lo que muestra el interés que ya en esas fechas hubo por la astronomía en diferentes partes de la Nueva España. En 1637, el fraile mercedario Diego Rodríguez, fundó en la Real y Pon-tificia Universidad de México, la primera cátedra de Astronomía y Matemáticas que hubo en una institución de ese tipo en nuestro continente. En ella se siguió el programa de estudios implantado durante el siglo XV en la Universidad de Salamanca, España, que fue en todo similar al de otras universidades europeas que contaron con esos estudios.

Informaciones diversas, como listas de embarque, declaraciones escritas ante funcionarios de la Corona y la Inquisición, testamentos e inventarios de bibliotecas conventuales y particulares, muestran que al mediar el siglo XVII,

circulaba una amplia variedad de libros en la Nueva España, entre los que

no escaseaban los que cubrían los temas científicos de aquella época. De los astronómicos que se han podido identificar, hubo algunos que ya trataban los nuevos temas que entonces surgían en esa disciplina.

Igualmente, por esas fechas comienza a existir constancia escrita de la intro-ducción a nuestro país de diferentes instrumentos astronómicos, en particular telescopios destinados explícitamente a trabajos de observación de los astros.

SIGÜENZA Y GÓNGORA

Carlos de Sigüenza y Góngora fue un notable novohispano que, en el último tercio de aquel siglo, destacó en varios campos de la cultura. Durante más de veinte años fue profesor de Astronomía y Matemáticas en la universidad mexi-cana. Se sabe que realizó diversas obser-vaciones de eclipses y cometas, y que es-cribió varias obras astronómicas, de las que solamente ha sobrevivido su Libra Astronómica y Filosófica, publicada en la Ciudad de México en 1690, y donde hizo una defensa de los cometas como cuer-pos naturales, despojados de los atribu-tos astrológicos que incluso importantes pensadores europeos contemporáneos a

él seguían afirmando que tenían.Durante los primeros años del siglo XVIII, hubo gente de las ciudades de

México y Puebla que estudiaba el firmamento en forma regular, lo que les per-mitió publicar reportes de observaciones de eclipses y cometas. Muchos de esos documentos todavía estaban inmersos en las ideas astronómico-astrológicas y en el geocentrismo, pero son indicativos del lento cambio que entonces ocurría en la sociedad mexicana en el terreno filosófico, teológico y científico.

LA ILUSTRACIÓN

Al mediar aquella centuria comenzaron a cambiar muchos paradigmas, gracias en parte a que llegó a la Nueva España el fenómeno de la Ilustración, caracte-

rizado por una apertura oficial a las nuevas corrientes de pensamiento. En 1755, Joaquín Velázquez de León, notable novohispano que entre otros

méritos tuvo el de promover la fundación del Real Colegio de Minería en la capi-tal novohispana, realizaba observaciones sistemáticas de los eclipses que sufren los satélites de Júpiter, pero no lo hacía como un ejercicio ocioso, sino como

cruz, en el Colegio de Estudios Mayores, anexo al conven-to agustino de Tiripetío, Michoacán. Conocemos su con-tenido, porque entre 1554 y 1557, ese religioso, ya como profesor de la Real Universidad de México, publicó sendos volúmenes para uso de los alumnos universitarios.

En particular, en la Physica Speculatio, que fue el texto que escribió para introducir a los estudiantes en las su-tilezas de la física aristotélica, además de discutir con amplitud el libro De Caelo, donde Aristóteles plasmó su visión de un cosmos centrado en la Tierra, formado por esferas concéntricas que giraban moviendo los planetas, el Sol entre ellos, así como las llamadas estrellas fijas, agregó como apéndice el Tractatus de Sphaera, escrito en el siglo XIII por el astrónomo italiano Giovanni Campano de No-vara, donde tal personaje explicaba, siguiendo el esque-ma geométrico introducido por Ptolomeo en el siglo II de nuestra era, en su Almagesto, el movimiento de los cuer-pos celestes y la ocurrencia de fenómenos astronómicos como los eclipses.

Sin lugar a dudas, ese texto de Campano tiene el méri-

to de haber sido el primer libro de astronomía publicado

en todo el continente americano, pues como apéndice de la Physica Speculatio, salió de las prensas de la Ciudad de México en 1557.

Pocos años después, los jesuitas mexicanos publicaron el que habría de ser el segundo, surgido de sus prensas del Colegio de San Ildefonso. En esa ocasión se trató del libro De Sphaera Liber unus, escrito por el italiano Francesco Maurolico, que dichos religiosos imprimieron en la capital de la Nueva España, ya que necesitaban obras de ese tipo para los cursos que daban en aquel centro educativo.

IDEAS COSMOGÓNICAS

DEL GEOCENTRISMO

La demanda de ambas obras, implícita en su producción local, muestra que en efecto los alumnos novohispanos de nivel medio superior eran instruidos en las ideas cos-mogónicas surgidas del geocentrismo, lo que no debe ex-trañar, pues por aquella época lo mismo ocurría en los colegios europeos, ya que habrían de pasar muchos años antes de que el heliocentrismo fuera aceptado.

Al finalizar el siglo XVI, llegó a la Nueva España, vía el Puerto de Veracruz, una remesa de 678 libros para su venta en la capital colonial. El inventario de aquellas obras llegadas en 1600 se conoce, por lo que nos ha sido po-sible identificar las de tema astronómico, que resultaron ser 31 títulos, entre los que destaca por su importancia, el texto De Revolutionibus orbium coelestium, escrito por

Nicolás Copérnico, y donde ese autor introdujo las ideas

de la astronomía heliocéntrica, por lo que dicha obra

se convirtió en uno de los parteaguas de la Revolución

Científica.

Durante los primeros años del siglo XVII, en la Nueva España destacó como astrónomo Enrico Martínez, perso-naje nacido en Hamburgo, que pudo pasar a estas tierras porque en esos años Alemania formaba parte del Imperio Español. En 1606, publicó en la capital novohispana su li-bro Repertorio de los Tiempos, donde además de tratar con extensión el modelo geocéntrico, hablar de temas geográ-

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Podría parecer que las estrellas sobre nosotros no cambiaran mucho –que el cielo es esencialmente el mismo, sin ningún cambio, aparte de la presencia

de cometas que cruzan velozmente el espacio, y planetas como Marte, Venus y Júpiter, que hacen una danza majes-tuosa en el firmamento, y que parecen ir hacia adelante y hacia atrás entre las estrellas.

El ritmo de estos movimientos fue conocido por nuestros antepasados, y particularmente bien estudiado por los árabes, quienes son los responsables de muchos de los nombres que usamos actualmente para las estrellas –sin dejar de mencionar el nombre de la ciudad en la cual nuestro grupo de astronomía trabaja (Guadalajara).

Da la impresión de que algunas estrellas cambian

con el tiempo, y que su luminosidad varía de acuerdo

a patrones regulares y predecibles. Esto puede ser el re-sultado de diferentes estrellas en sistemas binarios, que se eclipsan una sobre otra, de lo que resultan variaciones como las observadas en la estrella Algol – nombre que sig-nifica “el demonio” o “el espíritu del mal” en árabe .

LUMINOSIDAD Y COLOR VARIABLES

Y, en realidad, esta estrella puede dar la impresión de un ojo demoníaco que salta lentamente sobre nosotros, los mortales. Alternativamente, esas variaciones en las estre-llas pueden ocurrir como resultado de pulsaciones regu-lares en sus dimensiones, lo que conduce a cambios co-rrespondientes a luminosidad y color.

Un claro ejemplo de esto es la estrella Mira, cuya

variabilidad fue posiblemente detectada por primera

vez por los babilonios, árabes y chinos, aunque el nom-bre con que la conocemos le fue dado por el astrónomo Johannes Hevelius en 1662, y significa “maravilloso” o “asombroso”.

Así, es claro que los árabes y otros pueblos antiguos fueron muy cuidadosos en su observación del cielo, mucho más que la persona promedio en nuestro agitado modo de vida. Ellos tuvieron tiempo de recostarse por las noches en los desiertos de Arabia Saudita o el Norte de África, y disfrutar así de un cielo limpio –cielos en los cuales los niveles de contaminación prácticamente no existían y los

El nacimiento, vida y muerte de las estrellas

Doctor John Peter

PhillipsFundador del

Grupo de Astronomía Universidad de

Guadalajara [email protected].

udg.mx

John Peter Phillips

Doctor Marco Arturo Moreno CorralInvestigador titularInstituto de AstronomíaUniversidad Nacional Autónoma de MéxicoCampus Ensenada, Baja California [email protected]

Una de nuestras grandes deficiencias culturales como nación es el desconocimiento que tenemos sobre el pasado colonial mexicano. En la mayoría de los ca-

sos, la información que sobre él brindan las escuelas, hace pensar que fue una época oscura, llena de restricciones y amenazas, pero cuando se le analiza objetivamente, sobre la base de sus fuentes documentales originales, se llega a una visión diferente.

La astronomía es una disciplina que ejemplifica bien esa situación, pues se nos ha enseñado que durante aquellos trescientos años de dominación, en la Nueva Es-paña no se cultivaron las ciencias, siendo que, como se mostrará en este trabajo, en ese periodo nuestro país

tuvo personajes notables, que realizaron observaciones

de importancia, que con frecuencia pueden compararse

con lo que se hacía en Europa en ese mismo campo.

La implantación de las concepciones astronómicas de la cultura occidental en nuestro país comenzó durante el siglo XVI, con los navegantes y exploradores españoles. Es bien sabido que en aquella época, los procedimientos para determinar rutas marítimas y fijar posiciones geográficas en las cartas de navegación y los mapas de los territorios explorados, dependían de la observación de los astros, he-chas con instrumentos como la ballestilla, el astrolabio y la brújula.

La astronomía mexicana de la época colonialMarco Arturo Moreno Corral

OBSERVACIONES ASTRONÓMICAS

Ese saber práctico se usó para fijar la latitud y longitud de poblaciones como las ciudades de México, Puebla, Guada-lajara, Veracruz, Morelia y Monterrey, que fueron conquis-tadas o fundadas durante el siglo XVI. Para situarlas en los mapas, se realizaron observaciones astronómicas, sobre todo de eclipses lunares, estudiados simultáneamente en Europa y el Nuevo Mundo, lo que permitió fijar la longitud de cada una de ellas.

Ese proceso común en la cartografía de aquella centu-ria fue realizado por “cosmógrafos reales”, que viajaron a América con instrucciones emanadas directamente de Felipe II. En el caso de la capital novohispana, se sabe

que el primer virrey, don Antonio de Mendoza, observó,

en compañía de su hijo Francisco, diversos sucesos as-

tronómicos, que le permitieron determinar la posición

de tan importante población. En la actualidad, el astrola-bio que utilizaron forma parte de la colección del Museo Nacional de Historia, y se encuentra en sus instalaciones del Castillo de Chapultepec.

CURSOS FORMALES DE ASTRONOMÍA

La enseñanza académica de la astronomía; esto es, los cur-sos formales donde se explicaba el modelo geocéntrico del Universo, los comenzó en 1540 fray Alonso de la Vera-

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efectos de la luz de la ciudad fueron prácticamente cero. Tales condiciones sólo existen ahora si uno viaja a lugares como el Amazonas, los desiertos de Australia, y algunas regiones con poco desarrollo en África, como Chad o Etiopía.

TELESCOPIOS IMPONENTES

Por otro lado, hoy en día nosotros tenemos ventajas que los antiguos no tuvieron. La tecnología moderna ha per-mitido el desarrollo de cada vez más grandes y modernos telescopios. Por lo tanto, se espera que para 2017 tenga-mos un telescopio que tendrá un diámetro de 20 metros, y otros de 40 metros poco después. Éstos son equipados con detectores de tecnología de punta, y mucho más sen-sitivos que el ojo humano.

Adicionalmente, ahora podemos poner en órbita te-

lescopios mas pequeños, de modo que las condiciones

son aún más prístinas de lo que fueron en el desierto

del norte de África, y podemos ver tipos de radiación

(rayos X, rayos gamma, radiación infrarroja) lo que era inconcebible hace mil años. Son precisamente éste y otros tipos de telescopios los que nos permiten ahora ver que el Universo es un lugar mucho más violento de lo que nunca imaginamos –un lugar donde las estrellas explotan y mueren, donde las nubes interestelares se colapsan y nacen nuevas estrellas; y donde los materiales producidos en estas estrellas resultan en lo más preciado de todo –la vida aquí en la tierra.

PRINCIPIA LA HISTORIA

Así que comencemos esta historia desde el principio, en la oscuridad del espacio interestelar, e imaginemos que estamos flotando dentro de una nube de gas interestelar de un tamaño inimaginable –alrededor de un millón de veces más grande que nuestro sistema solar. Un pequeño ejemplo de una nube así se ilustra en la Figura 1, donde se verá que parece un espacio oscuro entre las estrellas. Y en realidad, hasta hace aproximadamente cien años, no estaba muy claro si estábamos viendo hoyos en la cortina de las estrellas, o un objeto negro y grande ubicado entre nosotros y las estrellas. Ahora sabemos que esto último es la explicación correcta, y que la oscuridad en la figura es

un pequeño ejemplo de una nube interestelar. La región

se ve oscura por todo el polvo dentro de la nube. En real-

idad, estas regiones son mucho más polvosas de lo que

encontraremos en ningún otro lado en la Tierra, fuera de quizás una tormenta de arena en el desierto del Sahara.

Aunque estas nubes pueden ser extremadamente masivas y contienen cien mil veces la masa del Sol, y son densas comparadas con mucho del espacio entre las estrellas, son extremadamente tenues comparadas con cualquier cosa que conozcamos aquí en la Tierra –pueden contener más o menos un millón de átomos en un volumen comparable a una taza de café. Esto parecería mucho, hasta que nos damos cuenta de que

Figu

ra 1

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ESTALLIDOS GALÁCTICOS

DE RAYOS GAMMA

Los estallidos de rayos gamma (ERGs) son las explosio-nes más poderosas conocidas, pero son muy elusivos para su detección, por su cortísima duración; no obstante, Wi-lliam Lee se las ingenió para descubrir estallidos de rayos gamma provenientes de cuatro galaxias, tres de las cuales compartían la característica de haber agotado su polvo y gas cósmico, nutrientes de las estrellas (viejas); la cuarta tenía vida media.

¿Cómo se formaron las Columnas de la Creación? Es probable que ustedes hayan visto las preciosas imágenes de la gigantesca nebulosa del águila, la cual tiene una región con formaciones de columnas muy singulares, que han recibido el apodo de “dedos de la creación”, pero no los forma ninguna deidad. La explicación física fue dada a conocer por José Franco, Guillermo García-Segura y Al-fredo Santillán, a través de una simulación numérica.

En el extremo de los “dedos” de polvo y gas cósmico, hay una incubadora de estrellas. Eso se sabía, pero el com-

portamiento específico de la irradiación de las estrellas

nacientes, el viento estelar, con el material de polvo y

gas circundante, fue la aportación de nuestros astróno-

mos.

PEQUEÑO SISTEMA PLANETARIO

Desde hace más o menos una década se han multiplicado los descubrimientos de planetas en otras estrellas dis-tintas a la nuestra, pero la joven astrónoma Lucía Adame descubrió un objeto subestelar (que aún no llega a estrella) con un disco que sugiere la existencia de un minisistema planetario.

ASTROFÍSICA CON AGUA

Otra joven astrónoma mexicana, Magdalena González, en-cabeza la parte científica de un megaproyecto de física de frontera llamado HAWC (observatorio de Agua Cerencov de Gran Altitud, por sus siglas en inglés), un observatorio que en vez de telescopio usa cientos de oscuros tanques cilíndricos de agua dispuestos en rectángulo, como alber-ca, a cuatro mil metros de altura, en la Sierra la Negra, Puebla, cerca del Gran Telescopio Milimétrico del INAOE.

Magda está siendo pionera de una astronomía nue-va, astrofísica de partículas. La Tierra está siendo bom-bardeada permanentemente por poderosos rayos cósmicos de los que nuestra atmósfera nos protege. Sin embargo los rayos cósmicos chocan con las partículas más exteriores de nuestra atmósfera haciendo chuza, como en el boliche, creando una lluvia de partículas que se van diluyendo an-tes de tocar tierra. En agua del cerencov a gran altura se

produce un fenómeno de luz conocido como cerencov

que permitirá inferir qué está pasando allá afuera en el

cosmos de donde provienen los poderosísimos rayos

cósmicos.

TECNOLOGÍA DE PUNTA

En el aspecto tecnológico, en los últimos diez años, nuestros astrónomos del Instituto de Astronomía de la UNAM y del Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y

Electrónica (INAOE) y el Centro de Ingeniería y Desarrollo Industrial (CIDESI) han sido capaces de desarrollar instrumentos de nueva generación que han com-petido en su licitación con otros países.

Tal es el caso de la Cámara de Verificación (CV) para el Gran Telescopio de Canarias, el telescopio reflector óptico más grande construido hasta la fecha en el mundo, que por sus mismas dimensiones (10.4 metros de diámetro en su es-pejo primario, ha sido necesario construirlo en segmentos, 36 espejos en forma hexagonal. La CV es un instrumento que entre otras funciones coloca en el punto focal de la curva del espejo a los 36 segmentos con precisión micrométrica.

Los técnicos astronómicos mexicanos también diseñaron para el GTC la cá-mara OSIRIS (Optical System for Imagine and low Resolution Integrated Spectros-copy), un sistema óptico para imagen y espectroscopia integrada de resolución baja e intermedia. Con este instrumento el GTC podrá hacer espectroscopia de varios objetos simultáneamente, además de incorporar el uso de filtros sintoni-zables que permiten observar con precisión en una línea específica del espectro de luz.

Asimismo, el Instituto de Astronomía lidera la construcción del instru-

mento FRIDA que es desarrollado para el GTC junto con el Instituto de As-

trofísica de Canarias (Esp), la Universidad de Florida (EUA), el CIDESI, la Uni-

versidad Complutense de Madrid, la Universidad de Marsella y el Laboratorio

de Astrofísica del Observatorio Midi-Pyrénées (FRA). Este instrumento per-mitirá investigar objetos muy distantes en alta resolución, muy cerca del origen del Universo; dilucidar qué ocurre en el interior de las regiones donde se forman las estrellas, en los núcleos de las galaxias o cómo es su evolución química y sus movimientos.

Si tuviéramos una cultura científica, si tuviéramos políticas de Estado sobre ciencia, todas estas modestas hazañas de nuestra astronomía (y de otras disci-plinas científicas) habrían redundado en nuestra sociedad en su visión del mun-do y su manera de pensar, y en un desarrollo tecnológico que nos haría competi-tivos en esta llamada economía del conocimiento.

A fin de cuentas ha sido esa visión y ese pensamiento, el científico, el que ha permitido la sobrevivencia y evolución de la especie desde Lucy, hace 3 millones de años hasta nuestros días. 2009, Año Internacional de la Astronomía.

HAWC, High Altitude Water Cherenkov, es un observatorio de rayos gamma de

gran apertura capaz de monitorear el cielo en el rango de energías de 100 GeV a 100

TeV que estará en funcionamiento en México a partir de 2010.

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una taza similar de aire contiene cerca de diez mil bil-lones de átomos más que éstas.

Sin embargo, aunque esto nos parece casi como un vacío total –y en realidad, es extremadamente difícil con-seguir un vacío tan bueno en laboratorios aquí en la Tie-rra– es precisamente en estas regiones en donde sabemos ahora que las estrellas se forman.

FUERZA GRAVITACIONAL

Así que regresemos al punto donde estamos, flotando den-tro de una de estas nubes. Quizá bajo las circunstancias correctas, sintamos un ligero tirón en uno de nuestros brazos o piernas. Esta fuerza es muy suave, y pudiera parecer imperceptible inicialmente. Pero señala el hecho de que hay material concentrado en una pequeña región más profunda de la nube, y nos jala gravitacionalmente hacia un lado. Cuando nos movemos, con una creciente ve-locidad hacia el centro de la región, quizá sintamos que la temperatura y densidad están aumentando –un resultado que no es del todo sorpresivo.

Quizás hayas sentido un efecto así aquí en la tierra, cuando estás inflando las llantas de tu bicicleta. La com-presión del aire resulta en un aumento en su temperatura, en concordancia con una ley de gas descubierta por pri-mera vez en 1802 por el físico francés Joseph Louis Gay-Lussac.

REACCIONES NUCLEARES

Eventualmente, el material en caída libre se vuelve mucho más denso, y la temperatura aumenta hasta el punto en que las primeras reacciones nucleares ocurren -esas que causan los átomos de deuterio, las cuales son un tipo de átomo de hidrógeno pesado (más precisamente, hidró-geno que tiene un protón y un neutrón en su núcleo) para fusionarse en una forma ligera de helio (un átomo al que le falta un neutrón comparado con la forma más abundante de este elemento).

Así, el proceso continúa en una compleja serie de fases, hasta que obtenemos una protoestrella en la cual el núcleo está transformando el hidrógeno a helio y ge-nerando grandes cantidades de energía – o, si la estrella es más masiva, es posible que el proceso pueda involucrar carbón, nitrógeno y oxígeno.

Ésta es la reacción que causa que estrellas como

nuestro Sol brillen, y que tratamos de reproducir aquí

en la Tierra, en un intento de obtener energía barata y

limpia. Esa fusión ocurre, sin embargo, sólo en las condi-ciones más inhóspitas, y ha sido frustrante reproducirlas. Ha tomado mucho tiempo desarrollar reactores de fusión, y parece que pasarán 30 años más por lo menos antes que emerja algún beneficio positivo. Es difícil y costoso confinar plasma a 100 millones de grados centígrados, y el próximo experimento multinacional costará cerca de 50

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LA DÉCADA MÁS RECIENTE

En los últimos diez años han sido frecuentes las aportacio-nes de conocimientos nuevos y descubrimientos de los as-trónomos mexicanos a la astrofísica. Bástenos mencionar

el descubrimiento de una estrella en formación, rodeada

de una esfera de vapor de agua, por el grupo de Luis

Felipe Rodríguez, Salvador Curiel y Jorge Cantó; años

después, el mismo Salvador Curiel descubrió un disco

de acreción en una estrella muy masiva, cuando se pen-

saba que estos discos sólo se presentaban en estrellas

pequeñas parecidas al Sol.

EL UNIVERSO SE ENFRÍA

Por su parte, Vladimir Ávila reportó que los estallidos de rayos gamma, eventos poderosísimamente energéticos, han decrecido desde hace decenas de miles de millones de años hasta nuestros días, lo que induce a pensar en el enfriamiento del Universo.

Materia perdida, encontrada. ¿Cómo llegó ahí? Del cál-culo de la materia y energía que compone el Universo, sólo el cinco por ciento es materia conocida, común y corriente (protones, neutrones, electrones, etcétera) o “bariónica”, como la llaman los físicos; el resto es materia y energía exóticas, que llaman “oscura”. Resulta que del inventario de ese cinco por ciento de materia conocida, faltaba la mi-tad ¿dónde estaba?

Fabrizio Nicastro y Yair Krongold la encontraron de manera muy ingeniosa, usando el poderoso destello de un jet de cuásar que atravesó el espacio intergaláctico hasta nosotros y en los registros presentó zonas de absorción indicando la presencia de varios elementos muy dispersos en un espacio intergaláctico poco denso pero muy ca-liente: ahí estaba la materia perdida. ¿Cómo llegó ahí?

El colapso o estallido en la muerte de estrellas muy masivas no es lo suficientemente poderoso como para lanzar el material fuera de las galaxias. Yair Krongold en-

contró la respuesta: los hoyos negros. No es del todo

correcto que estos “monstruos” engullan absolutamente

todo a su alrededor. En lo que los astrónomos llaman el

“horizonte de eventos” de un hoyo negro suceden co-

sas extrañas, como si se tratara de la superficie de un

esmeril que, al acercarle un metal, vemos cómo lanza

chispitas por todos lados. El fenómeno es tan poderoso que el material es lanzado hasta el espacio intergaláctico por los hoyos negros, que acusadamente habitan en el zó-calo de las galaxias.

IMÁGENES ASTRONÓMICAS

CON TÉCNICA DOPPLER

¿Pueden imaginarse tomar una fotografía de un avión jet con sólo la emisión de su sonido? Es perfectamente po-sible. Eso hace el sonar de los submarinos o el ultrasonido para ver bebés en el vientre de sus madres sin dañarlos; pero parecería de ficción poder ver una estrella binaria con el llamado efecto “doppler” (si la sirena de una ambu-lancia se acerca, escuchamos su sonido agudo; si se aleja, cambia a un tono más grave.

La onda de sonido se aplasta hacia adelante de la am-bulancia y se elonga detrás de ella. En la luz sucede igual,

pero se manifiesta corriéndose al rojo del espectro de luz si se aleja y hacia el azul si se acerca). Juan Echevarría pudo “fotografiar” una estrella binaria usando por vez primera la técnica del efecto doppler, con el telescopio de dos metros del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir.

ESTALLIDOS DE SUPERNOVAS

Y EL VOLCÁN POPOCATÉPETL

A Jorge Cantó y Alejandro Raga les fascina hacer mode-los matemáticos para entender la formación y colapso de las estrellas, y el comportamiento de las ondas de choque cuan-do estalla una supernova. La física es igual allá afuera que aquí en la Tierra, y por ello supusieron que en el esta-llido de una erupción del volcán Popocatépetl, la onda de choque debía comportarse físicamente como en cualquier otro lugar.

Hicieron un modelo agregando densidad de la atmós-fera, temperaturas, densidad de materiales, resistencia del tapón rocoso del volcán, demás ingredientes y su modelo predijo que la onda de choque tendría el poder equiva-lente a las ráfagas de huracán a 200 kilómetros por hora, que se diluiría a una distancia de entre 12 y 25 kilómetros del cráter.

Cuando el volcán hizo erupción, ya se había evacua-

do a la población aledaña a 25 kilómetros de distancia;

gracias al modelo de los astrónomos, no hubo desgra-

cias humanas que lamentar.

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mil millones de pesos. Precisamente son el resultado de estas reacciones las que vemos cada noche cuando mi-ramos el cielo, y vemos las estrellas. Sin embargo como en la mayoría de las cosas, lo que nos parece difícil para nosotros es algo común y corriente en el mundo natural.

NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA

Así, una nueva estrella se ha formado, pero ésta es todavía difícil de ver con un telescopio normal –está todavía en-vuelta en las densas nubes interestelares fuera de las cuales se formó, y su luz es fuertemente extinguida por polvo dentro de las nubes. Sin embargo, ahora podemos ver estrellas como ésta gracias a las observaciones en el infrarrojo, un tipo de luz (o más bien calor) que puede penetrar la oscuridad de estas nubes. ¿Y qué vemos?

Bien, una imagen de estrellas de este tipo se muestran en las Figuras 2 y 3, tomada con el Telescopio Espacial

Hubble, y el llamado The Very Large Telescope (Telesco-

pio Muy Grande) en Chile, y es claro por estos y otros resultados, que las estrellas están rodeadas por gruesos discos de material –discos que a través de una larga evo-lución se convertirán en sistemas planetarios. Estrellas como ésta tienen también delgados chorros o “jets” que emergen desde la estrella central, causado por efectos de campos magnéticos dentro de los discos.

Aunque los procesos que crean estos jets todavía no

están completamente comprendidos, parece que material del disco puede ser transferido hacia los ejes rotacionales de las estrellas y entonces ser expulsados en chorros alta-mente colimados - los jets que se muestran en las Figuras 2 y 3. Al mismo tiempo, es muy posible que estos delgados jets estén asociados con chorros de material más anchos y menos colimados, y que éstos resulten en estructuras bi-polares que hemos estado observando mediante el Telescopio Espacial Spitzer. En la Figura 4 se muestra una imagen de una de estas estructuras tomada en el infrarrojo, reciente-mente obtenida usando el Telescopio Subaru, de Japón.

TELESCOPIO ESPACIAL SPITZER

Aprovecho este momento para explicar algo de nuestro traba-jo en esta área, describiendo primeramente el Telescopio Es-pacial Spitzer. Éste es un telescopio en órbita alrededor de la tierra, designado para observar objetos muy fríos –para lo cual necesitamos enfriar el espejo, que está hecho de berilio, a temperaturas de sólo 5.5 grados por encima del cero absoluto (o -268° C). Éste es un gran reto tecnológi-co, y nos muestra la forma en la cual la Astronomía está evolucionando al frente de las innovaciones tecnológicas. Hemos estado utilizando resultados de este telescopio para observar estrellas que están naciendo, y otras en pro-ceso de muerte. Algunas de nuestras imágenes tomadas con este telescopio se muestran en las Figuras 5 y 6,

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ra 6

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ra 7

del cielo nocturno fue en verdad una proeza Por el im-pacto del trabajo de los astrónomos de Tacubaya en aquel congreso, en 1887, el almirante Amédée Ernest Mouchez, director del Observatorio de París, que había ideado un proyecto de 22 mil placas fotográficas del cielo para car-tografiarlo, invitó al gobierno mexicano a participar, con el compromiso de capturar imágenes de estrellas desde magnitud 11, más luminosas; hasta 14, menos luminosas, cubriendo una área comprendida entre -10 y -16 grados de declinación (coordenadas de medición de posiciones Norte-Sur), reuniendo un total de mil 260 placas, esfuerzo que concluyó en 1943.

El reporte de los resultados debía contener las medi-das cartesianas, las constantes necesarias para su trans-formación en medidas celestes, el tiempo de exposición da cada placa, el estado atmosférico, la fecha y las condi-ciones de visibilidad.

El telescopio tipo Carta del Cielo del Observatorio As-tronómico Nacional (OAN) se compró en la Casa Grubb de Dublín, Irlanda. Había otros fabricantes que podían hacer este instrumento, pero México había adquirido ya otros instrumentos de esa casa, existían referencias, era un fa-bricante serio, de los mejores en aquel entonces.

Para ilustrar la calidad de este fabricante de instrumen-tos astronómicos, hay un documento en la biblioteca del Instituto de Astronomía de la UNAM titulado Telescopios Victorianos, que trata de los telescopios que se fabricaban en aquella época en Inglaterra, varios de la Casa Grubb. Entre ellos aparece una fotografía de un Carta del Cielo aún en proceso de fabricación. El pie de foto dice que se trata del telescopio destinado para México.

ESTRELLAS EN FORMACIÓN

En el siglo XIX, el británico Sheburne Wesley Burnham observó el extraño fenómeno astronómico de un objeto brillante que lanzaba chorros por sus dos extremos, pero no pudo ofrecer una explicación. Fue hasta la década de los cuarenta del siglo veinte cuando se supo que se tra-taba de estrellas en formación, que engullían material circundante. Por lo mismo, el material se arremolina al-rededor de la estrella en forma de plato, llamada disco de acreción o circumestelar, y en momentos la estrella en formación pareciera vomitar el material tragado en forma de jets, o chorros perpendiculares al disco.

Los chorros lanzan material a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, el cual choca con el gas y polvo interestelar, y forma unos patrones de bri-llos muy peculiares. Los astrónomos que estudiaron

este proceso en detalle, entre 1946 y 1947, cada uno

por su lado, fueron George Herbig y el mexicano Gui-

llermo Haro. Por eso reciben el nombre de Objetos Her-big-Haro.

POCOS, PERO TALENTOSOS

En general en nuestro país ha habido pocos científicos por habitante, pues hemos carecido del impulso de una cultura que haga de la ciencia el motor de nuestro desa-rrollo, como sucede con las grandes potencias. No obstan-te, nuestros científicos son muy competentes a escala

internacional. Los astrónomos son un buen ejemplo de

ellos. Sus contribuciones son de las más citadas en la

literatura científica, amén de sus contribuciones con ins-trumentos de tecnología de última generación.

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y corresponden a emisiones en longitudes de onda que son entre 6 y 16 veces mayor que la luz visible. Básica-

mente hablando, estamos observando el calor emitido

por fuentes en el cielo. Parecería que las estructuras de

las fuentes tienen una forma bipolar, y en todos los ca-sos, ellas están centradas encima de estrellas frías en el proceso de formación.

Estas estrellas eventualmente se calientan, y emiten fuertes vientos estelares, vientos que conducen a disper-sar el material del cual se formaron. A los lectores de este artículo quizá les interese saber que las nubes intereste-lares son removidas también por la presión de radiación de estas estrellas –un concepto con el que la mayoría de nosotros no estamos muy familiarizados. Sin embargo, si tuviéramos manos extremadamente sensibles y delicadas, y las sostuviéramos hacia el Sol, entonces uno podría en principio, detectar la fuerza de la luz del sol empujándo-las hacia atrás. Un ejemplo típico de esto se ilustra en la figura 7, donde un grupo de estrellas calientes recién for-mado, ubicado en el centro de la nube, ha empujado el ma-terial hacia fuera en forma de un precioso anillo de gas.

GAS LUMINOSO

Este anillo está brillando porque los átomos internos se han roto por radiación de alta energía de las estrellas, y forman un “plasma” de gas caliente – como en el caso de rayos X tomados por nuestros médicos, donde si no tuviésemos suficiente cuidado, los rayos podrían dañar los núcleos de nuestras células, y originar tumores can-cerosos. Hemos estado estudiando estas regiones de gas luminoso utilizando el Telescopio Espacial Spitzer, y es-tamos investigando su estructura y evolución, intentando entender cómo las regiones de gas neutro interactúan con el plasma.

Eventualmente estas estrellas se liberan de este gas, y se convierten en algo como nuestro Sol, o quizá estrellas más calientes y más masivas, o más frías y menos masivas. Las estrellas se mantendrán así por miles de millones

de años en el caso de nuestro Sol, y pocas decenas de

millones de años para estrellas mucho más calientes. Esta fase de evolución puede estar ligada a una persona de mediana edad, quien parece conservarse igual y sin cambios por veinte o treinta años. Tarde o temprano, las estrellas entran en su fase de la tercera edad, y el com-bustible nuclear que es responsable de la luminosidad va a extinguirse.

Las primeras en desaparecer son las estrellas más ma-sivas, cuyos núcleos están hechos de carbón, oxígeno, si-licón y hierro. Eventualmente la temperatura es tan grande, que los átomos de hierro se desintegran y convierten en protones y neutrones, y ahora comenzará una serie de procesos complejos que ocurren en un corto tiempo. El re-sultado es que el núcleo de la estrella colapsa y, si es sufi-cientemente masiva, puede convertirse en un hoyo negro. Por contraste, sonidos de ondas internas y fuertes flujos de neutrinos causan que las superficies de estas estrellas sean expulsadas de manera explosiva hacia el espacio.

Este suceso es asombroso en realidad. Piense por un momento que aproximadamente 50 millones de billones

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Tierra y en órbita, que nos permiten escudriñar el Universo tan lejos como 10 mil millones de años luz de distancia.

Observar el cielo nocturno cada vez con más detalle ha sido fundamental para la evolución humana, probablemente desde Lucy hasta estos días. Todas las civilizaciones han tenido en su base hurgar el cielo con todo detalle. Las de los habitantes de nuestro territorio, México, no han sido la excepción. Hoy todas

las naciones reconocen la astronomía avanzada de nuestro país desde los an-

tiguos mexicanos, quienes organizaron su vida, sus ciudades, sus sociedades

de acuerdo a la posición de los astros y sus aparentes movimientos, o su

aparente inamovilidad.

LOS ANTIGUOS ASTRÓNOMOS MEXICANOS

En Xochicalco (“casa de las flores”), por ejemplo, hace mil 309 años, 909 antes que Galileo observara por vez primera el cielo nocturno con telescopio, sus ha-bitantes construyeron en la urbe celeste un observatorio para el día en que la luz del Sol no hace sombra. Hasta la fecha, los días 15 de mayo y 29 de julio, al alba, pareciera que el Sol surge del volcán Popocatépetl, visto desde el complejo habitacional llamado La Acrópolis. Esto evidencia que el centro de la ciudad

fue escogido minuciosamente para ajustar su posición Norte-Sur y así poder

observar esta conjunción del alba solar con el volcán.

Asimismo, al iniciar el año, esa conformación de luceros parecida a un es-corpión, con la estrella roja Antares vista desde Xochicalco, pareciera surgir del cerro Colotepec (escorpión) en el horizonte del lado Oriente. En la pirámide de las Serpientes Emplumadas, sus tableros y taludes contienen representaciones relacionadas con la cuenta del tiempo, como el ciclo de 52 años solares; la di-visión del año en dos partes. En la cancha del Juego de la Pelota, el Sol puede verse a través de los anillos del juego en los días del equinoccio.

Prácticamente todas las estructuras arquitectónicas de las civilizaciones me-soamericanas tienen una disposición relativa al movimiento de los astros, acusa-damente el Sol, la Luna y Venus.

La observación humana del cielo nocturno fue a simple vista hasta el año 1609, cuando uno de nuestra especie, Galileo Galilei, usó un telescopio para ob-servar las luces del cielo nocturno, y todo empezó a cambiar en nuestra manera de pensar y de ver el mundo, que ha ido desplazando nuestra arrogancia egocén-trica desde el centro del firmamento hasta un modesto suburbio exterior de una más, la Vía Láctea, de entre miles de millones de galaxias.

HAZAÑAS DE LA ASTRONOMÍA MODERNA

La astronomía mexicana ha tenido su modesta pero rele-vante contribución a esa comprensión cada vez más deta-llada de ese Universo; de los tabiques que lo constituyen, que fabrican sus estrellas, de los que se formaron las ga-laxias, la estrella Sol y sus planetas, incluida la motita azul pálida, la Tierra.

Si bien nuestro país se incorporó tarde a la astronomía moderna, desde sus inicios nuestros astrónomos

mostraron gran capacidad, talento y competencia inter-

nacional. En 1874, Francisco Díaz Covarrubias encabezó una expedición a Japón para observar el tránsito de Venus frente al Sol, logrando uno de los primeros y mejores re-portes del evento.

En su grupo iba el historiador Francisco Bulnes, cuyos apuntes sobre Japón impulsaron las relaciones diplomáti-cas de México con aquél país, en una nación que con difi-cultad se restauraba de la devastación de las guerras de intervención, presidida entonces por Sebastián Lerdo de Tejada, quien, no obstante las penurias económicas, supo de la importancia de apoyar a Covarrubias en su propósito astronómico.

OBSERVATORIO DE CHAPULTEPEC

El 5 de mayo de 1878 se inauguró el Observatorio de

Chapultepec, ubicado en el llamado “Caballero Alto”

del legendario y emblemático Castillo. Al día siguiente de la inauguración, los astrónomos mexicanos observaron el tránsito del planeta Mercurio frente al disco solar. En septiembre de 1882, detectaron el paso del Gran Cometa (uno de los dos fragmentos del cometa Ikeya-Seki) con un telescopio refractor de 38 centímetros.

La divulgación de la astronomía ha sido también de la mayor importancia en el país, desde sus albores moder-nos. En 1881, el director del Observatorio, ingeniero José Ángel Anguiano, inició la publicación del Anuario del Ob-servatorio de Chapultepec, con datos de la posición celeste de los astros, resúmenes meteorológicos y artículos de divulgación.

EL “CARTA DEL CIELO”

El telescopio tipo Carta del Cielo fue adquirido por el gobierno de Porfirio Díaz en 1889, a solicitud del inge-niero José Ángel Anguiano, director del Observatorio As-tronómico Nacional, fundado el 5 de mayo de 1878. Que el gobierno de Díaz concediera su adquisición fue resultado de la exitosa presentación de una fotografía de la Luna en un Congreso Internacional de Astronomía efectuado en París, cuya temática era justamente la fotografía del cielo.

La placa fue obtenida por Guillermo Beltrán y Puga,

Teodoro Quintana y José María Chacón, abnegados co-

laboradores de Anguiano, con un telescopio llamado

pomposamente “Gran Ecuatorial”, un refractor de 38

centímetros de diámetro y cinco metros de distancia fo-

cal, que no estaba diseñado para realizar fotografías.

Considerando que la fotografía a base de gelatina de bromuro con nitrato de plata sobre placas de cristal se inventó en 1871, y que las exposiciones aun a la luz del día eran tan largas como segundos, tomar aquella fotografía

Telescopio tipo Carta del Cielo.

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de neutrinos están pasando a través de su cuerpo cada segundo mientras usted está leyendo esto. Su masa es casi cero, son invisibles y no tienen prácticamente ningún efecto físico. En realidad, casi parece que no existen. ¿Por lo tanto, puede usted imaginar el flujo de partículas que necesitamos para destruir una estrella?

El rango total de estos fenómenos asociados con estas explosiones está ahora siendo evidente, e incluyen deste-llos de rayos gamma y rayos-X que son muy intensos (más luminosos que el Sol), y que duran sólo unos segundos; un fenómeno que sólo ha sido observado recientemente utilizando observatorios en órbita.

DENSIDAD INVEROSÍMIL

En el caso donde las masas nucleares de las estrellas son más bajas, entonces el colapso del núcleo es menos seve-ro, aunque aún suficiente para formar una estrella de neu-trones extremadamente densa. Para tener una idea de cuán denso es este material, imagine una persona hecha de ese material aquí en la Tierra. Él o ella pesarían 40 billones de toneladas y se hundirían hacia el centro del planeta.

Cuando una supernova explota, también causa pro-blemas en su alrededor. Podrás ver un típico ejemplo de los remanentes de una supernova en expansión en la siguiente Figura 8, tomada usando varios telescopios en órbita alrededor de la Tierra. En este caso los colores

azules corresponden a Rayos X, y se derivan de gas

con temperaturas de millones de grados. Si estas capas golpean nubes de gas interestelar cercanas, entonces las nubes podrían ser trituradas y destruidas si están muy cerca, o pueden chocar fuertemente con las nubes si están un poco más lejos.

Este choque puede comprimir la nube, y causar la for-mación de nuevas estrellas. Un ejemplo de este tipo de estructura es mostrado en la Figigura 9, y representa un objeto que nuestro grupo está estudiando actualmente. En este caso, la cubierta de una supernova está golpeando la nube por el costado inferior izquierdo, causando que el material de la nube sea expulsado hacia el lado supe-rior derecho, como ocurre cuando un cometa se acerca al Sol. En realidad, los acontecimientos son muy similares. En este caso, la estrella brillante en el borde fue formada hace menos de 10,000 años como resultado del impacto de la supernova.

NEBULOSA PLANETARIA

Estrellas menos masivas sufren de diferentes trayec-torias evolutivas, en las que la estrella se expande para convertirse en una gigante roja, se contrae y se expande nuevamente hasta que se forma entonces una nebulosa planetaria. El proceso por el cual se forman las nebulosas planetarias está otra vez muy lejos de entenderse, aunque las estrellas eventualmente expulsan la mayor parte de su masa para formar preciosas burbujas de gas – dejando atrás el núcleo caliente de las estrellas en los centros.

Algunos ejemplos de estas nebulosas están ilustrados en las figuras 10, 11 y 12, donde mostramos algunas de las hermosas variedades de formas que han sido encontradas. Estas nebulosas fueron descritas en forma más completa

en un artículo anterior en esta revista. Conviene enfati-zar que aunque las estructuras más circulares son razo-

nablemente fáciles de entender, aquéllas en las cuales el

material es expulsado en dos direcciones directamente

opuestas (las llamadas “nebulosas bipolares”) pueden

deberse a diferentes mecanismos e involucran la pre-

sencia de estrellas binarias y/o campos magnéticos. Estas nebulosas planetarias son una de las áreas más im-portantes de estudio en nuestro grupo, y estamos investi-gando su estructura, sus propiedades físicas (temperatu-ras y densidades), y cómo fueron formadas.

Muchos de estos procesos tienen relevancia directa con nuestra existencia aquí en la Tierra.

Existe evidencia (de materiales radioactivos) de que nuestro Sol quizá se haya formado como resultado de un golpe de una capa de una Supernova sobre una nube in-terestelar. Similarmente, los elementos formados en una estrella, y que son expulsados por nebulosas planetarias y supernovas, son importantes para la formación de pla-netas, y para la presencia de vida en la Tierra. Todos es-

tamos, literalmente hablando, hechos de material prove-

niente del núcleo de las estrellas.

Entonces es claro, por este breve estudio, que el cielo alrededor de la Tierra está en confusión. Así que yo les pediría que imaginen, cuando miren hacia el cielo, que el tiempo fuera acelerado, y tuvieran una visión súper aguda - ojos como telescopios !; verían entonces estrellas que explotan y expulsan hermosas burbujas multicolores, con temperaturas excesivas de millones de grados centígra-dos.

Éstas chocarían con nubes frías de gas interestelar, causarían la creación de nuevas estrellas, y la formación de nuevas nubes de gas caliente y brillante.

Este torbellino de evolución ha estado ocurriendo

por miles de millones de años, y continuará hasta que el

Universo envejezca y la Tierra y estrellas se congelen. Así que no, las estrellas no están sin cambios como parece durante nuestra breve vida aquí en la Tierra. Nosotros so-mos parte de este gran ciclo galáctico de vida, el cual está sólo ahora comenzando a ser más aparente.

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Algunas hazañas de la Astronomía en México

Doctor Rolando Ísita Tornell Divulgador profesional de la ciencia Pionero de la divulgación de la ciencia por radio / Centro Universitario de Comunicación de la Ciencia (hoy Dirección General de Divulgación de la Ciencia Universum) de la UNAM. Responsable de Difusión e Información Pública / Instituto de Astronomía / UNAM [email protected]

HAZAÑA DEL HOMBRE

Diecinueve años atrás, en una primavera como ésta, una de las astronaves Voyager de la NASA, a seis mil millones de kilómetros de

distancia –más allá de Plutón- se alejaba del Sol a una velocidad de 65 mil kilómetros por hora. Recibió la instrucción de modificar la orientación de sus cámaras, dirigiéndolas hacia los planetas, la familia del Sol.

La instrucción parecía no tener sentido: la as-tronave ya había culminado sus objetivos cientí-ficos, además de que se corría el riesgo de dañar la cámara con la poderosa luz de la estrella Sol. El astrofísico Carl Sagan convenció a las autoridades de la misión que había que compartir con la hu-manidad esas imágenes.

En una de esas fotografías, nuestro planeta

aparece como un mero puntito de luz azul pá-

lido. Si fuéramos unos viajeros del espacio, no

seríamos capaces de decir si alberga algo.

En ese puntito azul pálido, de cuatro mil 500 millones de años de existencia, apenas hace tres millones que falleció la joven Lucy, como de 21 años de edad, bajita, de apenas 1.07 metros de estatura y 28 kilogramos de peso. Aún no sabía hablar y, en vida, con sus semejantes, enfrentó a bestias para sobrevivir; soportó fríos a la intempe-rie, sin más ropa que su piel; calores asfixiantes, con poca agua, y sin más armas que sus manos. Es nuestro más antiguo ancestro.

DESARROLLO DE HABILIDADES

Es una hazaña que estemos aquí, gracias a haber venido desarrollando habilidades para entender cómo funciona la naturaleza, la vida; cómo es el cielo de las noches; cómo transcurren los días, la alborada y el ocaso del Sol.

Ya hemos podido llegar al satélite natural de nuestra única casa en el firmamento: el puntito azul pálido, y enviado artefactos más allá de los planetas exteriores del sistema solar; hemos dise-ñado herramientas cada vez más sofisticadas en

Rolando Ísita Tornell

Observatorio del Castillo de Chapultepec.

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NEBULOSA PLANETARIA


















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HAZAÑA DEL HOMBRE














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INTRODUCCIÓN

Mira a tu alrededor. Observa las cosas que te rodean. Una mesa, una silla, el papel de esta revista, tu pro-pio cuerpo. Si fuésemos capaces de identificar un

átomo de alguna molécula de nuestro cuerpo, quizás un átomo de carbono, y pudiésemos pedirle que nos contara su historia, ¿qué crees que nos diría? “Yo estuve antes en una cadena de proteínas en la carne de un pez que tú te comiste. Luego me procesaste mediante tu sistema diges-tivo, y fui absorbido por tu cuerpo. Ahora soy parte de tu brazo izquierdo. Pero antes estuve en una alga marina, que a su vez me había absorbido como parte de los nu-trientes del suelo... bla bla bla....” El átomo de carbono seguiría narrando su historia; tal vez hasta nos contaría de cuando formó parte de un di-

La alquimia del universoDoctor Roberto

Vázquez MezaInvestigador Titular

/ Instituto de Astronomía

/ Universidad Nacional

Autónoma de México

en Ensenada, B. C. Jefe del

Departamento de Astronomía

Observacional / Área de

investigación: Astrofísica del

Medio Interestelar vazque@astrosen.

unam.mx

Roberto Vázquez Meza

nosaurio o de un helecho prehistórico. Pero, sea cual sea su recorrido, invariablemente nos diría, refirién-dose a su origen: “Nací en el interior de una estrella”.

Lo mismo pasaría para casi todos nuestros átomos. Estamos hechos de bloques construidos por las es-

trellas. ¡Todos nosotros! ¡Todo lo que nos rodea!

LOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Y EL ORIGEN DEL UNIVERSO

Se cree que, en sus inicios, la densidad y temperatura del Universo eran tan altas, que la física que conocemos no es capaz de describir este escenario. Después del rom-pimiento de la simetría (por alguna razón el número de partículas de materia excedió al de las de antimateria por un factor de 1.000000001), el exceso de materia condujo a

Figura 1: Imagen del Sol en luz

ultravioleta, tomada por el satélite SOHO.

La superficie del Sol brilla por la

temperatura que alcanza debido

a las reacciones termonucleares

de su interior. Imagen tomada del sitio web de

la NASA.

Figura 1

pero sin compradores.Entonces hizo su aparición George Ellery Hale, de la

Universidad de Chicago. Reconociendo la importancia de un observatorio para un programa académico de astrofísi-ca, Hale y el presidente de la universidad convencieron

a Charles Tyson Yerkes, un magnate Ferroviario de Chi-

cago, de que pagara los lentes del telescopio, el montaje

y el resto del observatorio. Hale eligió un sitio en el sur-este de Wisconsin, en la orilla del lago Ginebra. Las noches extremadamente frías permitían una clara visibilidad.

El Yerkes de 40 pulgadas vio la primera luz en 1897. El tubo de este telescopio gigante es de 64 pies de largo y pesa seis toneladas. Este peso no incluye el sistema de montaje. Tan sólo los lentes pesan unas 500 libras –más de 226 kilogramos. El telescopio de refracción Yerkes, to-davía en uso en nuestros días, sigue siendo uno de los telescopios más grandes del mundo.

Desgraciadamente, los lentes más grandes y más grue-sos se comban por su propio peso. Asimismo, absorben

algo de la luz entrante. Estos problemas, combinados con los avances en la fabricación de espejos, popularizaron nuevamente los telescopios reflejantes. El siglo XX fue tes-tigo de la construcción de enormes reflectores.

REGRESO DE LOS REFLECTORES

El deseo de los astrónomos de obtener más luz para sus fotografías y para su investigación espectroscópica ayudó a revivir el telescopio reflejante. La nueva tecnología –uso de espejos cubiertos de aluminio en lugar de metal- sig-nificó espejos con menos exigencias de mantenimiento. Asimismo, eran mucho más ligeros y más fáciles de mane-jar. Mientras en otros países los ópticos construían len-

tes reflectores de vidrio recubierto, su aceptación fue

lenta en los Estados Unidos. Hale jugó un papel determi-

nante en el impulso hacia los grandes reflectores.

Incluso antes de que estuviera terminado el refractor

Progresivamente, conforme fue avanzando la tecnología, los reflectores fueron siendo más grandes. El telescopio de Hooker marcó el límite para los espejos de vidrio, de modo que, a partir de entonces, se fabricaron espejos de dife-rentes materiales, recubiertos con aluminio. El reflector Hale, de 200 pulgadas, de Monte Palomar, mantuvo durante casi treinta años el rango del telescopio más grande del mundo, de 1948 a 1975. El ruso BTA-6 (Gran Telescopio Alt-azimuthal), fue el reflector de 236 pulgadas que superó en 1975 al Hale de 200 pulgadas, pero la óptica del Hale era superior. En la década de los años noventa, los astrónomos construyeron un buen número de reflectores masivos, a fin de superar el poder de resolución del Hale.

Para fines del siglo XX, los astrónomos estaban utilizando espejos seg-

mentados a fin de crear telescopios de reflexión todavía más grandes. A fin de superar las distorsiones causadas por la atmósfera, han colocado telescopios en órbita alrededor de nuestro planeta. La búsqueda tendiente a ver y a comprender más sobre nuestro universo sigue su marcha. Es un objetivo que se planteó hace 400 años, y no hay señales de que se vaya a detener.

de 40 pulgadas de Yerkes, Hale empezó a planear un reflector de 60 pulgadas. Dado que el Medio Oeste superior no gozaba de las mejores condiciones para la observación, decidió instalarlo en lo alto del Monte Wilson, en California.

Hale contrató a un óptico de nombre George W. Ritchey, quien fabricaba es-pejos telescópicos de la más alta calidad, incluido uno de 24 pulgadas, utilizado en el Observatorio Yerkes. La tarea de Ritchey consistía en hacer el espejo de 60 pulgadas. Para empezar, acondicionó una habitación limpia en su tienda de pulido. Selló las ventanas; mantuvo la temperatura tan uniforme como le fue po-sible; instaló una pantalla de lona sobre el espejo, a fin de protegerlo del polvo, y utilizaba una bata y una gorra de médico. El reflector de 60 pulgadas inició operaciones en 1908.

Hale no se detuvo ahí. Unos años más tarde, el empresario de Los Ángeles,

John D. Hooker, junto con la Institución Carnegie, aportó el dinero para un

reflector de cien pulgadas, también en lo alto del Monte Wilson. Una vez ter-

minado, todo el instrumento –espejo, tubo y contrapesos- pesaba más de cien

toneladas, a pesar de lo cual se podía mover con gran precisión. El telescopio Hooker de cien pulgadas vio la luz primera en 1917, y la investigación normal se inició en 1918. Después de más de 70 años, un telescopio había superado en tamaño al Leviatán de Parsonstown.

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un Universo inflacionario, en donde se dio una expansión acelerada, lo que explica su homogeneidad actual. Esto es conocido como el Big Bang o Gran Explosión.

Durante el primer segundo del Universo se formaron los neutrones, protones y electrones. Posteriormente, en la llamada “Era de la Radiación”, el cociente de pro-tones a neutrones estuvo cambiando por causa del decai-miento de los neutrones. Después de los primeros cien segundos, la temperatura cayó a 100 millones de grados, lo suficientemente baja como para que se formaran los deuterones, que son átomos de hidrógeno pesados. To-dos los neutrones remanentes fueron incorporados a los deuterones; éstos, a su vez, fueron consumidos casi en-teramente para producir núcleos de helio. Así, la cantidad

de helio sintetizado, alrededor de un 25 por ciento de la

masa, quedó determinada por el cociente de número de

protones a número de neutrones ¡y esto sucedió cuando

el Universo sólo tenía 100 segundos de existencia!

Sólo el hidrógeno, el helio y el litio fueron producidos en cantidades apreciables mediante procesos nucleares en la Gran Explosión. Los elementos más pesados se han for-mado después en el interior de las estrellas, en explosio-nes de supernovas y tal vez en eventos energéticos dentro de los núcleos activos de galaxias.

LAS ESTRELLAS, POTENTES

MÁQUINAS ALQUÍMICAS

Las estrellas son gigantescas esferas de gas autogravitan-tes, en equilibrio termodinámico e hidrostático, en cuyo interior se llevan a cabo reacciones termonucleares que producen la liberación de energía, principalmente como

radiación electromagnética (la luz visible es una forma de esta radiación). La distribución de esta energía radiada se encuentra directamente relacionada con su temperatura superficial. Es decir, las superficies de las estrellas bri-llan, como consecuencia de las altas temperaturas que alcanzan, debido a las reacciones de fusión termonuclear que se producen en su interior.

La distribución de su brillo corresponde a la que ten-dría un cuerpo opaco que se calienta a la temperatura superficial de la estrella, tal como lo hace un pedazo de hierro candente. De esta manera, los distintos colores de

las estrellas nos dan información de su temperatura: las

estrellas más calientes son blancas-azules, mientras que

las más frías son rojas.

En las reacciones de fusión, los elementos ligeros se transforman en elementos más pesados. Los productos finales de la reacción tienen una masa ligeramente menor que la masa total antes de la reacción. La diferencia en masa se libera como energía, de acuerdo a la famosa re-lación de Einstein: E=mc2.

REACCIONES PROTÓN-PROTÓN

En las estrellas con masas similares o más pequeñas que la del Sol, la energía se produce mediante la cadena protón-protón, en la que dos átomos de hidrógeno se unen para formar un átomo de deuterio (hidrógeno pesado) liberando dos partículas: un positrón y un neutrino. Posteriormente, un átomo de deuterio se fusiona con uno de hidrógeno, formando un átomo del isótopo helio-3, y dos helio-3 se fusionan formando un helio-4 (la versión más estable del helio). Este proceso produce además dos átomos de hi-

Figura 2: La nebulosa planetaria NGC 7293 (la hélice) tomada por el telescopio espacial Hubble. Las nebulosas planetarias enriquecen el medio interestelar con elementos producidos en el interior de las estrellas. Imagen tomada del sitio web del STSCI.

Figura 2

gundo, un tercero, un cuarto y, finalmente, un quinto espejo. Este enorme espejo pesaba cuatro toneladas, demasiado para que unas vigas de madera pudieran soportarlo. Así pues, Parsons construyó muros de piedra para sostener el tubo de 56 pies de largo. En 1845, Parsons y sus asistentes terminaron el “Leviatán de Parsonstown”.

A causa de su sistema de montaje, el telescopio tenía sólo movimiento ascen-dente y descendente, y ligeramente a un lado y otro, lo cual limitaba su campo de visión. Las condiciones climatológicas nunca parecían cooperar. Parsons observó la estructura espiral de la Galaxia Whirlpool (M51) y de otras nebulosas; pero, a causa del limitado tiempo de observación, el telescopio resultó, en muchos sentidos, poco menos que inútil. A pesar de todo, siguió siendo hasta 1917 el telescopio más grande jamás construido en el mundo.

El último gran telescopio que utilizaba un espejo de especular fue terminado en 1868. Seis años antes, una comisión de astrónomos y fabricantes de telesco-pios había proyectado la construcción de un telescopio para el hemisferio sur. La comisión eligió un telescopio de reflexión, de 48 pulgadas, para Melbourne, Aus-tralia. Y aun cuando el vidrio con plata acababa de hacer su aparición, prefirieron un espejo de especular, porque consideraron que el lente con plata se empañaría muy pronto, y podría dañarse o quebrarse por causas climatológicas.

El telescopio de Melbourne fue utilizado aproximadamente por espacio de diez años, antes de que sufriera daños irreparables. Y en esa forma terminó la era de los telescopios metálicos. De nueva cuenta, el avance de los grandes tele-scopios de refracción se estancó por décadas.

Dado que los espejos de especular se empañaban fácilmente, y que los espe-jos cubiertos estaban aún en su infancia, los observadores generalmente prefe-rían los refractores sobre otros reflectores.

SURGEN LOS REFRACTORES GIGANTES

Una vez que los refractores superaron la barrera de las cuatro pulgadas, fue sólo cuestión de tiempo para que los grandes refractores estuvieran por todos lados.

Los ciudadanos de Boston, invadidos por un creciente interés por la as-tronomía, reunieron sus recursos a fin de contar con un refractor de 15 pulgadas en el Observatorio de la Universidad de Harvard. Este telescopio, terminado en 1847, fue durante 20 años el más grande de los Estados Unidos, hasta que final-mente fue superado en tamaño por uno de una firma americana líder en óptica.

Mientras hacía observaciones por el refractor de Har-vard, Alvan Clark consideró que él podría crear un lente de calidad superior. De hecho, llegó a construir algunos de los más finos refractores del mundo. Con su padre, fundó la compañía Alvan Clark and Sons, que en 1844 inició la producción de lentes pequeños. Pero, para fines del siglo, los telescopios de refracción Clark estaban en práctica-mente todos los observatorios importantes de los Estados Unidos. En cinco ocasiones diferentes, Clark hizo el re-

fractor más grande del mundo.

En 1862, Clark terminó un ecuatorial, para la vieja Uni-versidad de Chicago. Este telescopio sigue en uso hasta la fecha, en el Observatorio Dearborn, en la Universidad del Noroeste, al norte de Chicago.

EL MEJOR Y MÁS GRANDE TELESCOPIO

En 1870, el Observatorio Naval de los Estados Unidos pidió a su astrónomo, Simon Newcomb, que buscara el mejor y más grande telescopio que se pudiera comprar con 50 mil

dólares. Newcomb contrató a Clark, quien creó un telesco-pio con un lente de 45 kilogramos de peso, una abertura de 26 pulgadas y 13 metros de focal. En 1873, éste quedó instalado en el Observatorio Naval, y durante 15 años fue el mayor refractor del mundo.

Entre 1870 y 1890, vieron la luz muchos grandes re-fractores. En 1885, Clark empezó a trabajar en el telesco-pio de refracción, de 36 pulgadas, del Observatorio Lick, el cual sería instalado en el Monte Hamilton, en California. El sitio, con una altura de cuatro mil 200 pies sobre el nivel del mar, ofrecía óptimas condiciones de observación. Una vez terminado, el Lick, fue el refractor más grande del mundo unos cuantos años, de 1888 a 1897.

Unos años después, la Universidad del Sur de Califor-nia encargó a Clark un telescopio con objetivo de 40 pul-gadas. Sin embargo, los fondos se esfumaron, y Clark se encontró con dos objetivos con lentes de 40 pulgadas,

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del 90 por ciento de la energía irradiada por el Sol. La fusión de hidrógeno en helio es la que ha mantenido al Sol brillante los últimos cinco mil millones de años y lo mantendrá así otro tanto.

EL CICLO DE CARBONO

A temperaturas menores a 20 millones de grados, las reacciones protón-protón son el mecanismo principal de producción de energía. Sin embargo, a temperatu-

ras mayores (como las que se encuentran en estrellas con masas superiores a

1.5 veces la masa del Sol), el ciclo de carbono se vuelve el proceso dominante. En este proceso se supone que existe ya una pequeña abundancia de carbono. Esto puede suceder para estrellas de segunda generación, las cuales nacen de nubes de gas y polvo enriquecidas por la diseminación del material de una prime-ra generación de estrellas. Esta reacción empieza con la fusión de un átomo de carbono-12 con uno de hidrógeno, lo cual forma un átomo de nitrógeno-13, el cual es inestable y decae espontáneamente en un carbono-13.

El carbono-13 se fusiona con otro hidrógeno y forman nitrógeno-14, el cual hace lo propio para formar oxígeno-15. El oxígeno-15 decae espontáneamente en nitrógeno-15, el cual se fusiona con otro hidrógeno para formar finalmente helio-4 y devolver un carbono-12, igual al que participó en el primer paso del proceso. Así, el carbono-12 sólo actúa como un catalizador, y aunque durante el proceso existe la transformación en varios elementos, el producto final es ¡helio-4 y mucha energía!

REACCIONES TRIPLE ALFA

Como resultado de las reacciones anteriores, la abundan-cia de He en el interior de las estrellas se incrementa. A temperaturas mayores de cien millones de grados, el he-lio puede transformarse en carbono mediante la reacción triple-alfa. Esta reacción consiste en la fusión de dos áto-mos de helio-4 en berilio-8, que a su vez se fusiona con un tercer átomo de helio-4 para producir carbono-12 y liberar energía.

OTRAS REACCIONES ALFA

Durante el proceso de fusión o quemado de helio, algunos átomos de carbono reaccionan con núcleos de helio y for-man oxígeno, el cual reacciona para formar neón, magne-sio y sodio. También los oxígenos reaccionan entre sí y forman azufre, fósforo y silicio. El silicio se fusiona en

níquel, y éste, a su vez, decae en hierro. Este es el último

elemento que se forma en el interior de las estrellas. En general, los elementos más pesados que el hierro se pro-ducen por captura de neutrones durante las etapas finales violentas de la evolución de estrellas masivas.

LA MUERTE DE LAS ESTRELLAS

ENRIQUECE EL MEDIO INTERESTELAR

En la sección anterior describimos los procesos mediante los cuales las estrellas crean nuevos elementos. La masa que una estrella tenga en las últimas etapas de su existen-cia determinará el fin que le espera y por ende la forma en la que enriquecerá el medio interestelar.

Para una estrella que llega al final de su evolución con una masa menor a 1.4 veces la masa del Sol, sus capas externas serán expelidas en forma de un cascarón ga-seoso, mientras que sus capas internas se contraerán, au-mentando así su temperatura. Este núcleo caliente emitirá radiación ultravioleta, la cual, mediante los procesos de fotoionización y recombinación, provocará que el cas-carón gaseoso brille en luz visible.

Este sistema, formado por la estrella central caliente y el cascarón de gas brillante en expansión, se conoce como “Nebulosa Planetaria” (aunque no tenga ninguna relación con los planetas). Las nebulosas planetarias se expan-

den hasta que su material termina difuminándose en el

medio interestelar, enriqueciendo así su entorno con el

material procesado en el interior de las estrellas.

Por otra parte, si la masa final de una estrella es mayor a 1.4 veces la masa del Sol, ésta explotará como supernova. Es posible que la estrella se destruya totalmente o que el estado final sea una estrella de neutrones o un agujero ne-gro. En cualquier caso, la explosión de supernova provee de un gran flujo de neutrones (¡densidades de diez mil tri-llones de partículas por centímetro cúbico!) que permite el desarrollo de los procesos de captura rápida de neutrones. Mediante estos procesos, un núcleo atómico captura neu-trones hasta volverse inestable y decae hacia un isótopo estable, en donde la captura de neutrones prosigue. Este proceso se repite hasta que el flujo de neutrones dis-minuye. A partir de ahí, los átomos que se hayan formado decaen hasta alcanzar la estabilidad. De esta manera se pueden formar elementos pesados como el uranio, el torio

Figura 3: El telescopio de

2.1metros, del

Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de

San Pedro Mártir, Baja

California (OAN-

SPM). Este telescopio

cuenta con instrumentos

que le permiten

estudiar la composición

química de estrellas,

nebulosas y galaxias. Fotografía

cortesía de Elisa Iñiguez.

En 1765, Peter Dollond encontró una forma de eliminar por completo la aberración cromática, mediante la unión de tres lentes diferentes, a fin de crear el objetivo trillizo. A pesar de esta mejoría, los lentes de más de cuatro pul-gadas de los refractores tenían imperfecciones tales como burbujas y rayas que alteraban el aspecto de los objetos celestiales. Estos inconvenientes frenaron la evolución de los refractores, hasta que alguien fue capaz de fabricar un lente más grande, libre de defectos.

LENTES SIN DEFECTOS

En 1785, el artesano suizo Pierre Louis Guinand, tras casi 20 años de pruebas y errores, inventó una nueva técnica, que utilizaba un agitador de arcilla en lugar de un palo de madera, para mezclar el vidrio líquido. Con este agi-tador de arcilla, las burbujas salían a la superficie, y el

vidrio permanecía mezclado más tiempo. Como resultado de ello, los lentes de Guinand estaban casi por completo libres de defectos.

Con apoyo de una firma financiera alemana, Guinand enseñó su método de fabricación de lentes al físico Joseph Fraunhofer. Éste fabricó un buen número de excelentes telescopios. De hecho, el refractor Dorpat, de 9.5 pulgadas de diámetro, que construyó en 1824, fue el primer telesco-pio en usar soporte ecuatorial.

LOS REFLECTORES SE PONEN AL DÍA

Los telescopios reflectores se quedaron estancados por unos 40 años, hasta que los técnicos en óptica idearon cómo fabricar espejos no esféricos. En 1721, John Hadley se enseñó a sí mismo a manejar el material especular y él y sus dos hermanos crearon un espejo parabólico para un telescopio gregoriano.

Pocos fabricantes de telescopios lograron más avances que el astróno-

mo alemán –inglés de nacimiento- William Herschel. En 1773 inició la pro-

ducción de pequeños telescopios de unas cuantas pulgadas de diámetro. Sin embargo, en 1778 pulió un espejo fabricado con material especular, de aproximadamente seis pulgadas de diámetro. Este telescopio, de siete pies de largo, y de diseño newtoniano, fue el instrumento que utilizó unos dos años y medio más tarde, para descubrir el planeta Urano.

Las superficies reflejantes de Herschel, igual que otros espejos de espe-cular, tenían que ser pulidos de manera constante. Así, fabricó dos espejos para la mayor parte de sus telescopios, a fin de poder seguir sus observacio-nes con uno, mientras pulía el otro. En 1783, Herschel fabricó su telescopio más usado, el cual tenía un espejo de aproximadamente 18.5 pulgadas de diámetro y un tubo de veinte pies de largo. Su siguiente telescopio fue un instrumento con apertura de 48 pulgadas, el cual instaló en un tubo de 40 pies de largo. Para subir y bajar sus telescopios de 20 y 40 pies, Herschel

utilizaba cables soportados por estructuras de madera. Su monstruo de 40

pies fue, a partir de 1789, el telescopio más largo, hasta que, en 1845,

William Parsons, el tercer conde de Rosse, completó su versión de 72 pul-

gadas de diámetro.

Parsons deseaba un telescopio mejor y más grande que el de Herschel, y la única manera de lograrlo era fabricándolo él mismo. Afortunadamente para él, tenía recursos ilimitados, tanto económicos como materiales. Así pues, puso manos a la obra en Birr Castle, en Irlanda.

EL LEVIATÁN DE PARSONSTOWN

A fin de perfeccionar su método, Parsons moldeó primero un espejo de 15 pulgadas; después, uno de 24, y finalmente, uno de 36. Este último producía imágenes más brillantes y más nítidas que los espejos de Herschel. Entonces, ¿cuál sería el siguiente paso? Hacerlo más grande. Lo logró simplemente duplicando el diámetro. Después de haber vaciado su espejo de 72 pulgadas, tuvieron que transcurrir más de 16 semanas para que se enfriara. Durante el proceso de pulido, el espejo se quebró. Sin desmoralizarse, vació un se

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o el plutonio. Cerca de 40 isótopos ricos en protones no pueden formarse por captura de neutrones. En su lugar capturan protones o positrones. Sus abundancias son muy bajas en relación con las de sus isótopos vecinos y se for-man en explosiones de supernova a temperaturas superio-res a los mil millones de grados.

FISIÓN DE ISÓTOPOS

Por otra parte, la fisión de algunos isótopos pesados pue-de dar origen a átomos menos pesados. La fisión es la frag-mentación espontánea o inducida de un átomo pesado en varios átomos más ligeros. Ejemplos de esto son los isó-topos del tungsteno, platino y mercurio, formados por la fisión del plomo. Finalmente, las colisiones entre núcleos pesados y rayos cósmicos dan origen a algunos elementos ligeros, como el litio, el berilio y el boro.

Con cada nueva generación de estrellas, se incrementa la abundancia relativa de elementos pesados en el medio interestelar de las galaxias. Es decir, las galaxias, y por

consiguiente, todo el Universo, están en una constante

evolución química, sin posibilidad de retroceso.

SIGUIENDO LA HUELLA

DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Pero, ¿cómo detectamos y diferenciamos iones, átomos y moléculas? Cuando hacemos pasar la luz de una estrella por un prisma y la descomponemos en sus colores, esta-mos en realidad revelando su “espectro”; es decir, la dis-tribución de su energía radiante.

Como se mencionó anteriormente, el espectro de las estrellas es básicamente el que tendría un cuerpo opaco calentado a la temperatura superficial de la estrella. Esto se conoce en Física como la “radiación de cuerpo negro”. Sin embargo, la comparación del perfil de la distribución de energía de una estrella con la de un cuerpo negro a la misma temperatura no es perfecta. Existen muchas zonas estrechas en las que parece disminuir la radiación. Éstas son las llamadas líneas de absorción.

La explicación para este decremento de la radiación a determinadas energías es que éstas corresponden exacta-mente a la energía que necesita un electrón de un átomo o ion para moverse a un nivel de energía superior. Es decir, la luz es absorbida en determinados colores, y su e-

nergía es utilizada para excitar a los electrones. Como el

valor de esa energía es un parámetro atómico conocido,

y además es diferente para cada átomo o ion, ¡uno puede

saber qué elementos químicos están presentes en una

estrella al estudiar su espectro!

Algo similar ocurre, por ejemplo, en las nebulosas plane-tarias, en donde la radiación ultravioleta de una estrella caliente libera los electrones de los átomos de una nube gaseosa, proceso llamado “fotoionización”. Los electrones libres son recapturados generalmente en niveles altos de energía para luego caer espontáneamente a niveles más bajos. A todo este proceso de recaptura y decaimiento se le llama “recombinación”.

LIBERACIÓN DE ENERGÍA

Cuando un electrón pasa de un nivel de energía alto a uno

más bajo, la diferencia de energía entre el nivel superior y el inferior es liberada en forma de radiación electromagnética. Lo mismo sucede cuando los electrones de un átomo o ion son excitados a niveles superiores de energía, debido al incre-mento de temperatura producido por choques de gases (como sucede en regio-nes de formación estelar, supernovas y algunas nebulosas planetarias).

Tanto en el caso de la radiación originada por fotoionización, como la origi-nada por gas chocado, el espectro observado no es como el de un cuerpo negro, sino que está formado esencialmente por líneas de emisión; es decir, en deter-minados valores de la energía aparece un aumento en la intensidad, mientras que en el resto del espectro no se ve nada. Al igual que el caso de las líneas de absorción, las líneas de emisión nos indican qué elementos se encuentran

presentes en un gas, cuál es su proporción y qué condiciones de densidad y

temperatura dominan en el medio.

En medios más fríos que los diez mil grados que tiene una región fotoioni-zada, se pueden tener las condiciones para que los átomos formen moléculas. Hasta ahora se conocen más de 140 moléculas detectadas fuera de la Tierra, tanto dentro del Sistema Solar como fuera de él, principalmente en las llamadas nubes moleculares, que son lugares en donde se forman estrellas.

Las moléculas son arreglos tridimensionales de átomos, y su geometría queda determinada por el número y el tipo de átomos enlazados. La forma de una molécula le permite que en algunos casos sus átomos puedan tener varios modos, en los cuales puede vibrar ¡tal como si sus enlaces fueran resortes!, y también distintos ejes de simetría sobre los que puede rotar.

Figura 4: El Gran Telescopio Milimétrico (GTM) es un radiotelescopio optimizado para observar ondas milimétricas. Es una antena de 50 metros de diámetro, localizada en el volcán Sierra Negra, en el Estado de Puebla. Los radiotelescopios nos han permitido el descubrimiento y estudio de un gran número de moléculas en el Universo. Fotografía tomada del sitio web del GTM/LMT.

Cuando, en 1609, Galileo Galilei apuntó hacia el cielo su telescopio, captó un espectáculo nunca antes visto. Aun cuando su refractor tenía un campo de visión re-

ducido, y distorsionaba la imagen, fue el primero en obser-var la luna como una esfera imperfecta. Esta nueva capaci-dad de observación demostró que las creencias científicas de la época eran inexactas. Desde entonces, muchos ob-servadores han abierto una nueva ventana al universo.

SURGIMIENTO DEL REFLECTOR

Los primeros telescopios –refractores- utilizaban lentes para recoger y enfocar la luz. Sin embargo, un lente enfoca diferentes colores de luz a puntos distintos. Este efecto –denominado aberración cromática- genera flecos de color alrededor de los objetos contemplados con los primeros refractores.

Sir Isaac Newton determinó que no era posible fabri-car telescopios con lentes acromáticos. En lugar de eso, en 1668, con el uso del metal especular –una aleación de cobre y estaño-, creó un telescopio reflector. Para ello, utilizó un espejo primario de forma esférica, y un espejo secundario plano, con un ángulo de 45 grados, a fin de reflejar la luz hacia un lado del tubo (y también hacia la pieza ocular agregada). La abertura de este telescopio era de una pulgada y media, y aumentaba 40 veces el tamaño de los objetos.

Newton fabricó el primer reflector, pero no fue el

primero en tener la idea. En 1663, James Gregory diseñó una combinación de dos espejos. Su concepto consistía en un espejo primario parabólico, cóncavo y un espejo secundario elipsoide, también cóncavo. Desafortunada-mente, en la década de 1660 no había quien pudiera dar a un espejo otra forma de superficie que la esférica. Así, el

diseño de Gregorian resultó inútil.El diseño del tercer telescopio reflector, del francés

Laurent Cassegrain, ocurrió en 1672. En el diseño de éste, aunque el espejo primario es una parábola, igual que en el de Gregorian, el espejo secundario es hiperboloide con-vexo, en lugar de elipsoide cóncavo. Sin embargo, igual que en el caso de Gregorian, a causa de las limitaciones

tecnológicas de la época, tuvieron que pasar varios años

para que el diseño de Cassegrain pudiera superar el es-

tado de propuesta.

Esos incipientes telescopios reflectores tuvieron un problema, denominado aberración esférica. Cuando un telescopio utiliza un espejo esférico, los rayos de luz cer-canos al centro del espejo se reflejan en un punto focal diferente a los puntos en que se reflejan los rayos cerca-nos a los bordes exteriores. Mientras los técnicos en óptica

no fueron capaces de fabricar espejos con otras for-mas, persistió el problema de la aberración esférica.

REGRESO DE LOS REFRACTORES

Aparte de su aberración cromática, los telescopios re-flectores también tenían otros problemas. Sus espejos tenían imperfecciones, y sus tubos eran extremada-mente largos para adecuar la longitud focal del lente primario. En 1729, el primero de estos problemas ex-perimentó una drástica mejoría, gracias al desarrollo de los lentes acromáticos de Chester Moor Hall. Su diseño combinaba dos piezas de vidrio –cada una con diferente índice de refracción; esto es, la forma en que el vidrio curvaba la luz. Mediante el uso de vidrio muy

brillante y vidrio poco reflejante y con poca capaci-

dad de dispersión, Hall creó un lente que enfocaba la

mayor parte de los colores en el mismo punto.

De Newton a Hubble

Los primeros instrumentos tenían un ancho de aproximada-mente una pulgada; los actuales se prolongan alrededor de 33 pies. He aquí cómo ha progresa-do esta herramienta crucial.

Liz KruesiRevista AstronomyVersión del inglés, de Félix Ramos Gamiño

Los 400 años de revolución

del telescopio

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RADIACIÓN INFRARROJA

O RADIOFRECUENCIAS

El paso de un modo de vibración a otro, o de un eje de rotación a otro, conlleva una diferencia de energía. Si una molécula es excitada hacia uno de estos modos y luego regresa a su modo original, puede emitir ra- diación infrarroja o en radiofrecuencias. En ambos casos, se trata de un tipo de luz invisible para el ojo humano, pero detectable gracias a los telescopios in-frarrojos y a los radiotelescopios. Con estos instrumen-tos se han detectado decenas de moléculas, las cuales incluyen agua, monóxido de carbono, ácido fórmico, alcohol etílico, metano, cianógeno y ¡hasta azúcares como el glicoaldehído!

Contrariamente a lo que pudiera pensarse, la for-

mación de moléculas orgánicas en el Universo parece

ser algo común. Ésta es una de las evidencias más

fuertes en apoyo a la factibilidad de que exista vida

en otras partes del Universo.

VIDA EN LA TIERRA Y FUERA DE ELLA

La Astrobiología es una ciencia interdisciplinaria que aborda la problemática sobre el origen, evolución, distribución y destino de la vida en la Tierra y fuera de ella. Una de sus estrategias de estudio implica la

búsqueda de aminoácidos o proteínas en nubes in-

terestelares, cometas, meteoritos, etcétera. Por otra parte, la presencia de gases orgánicos en otros planetas, que en la Tierra están relacionados directamente con la presencia de la vida, obliga a los astrobiólogos a investigar cuidadosamente su origen.

COMENTARIOS FINALES

A manera de conclusiones quisiera dejarte estos co-mentarios para motivar tu reflexión:

(1) Prácticamente TODOS los átomos de los elemen-

tos químicos más pesados que el helio se forman

como producto de la evolución de las estrellas. Los átomos de nuestro cuerpo y los de todo lo que nos ro-dea alguna vez formaron parte de una estrella.

(2) La composición elemental de estrellas, nebulosas,

galaxias, etcétera, se puede conocer a través de la ra-

diación electromagnética proveniente de ellas, ya sea observando la luz visible o incluso detectando radia-ciones invisibles al ojo humano.

(3) El enriquecimiento químico del Universo es un

proceso irreversible. Conforme las estrellas llegan a

su fin, su material enriquecido químicamente es a-

rrojado hacia el medio interestelar. Esto ha permitido el surgimiento de la vida en la Tierra y la tremenda variedad de materiales en ella. La misma química reina en el todo del Universo.

con muy poca variación. A esto se le llama homeostasis. Si, por ejemplo, el nivel de azúcar sube, se libera insulina para que regrese a la normalidad; si el azúcar baja de-masiado, se libera glucagón; si hace calor, sudamos para bajar la temperatura, y si hace frío, tiritamos. Si por algún motivo no podemos regular estos niveles, entonces nos enfermamos.

En el espacio, el principal enemigo de la homeostasis

es la falta de gravedad. Mientras que aquí en la Tierra la gravedad jala la sangre hacia nuestros pies, en el espacio la sangre se concentra en el pecho y la cabeza. Estos cam-bios confunden al corazón, que no sabe de gravedad, y hacen que se esfuerce más.

Para volver a la homeostasis, se libera una hormona, el péptido auricular natriurético, cuyo trabajo es deshacerse de este “exceso de volumen”, aumentando la diuresis; es decir, poniendo a los riñones a trabajar horas extra y a los astronautas a orinar frecuentemente.

Toda esta pérdida de líquidos dará al cuerpo la idea de que la sangre se ha vuelto muy densa, y tratará de com-pensar esto destruyendo una buena parte de los glóbu-los rojos, que de cualquier manera no necesita, pues ha disminuido también la demanda de oxígeno. En pocas palabras, para mantener la homeostasis en el espacio, un astronauta “sufrirá” anemia y deshidratación.

PÉRDIDA DE MASA

MUSCULAR Y MASA ÓSEA

Otro de los problemas más serios que enfrentan los astro-nautas es la pérdida de masa muscular y masa ósea. En la Tierra, nuestros músculos y huesos están adaptados a car-gar con su propio peso. En el espacio, por no haber grave-dad, las cosas carecen de peso, por lo que nuestros músculos trabajan menos y comienzan a atrofiarse; se vuelven débiles.

La pérdida de masa ósea es un asunto más preocupante y más difícil de resolver. El tono

muscular puede mantenerse en el espacio mediante ru-

tinas de ejercicios a base de ligas, cuerdas y poleas, pero

aún no hemos encontrado una manera de evitar la pér-

dida de calcio en el espacio. Debido a los cambios fisiológicos que trae la ingravi-

dez, los huesos pierden 0.5 por ciento de calcio al mes. Ese porcentaje no parece mucho, pero es la principal limitante para los viajes espaciales largos. Mientras el astronauta esté en órbita, la pérdida de hueso no será un problema, pero en cuanto ponga pie en cualquier planeta, esta osteo-porosis prematura lo hará mucho más propenso a las frac-turas, que podrían poner en riesgo la misión, o su vida.

ATROFIA DE LOS SENTIDOS

La sangre acumulada en la parte superior del cuerpo trae a los astronautas otros problemas que, si bien no son

Los astronautas realizan ejercicio para contrarrestar la pérdidad muscular

graves, ciertamente son muy molestos. Los sentidos se atrofian. Los astronautas pierden el sentido del olfato como si tu-vieran un resfriado permanente, aunque esto tal vez sea ventajoso, ya que las naves espaciales son un espacio cerrado, con poca circulación de aire y no suelen oler muy bien. El sentido del gusto también se modifica, haciendo más difícil percibir el sabor de los alimentos, y la atmósfera del-gada dentro de la nave, aunada al ruido de la maquinaria, impide que los astronautas puedan escucharse con claridad.

El sentido que más se ve afectado es

el del equilibrio. En la Tierra, si giramos o ladeamos la cabeza, la interacción de los otolitos con las cerdas en los canales semi-

circulares dentro de nuestros oídos informará al cerebro de la posición en la que se encuentra con respecto al resto del cuerpo, incluso con los ojos cerrados. En el espacio la falta de gravedad hace que los otolitos floten, y por lo mismo, no pueden interactuar con las cerdas de los canales semicirculares, por lo que el cerebro no tiene idea de la posición del cuerpo.

Un astronauta pasa los primeros días en el espacio mareado y desorientado. Con el tiempo, el cerebro aprenderá a ignorar las señales que el oído medio envía, y se basará únicamente en la información que le llega a través de la vista, utilizando los letreros y la organización de los paneles de instrumentos en la nave como única referencia de “arriba” y “abajo”.

RITMO CARDÍACO

Alguna vez escuché, en una conferencia impartida por uno de los médicos del programa Apollo, que el primer electrocardiograma recibido desde el espacio fue una gran sorpresa. El ritmo cardíaco del astronauta era tan lento, que, de haber estado en Tierra, hubiera sido llevado de inmediato a la sala de cuida-dos intensivos; y, sin embargo, el astronauta se sentía perfectamente bien. Ese día aprendió que lo que en la Tierra se considera patológico, fisiológicamente hablando, en el espacio es normal.

Sí, los seres humanos somos organismos mesófilos, cuyo cuerpo está muy acostumbrado a las comodidades que ofrece el planeta Tierra; y, sin embargo, muchos de nosotros preferimos sacrificar esta cómoda seguridad en aras de nuestra curiosidad científica.

Los cambios que sufre el cuerpo humano en el espacio nos desorientan,

nos deshidratan, nos provocan una falsa anemia, nos pueden llegar a causar

osteoporosis; y, sin embargo, cada minuto que cualquiera de nuestros congé-neres pasa allá arriba, nos aporta invaluable información que nos permite en-tender a nuestro planeta, desarrollar mejor tecnología, y, sobre todo, nos deja lecciones invaluables sobre el cuerpo humano y su maravillosa capacidad de adaptación.

La sangre se redistribuye debido a la falta de gravedad.

La acumulación de sangre en la parte superior del cuerpo da al rostro una apariencia orientaloide.

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Los planetas extrasolares

Doctor Pedro A. Valdés SadaDepartamento de Física y MatemáticasUniversidad de Monterrey [email protected]

Pedro A. Valdés Sada

¿Qué es un planeta? Todos tenemos una idea intuitiva de lo que son los planetas. La palabra misma evoca imágenes de un globo o una esfera que flota en el espacio, quizás acompañada de una o más lunas o tal vez de un sistema de anillos. Originalmente, la palabra “planeta” se deriva del antiguo término griego “planetes asteres”, que significa literalmente “estrella ambulante”.

Esto es evidente al saber que, para los antiguos, sin el beneficio que ahora tenemos de observaciones telescópicas, un planeta era simplemente una estrella que se movía entre las demás estrellas fijas. Esta carac-terística era más que suficiente como para asignarles a los planetas un estatus privilegiado entre los objetos de la esfera celeste, junto con el Sol y la Luna.

El espacio exterior es un lugar hostil. Los seres humanos somos organismos mesófilos, a quienes nos gusta que la temperatura fluctúe entre 15 y 30 grados; encon-

trarnos en una atmósfera respirable, que ejerza una pre-sión moderada sobre nuestros cuerpos, y que la gravedad nos mantenga pegados al suelo, entre otras comodidades. Cualquier sitio que no cumpla con estas características es considerado, para todos fines prácticos, inhabitable.

En el espacio no hay atmósfera ni gravedad, y la

temperatura fluctúa entre los gélidos doscientos grados

bajo cero a la sombra y más de 120 grados si nos pega

directamente la luz del Sol. Además, hay que tomar en cuenta el viento solar, que en la Tierra es desviado por los

Bióloga Alejandra Arreola

[email protected]

una cuestión de gravedadFisiología espacial: Alejandra Arreola

cinturones de Van Allen, pero fuera de este manto protec-tor, convierte al espacio en algo parecido a un horno de microondas de proporciones cósmicas.

Nuestros cuerpos están tan acostumbrados a vivir en la Tierra, que no somos conscientes de la manera en que la Tierra, su temperatura, su atmósfera y sobre todo su gravedad, influye en el comportamiento de nuestro orga-nismo.

ESTÁNDARES DE CALIDAD

El cuerpo humano tiene altos estándares de calidad. Siem-pre procura mantener sus niveles –de oxígeno, de azúcar, de agua, etcétera- dentro de unos márgenes conocidos y

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Estos cuerpos ambulantes en el cielo eran considerados dioses por las cul-turas antiguas. Esta herencia la llevamos actualmente en el número y los

nombres de los días de la semana: siete días para siete dioses celestes. Los planetas fueron inicialmente tan importantes que, para poder registrar sus mov-imientos en el cielo, los primeros grupos de estrellas en formarse como figuras (cons-telaciones) fueron las correspondientes a la franja del cielo por donde pasan los planetas. Éstas son las famosas constelaciones del zodiaco. Los plan-etas no viajan por toda la esfera celeste a voluntad, sino que se limitan a las constelaciones del zodiaco. Este punto era ya conocido desde mucho antes de las épocas de Claudio Ptolomeo (Siglo I).

COPÉRNICO, BRAHE, KEPLER, GALILEO…

Las primeras concepciones modernas de lo que son los planetas se las debe-

mos a personajes tales como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes

Kepler. Mientras que Copérnico puso al Sol en el centro del sistema solar y los planetas a su alrededor, Kepler refinó la forma de sus trayectorias como elipses, gracias a las cuidadosas observaciones visuales de Brahe. Galileo Galilei dio el golpe final y definitivo a la concepción de lo que son los planetas gracias a su utilización del telescopio. Él, más que nadie, nos mostró la existencia de nuevos mundos como el nuestro en el universo.

Posteriormente, Isaac Newton, con sus estudios y modelos de la fuerza de la gravedad, definió matemáticamente con exactitud las trayectorias de los plane-tas en el sistema solar. Las puertas estaban ahora abiertas al descubrimiento

de nuevos planetas.

DESCUBRIMIENTO DE URANO Y NEPTUNO

El primer planeta en ser descubierto en la era moderna fue Urano. William Hers-chell, en 1781, lo localizó accidentalmente por su movimiento, mientras regis-traba las posiciones de las estrellas circundantes. Años después, variaciones en las posiciones de Urano con respecto a las predichas llevaron a suponer que otro planeta exterior afectaba gravitacionalmente al movimiento de Urano. Efec-tivamente, en 1846, una colaboración entre astrónomos teóricos (John Adams y Urbain Le Verrier) y observacionales (Johann Galle) logró localizar a Neptuno. El número de planetas en el sistema solar aumentó de seis a ocho.

Es interesante notar que análisis posteriores de viejas observaciones lleva-ron a la conclusión de que Urano y Neptuno habían sido avistados, pero no reconocidos, con anterioridad. Por ejemplo, unos dibujos de Galileo notan una

estrella cerca de Júpiter, en 1612, que en realidad era el planeta Neptuno.

Igualmente, Urano había sido catalogado como una débil estrella en la con-

stelación de Tauro en 1690.

El sistema solar tuvo ocho planetas hasta 1930, cuando Clyde Tombaugh descubrió al pequeño Plutón en los límites del sistema solar. Ahora había nueve planetas que estudiar. Recientemente se ha dicho que Plutón ya no es planeta. Esto es cierto. En 2006, la Unión Astronómica Internacional, tras acaloradas dis-cusiones, definió formalmente lo que es un planeta y Plutón fue degradado a la (nueva) categoría de “planeta enano”, por no cumplir con todas las condiciones impuestas. Nos quedamos de nuevo con ocho planetas mayores en el sistema solar.

El concepto de “planeta” ha evolucionado a través de la historia. desde ser una estrella que se mueve entre las demás, hasta un objeto de dimensiones con-siderables que orbita alrededor de nuestro sol. Pero… ¿puede haber planetas en otras estrellas?

PLANETAS SIMILARES A LA TIERRA

La existencia de otros mundos como el nuestro, o siquiera como Júpiter, que or-bitan alrededor de otros soles fue un tema meramente especulativo por mucho tiempo, debido a que la observación de planetas en el entorno de otras estre-llas es una hazaña tecnológica alcanzada solamente en los últimos 20 años. La dificultad principal radica en la diferencia de brillo entre la estrella y un posible

Cada día, el navegador polinesio tomó una lectura ocular de la posición del la canoa, utilizando una brújula de treinta y dos estrellas que marcaban los acimuts. Las fuertes corrientes ecuatoriales complicaron la navegación y desviaron la canoa en ciertos tramos de la ruta, pero a la larga el navegador polinesio hizo las correcciones necesa-rias y llegaron a su destino en aproximadamente un mes.

Al replicar los mismos viajes, los investigadores comprobaron la verdad histórica de muchas leyendas y tradiciones polinesias, y generaron un nuevo orgullo en sus descendientes. Recuperaron una parte de la cultura

tradicional, ahora casi olvidada, que no dependía del uso

de instrumentos y sistemas de rastreo satelital, sino de

la observación ocular del cielo y el conocimiento trans-

mitido a través de las generaciones.

Gracias a los esfuerzos de investigadores en todo el mundo, que han enriquecido a la nueva etnoastronomía, las facetas culturales del cielo se han multiplicado (Fabian 2001). Ilumina no solamente las culturas del pas-ado, sino nuestro mundo actual también. A diferencia de los astrónomos y su poderoso instrumental, para la gente de hoy, el cielo visible ha quedado cada vez más oculto atrás de la contaminación ambiental y la iluminación ur-bana. El cielo está poblado más bien de satélites y basura espacial en vez de animales, y ya no guía nuestras vidas.

Es el mundo de la guerra de las galaxias y la descarga masiva de energía, que convierte nuestro planeta en un faro visible desde lejos en el espacio, para guiar a los visi-tantes extraterrestres que esperamos encontrar. ¿Más, o menos acertado que antes? ¿Señales de Progreso? ¿O es-caparate de ilusión?

Tal vez la apocalíptica fecha de 2012 nos dará la in-

dicación final que todos quieren encontrar.

Fabian, Stephen M. 2001. Patterns in the Sky: an Introduction

to Ethnoastronomy. Long Grove IL (USA): Waveland Press inc.

Finney, Ben 1996/2005. “Applied Ethnoastronomy:

Navigating by the Stars Across the Pacific”. En: Songs from the

Sky: Indigenous Astronomical and Cosmological Traditions of

the World (editado por Von Del Chamberlain, John B. Carlson,

& M. Jane Young), pags. 336-347. Leicester (UK): Ocarina

Books(UK)/ Center for Archaeoastronomy (USA)

Pereira Quiroga, Gonzalo. 2004. “Persistencia y Renovación:

la Vía Láctea entre los Guaraníes del Chaco Boliviano”. En:

Etno y Arqueoastronomía en las Americas (editado por

Maxime Boccas, Gonzalo Pereira & Johanna Broda), pags. 299-

314. Santiago de Chile: Memorias, 51º Congreso Internacional

de Americanistas.

Urton, Gary. 1981. At the Crossroads of the Earth and the Sky.

Austin: University of Texas Press

REFERENCIAS

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planeta próximo. Esta es de varios órdenes de magnitud y es similar a intentar detectar a gran distancia el brillo de una luciérnaga que vuela a unos centímetros de una luminaria encendida de un estadio deportivo. Esto hace

que las detecciones directas (imágenes) de planetas en

órbita alrededor de otras estrellas sean extremadamente

difíciles.

La forma más común de detectar lo que ahora llama-mos planetas extrasolares, o exoplanetas, es utilizando métodos indirectos, que no requieran que el planeta se “vea” en una imagen. La idea principal no es tratar de ob-servar al planeta en sí, sino observar cuidadosamente a la estrella y notar si algún comportamiento extraño pueda ser atribuible a la presencia de un planeta en órbita a su alrededor.

Una técnica para la detección de exoplanetas, uti-lizada desde hace más de cien años, consiste en medir la posición precisa de una estrella que se mueve por la esfera celeste. Si la estrella tiene un planeta, entonces la influen-cia gravitacional de éste puede causar que la estrella mis-ma se mueva en un pequeño círculo alrededor del centro de masa común de los dos objetos. Si la estrella está lo suficientemente cerca de la Tierra, este movimiento puede ser observado. Desafortunadamente, hay muy pocas es-

trellas lo suficientemente próximas como para hacer de

utilidad práctica esta técnica.

Otra forma de encontrar planetas alrededor de otras estrellas, relacionada con la anterior, consiste en medir el cambio de velocidad de la estrella y no necesariamente el cambio de posición de la misma. La presencia de un exo-

planeta afecta la velocidad de movimiento de la estrella

de forma similar al cambio de posición. Este cambio de

velocidad puede ser medido con mucha mayor facilidad

utilizando el “espectro” de la estrella. En este método, la luz blanca de la estrella es separada en sus diferentes colores, o longitudes de onda, utilizando instrumentos lla-mados espectrómetros.

El mecanismo es exactamente el mismo que utilizamos cuando pasamos la luz del sol por un prisma y observamos el arco iris de colores en que se divide, pero con mayor so-fisticación y precisión. Si observamos detalladamente este espectro de colores, notamos que algunos colores “faltan”; es decir, que en su lugar hay un pequeño y angosto es-pacio negro. Esto quiere decir que ese color en particular nunca llegó a nuestro instrumento, sino que fue absorbido en el camino. La mayoría de estas absorciones suceden en la misma estrella y son causadas por diversos elementos y moléculas químicas en la atmósfera de la estrella.

COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LOS OBJETOS CELESTES

Cada elemento de la tabla periódica y cada molécula en particular, producen un patrón definido y único de estas líneas oscuras, que también llamamos líneas de absorción. Ésta es la forma más común en la que podemos determi-nar a distancia la composición química de los objetos ce-lestes. Si ahora notamos cuidadosamente la posición, la longitud de onda de esta línea de absorción, vemos que ésta puede variar un poco de la que podemos medir en el laboratorio.

Eso es causado por la velocidad a la que se está moviendo la estrella. Si la estrella se aleja de nosotros, el desplazamiento de sus líneas de absorción será hacia longitudes de onda más largas. Si la estrella se aproxima a nosotros, el des-plazamiento será hacia longitudes de onda más cortas. Entre mayor sea la velo-

cidad de la estrella, mayor será el desplazamiento de sus líneas de absorción

de su posición de laboratorio. Este mismo fenómeno, llamado “Efecto Doppler”, lo podemos experimentar en el mundo cotidiano con el sonido.

Por ejemplo, la frecuencia (tono) de la sirena de una ambulancia cambia de-pendiendo de la velocidad con que se acerca o se aleja de nosotros. En el caso de las estrellas, podemos medir la velocidad a la que se alejan o se acercan de nosotros de esta manera. Utilizando esta misma técnica, Edwin Hubble pudo medir la expansión del Universo a principios del siglo pasado.

DETECTADOS 342 EXOPLANETAS

Resulta que la gran mayoría de los descubrimientos de planetas extrasolares han sido realizados utilizando esta técnica. Hasta febrero de 2009, 316 exoplanetas de los 342 detectados han sido encontrados utilizando esta técnica denominada de “velocidades radiales”.

La siguiente técnica exitosa para detectar planetas alrededor de otras estre-llas depende de que la órbita del posible planeta esté alineada a 90 grados del plano del cielo, de tal manera que el planeta pueda cruzar por enfrente y por detrás de su estrella. Esto no sucede con mucha frecuencia.

Estadísticamente, la mayoría de las órbitas de los exoplanetas no son de este tipo. Sin embargo, hay suficientes casos con esta geometría en particular y se

han podido descubrir 58 planetas extrasolares mediante el método de “trán-

sitos”. En este caso, la idea es medir cuidadosamente el brillo de una estrella

y esperar a que éste disminuya levemente (0.3%-3%) cuando un planeta cruza

por enfrente.

Cuerpo Celeste Español Inglés LatínSol Domingo Sunday dies Solis

Luna Lunes Monday dies Lunae

Marte Martes Tuesday dies Martis

Mercurio Miércoles Wednesday dies Mercurio

Júpiter Jueves Thursday dies Jovis

Venus Viernes Friday dies Veneris

Saturno Sábado Saturday dies Saruni

Los nombres de los días de la semana en varios idiomas y su relación con los objetos celestes.

Saturno

una doble visión del cielo, que reconoce su dimensión cultural. Es un caso práctico en la aplicación de la nueva etnoastronomía, que ha surgido en las últimas décadas y recoge las diversas visiones del cielo por su propio valor como expresiones distintas de la cultura humana.

La astronomía cultural surgió en Europa en las

décadas de 1970 y 1980, como una fusión de la etno-

astronomía recopilada por los etnólogos y folkloristas

en toda Europa, que relata las muchas tradiciones popu-

lares relacionadas con el cielo, y la arqueoastronomía,

especialmente de los enigmáticos monumentos megalíti-

cos como Stonehenge (Inglaterra), Newgrange (Irlanda),

y Carnac (Francia), que remontan a épocas muy ante-

riores.

A pesar de la distancia temporal y los desplazamientos migratorios de los pueblos, a veces los dos estudios se ilu-minan mutuamente. La nueva perspectiva se manifiesta en el mismo nombre de la agrupación que reúne anualmente a los especialistas en el tema, la Sociedad Europea para la Astronomía en la Cultura, fundada en Smolyan, Bulgaria en 1994.

Al mismo tiempo, en el Nuevo Mundo, la astronomía

cultural surge a raíz del estudio y la medición más pre-

cisa de los monumentos arquitectónicos, y en el caso

de México, los avances en la traducción de los antiguos

sistemas de escritura, especialmente el maya. Ambos es-fuerzos plantearon nuevas interrogantes en el estudio de la astronomía mesoamericana ya conocida. A diferencia del Viejo Mundo, en México, la continuidad histórica per-mite confirmar la identidad de la tradición cultural desde sus inicios hasta hoy en día.

ANTROPÓLOGOS MEXICANOS

Y LA ETNOASTRONOMÍA

Los pocos códices y los documentos coloniales forman un enlace valioso, pero los antropólogos mexicanos descubrieron la etnoastronomía a través de su vivencia con todos los pueblos indígenas de la nación. A veces, la asociación de sus tradiciones vivas con los vestigios arqueológicos es muy directa y elocuente, revelando así algo del cielo que brillaba sobre las ciudades y centros ceremoniales del México antiguo: el cielo de Tonatiuh y la Estrella de la Mañana; el planeta Venus, no la diosa del amor, sino el heraldo de la guerra.

La diversidad revelada por la astronomía cultural tampoco se limita a México y el Mediterráneo, y realza las muchas funciones que el cielo puede tener en la vida cotidiana. Si tomamos el caso de los antiguos polinesios, encontramos una tradición que conocía el cielo de ambos hemisferios, y por otros motivos que los augureros mayas y aztecas.

A menudo, olvidamos que, en buena medida, el con-ocimiento del cielo nace de las necesidades de la nave-gación marítima. En este aspecto, los antiguos griegos y

romanos, igual que los mayas, eran navegantes costeros

que raras veces se aventuraban en el mar abierto. En

cambio, durante más de un milenio, los polinesios po-

blaron poco a poco un mundo de miles de islas en el

Pacífico, que se extendía desde las Islas Hawaianas (23º

Latitud Norte) hasta Nueva Zelanda (35º Latitud Sur) y a lo largo de casi 90 grados de Longitud terrestre. Sus épicos viajes recorrían miles de kilómetros en altamar, y llegaron a islas tan pequeñas y remotas que parecen hazañas in-creíbles de navegación.

Muy aparte de las embarcaciones que inventaron para dichos viajes, los antropólogos descubrieron que esta tradición marítima depende sobre todo de un cono-cimiento muy íntimo y detallado del oleaje y corrientes oceánicos y de las estrellas en ambos lados del Ecuador para orientarse en altamar. Los polinesios son los únicos

navegantes que regularmente cruzaron el Ecuador, y el

poblamiento del Pacífico no hubiera sido posible si no

fuera por su conceptualización del cielo.

Figura 2. Ruta de las Islas Hawaianas a Tahití, Marzo-Abril de 1980. La línea sólida representa el verdadero trayecto del barco y los círculos registran las lecturas oculares diarios tomados por el navegador polinesio Nainoa Thompson al amanecer (a) y atardecer (b).

VIAJE DE HAWAII A TAHITÍ

La verdad de este cielo fue demostrada cuando marineros modernos navegaron por las mismas rutas, utilizando los métodos y los conocimientos tradicionales guiados por un navegador polinesio (Finney 1983/2005). El viaje de Ha-waii a Tahití (Figura 2), por ejemplo, cubre más de tres mil kilómetros en mar abierto, que cruza el Ecuador.

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Un caso similar sucede en nuestro sistema solar cuando el planeta Mercurio o el planeta Venus cruzan (transitan) por el disco solar observados desde la Tierra. Mientras que el método de velocidades radiales puede dar solamente un estimado de la masa del exoplaneta (porque la inclinación de su órbita es desconocida), en el método de tránsitos sabemos exactamente la inclinación de la órbita (casi 90 por ciento) y podemos determinar con precisión no sólo la masa del exoplaneta, sino también su tamaño, ya que los planetas grandes obstruyen una mayor cantidad de luz que los planetas menores.

PREGUNTAS SIN RESPUESTA… TODAVÍA

Existen otras técnicas de detección de planetas extraso-lares, pero no son tan exitosas como las ya mencionadas. Y, ¿cómo son estos planetas extrasolares que estamos de-tectando? ¿Hay algunos como la Tierra? Desafortunada-mente todavía no podemos contestar esta pregunta. Nues-tra tecnología nos limita por el momento a la detección de los planetas más masivos y más cercanos a sus estrellas.

Esto es evidente, ya que este tipo de planetas son los que más pueden afectar el comportamiento de sus soles. Los planetas de menores tamaños y masas y más aleja-

dos afectan en menor grado el movimiento de sus es-

trellas. Aún no podemos detectar estos planetas. Habrá que esperar tecnologías más avanzadas y observaciones espaciales.

Muchos de los exoplanetas encontrados en otras es-trellas tienen una característica interesante, que difiere marcadamente de la experiencia de nuestro sistema solar. Mientras que en el sistema solar los pequeños planetas terrestres se encuentran relativamente cerca del Sol, y los gigantes gaseosos se encuentran alejados, en muchos sistemas extrasolares los planetas encontrados son más masivos que nuestro Júpiter, y se encuentran en órbitas mucho más cercanas a su estrella de lo que nuestro Mer-curio se encuentra del Sol. Esto presenta un problema particular que corresponde resolver a los investigadores que tratan de modelar la historia de la formación de un sistema solar.

¿Acaso el planeta se formó tan cerca de su sol? (poco probable) o ¿acaso el planeta se formó lejos de su sol pero “emigró” de alguna manera a su órbita actual? ¿Qué me-canismo físico puede causar este tipo de movimientos? ¿Por qué esto no sucedió en nuestro sistema solar? ¿Qué les pasó a los pequeños planetas terrestres si los gigantes gaseosos emigraron a las cercanías de su estrella? Éstas son algunas de las fascinantes preguntas que aún falta res-ponder.

EN EL UMBRAL DE HALLAR NUEVAS TIERRAS

El futuro de la investigación en el campo de los planetas extrasolares apenas comienza. Existen decenas de proyec-tos alrededor del mundo dedicados al descubrimiento y estudio de los exoplanetas, y una cantidad cada vez mayor de astrónomos dedican sus esfuerzos a esta empresa. Es-tamos en el umbral de encontrar nuevas Tierras.

La noche del viernes 6 de marzo del año en curso,

tuvo lugar el lanzamiento de la nave espacial “Kepler”,

cuyo objetivo es monitorear las estrellas de una parte

del cielo en las constelaciones de Cygnus y Lira. Los ins-trumentos de la nave son tan sofisticados, que podrán detectar planetas con dimensiones similares a las de la Tierra. Éste será apenas el primer paso para determinar la existencia de otros mundos parecidos al nuestro. Por fin comenzaremos a tener evidencias cuantitativas para po-der contestar esa pregunta que tanto anhelamos respon-der: ¿Estamos solos en el Universo?

1. Orbitar alrededor del Sol. (Elimina objetos como lunas y anillos).

2. Tener suficiente masa para estar en equilibrio hidroestático y adquirir una forma aproximadamente redonda. (Elimina objetos de forma irregular como los asteroides y los cometas).

3. Debe haber “limpiado” su entorno orbital. (Elimina objetos de poca masa que no alcanzan a ser únicos en su posición en el sistema solar y comparten su espacio con otros similares… como Plutón).

Requisitos de la Unión Astronómica Internacional para considerar a un objeto como “planeta”.

Un proyecto que se realiza en el Observatorio de la Universidad de Monterrey consiste en registrar el mayor número de tránsitos de

planetas extrasolares conocidos, con el propósito de refinar sus órbitas, determinar sus diámetros y mejorar las efemérides de los mismos. La figura muestra los datos fotométricos de dos tránsitos combinados de

la estrella HD 189733 (puntos) y el modelo que mejor se ajusta a las observaciones (línea verde).

la evolución cultural humana. Mientras que muchos otros aspectos de la cultura (como la dieta o el vestido) son suje-tos a múltiples variables naturales, la constancia del cielo lo convertía en un elemento de cultura universal que per-mitía comparaciones globales más precisas a través del tiempo, marcando así los pasos evolutivos que culminan en la ciencia de la astronomía moderna.

Dicho en esas palabras, se nota de inmediato el etno-centrismo de esa postura y las limitaciones del concepto de cultura que maneja. Al proclamar un solo cielo univer-

sal, perdemos de vista por completo los cielos presentes

en cada cultura. A la vez, olvidamos los elementos de

nuestra propia visión del cielo, que la ubica plenamente

en la tradición de la Cultura Occidental.

Después de todo, las raíces culturales de la astronomía científica son plenamente visibles en su misma nomen-clatura. Galaxias, supernovas, auroras, lunas, constelacio-nes, cometas –entre otras- son todas palabras derivadas del latín o el griego. El lenguaje de la ciencia astronómica actual, igual que los nombres de las estrellas y las con-stelaciones, tiene antecedentes muy reconocidos en la an-tigua Grecia y Babilonia, derivada de una visión del cielo, tal como se percibe desde el mundo del Mediterráneo y el Medio Oriente.

NOMENCLATURA ASTRONÓMICA

Claro que los objetos no visibles a los antiguos –asteroides, hoyos negros, púlsares y demás- a menudo llevan etiqu-etas codificadas, como asteroide 2009 DD45 o el quásar 3C 273. Los cielos del astrónomo son también amplia-mente poblados con los nombres de descubridores mod-ernos. De hecho, tal es la competencia, que la Unión As-tronómica Internacional tiene reglas muy específicas que otorgan reconocimiento oficial a los nombres designados! No obstante, la columna vertebral de la nomenclatura as-

tronómica sigue siendo una herencia de gran abolengo

y firmemente enraizada en las antiguas civilizaciones

del Occidente.

Por el otro lado, aunque los griegos viajaron mucho, sus exploraciones quedaron básicamente bajo el cielo de las latitudes subtropicales y templadas del Hemisferio Norte. Nunca conocieron el cielo del Hemisferio Sur, por ejemplo. Por ende, cuando los navegantes y astrónomos de las generaciones posteriores lo descubrieron por primera vez, tuvieron que inventar un nuevo elenco de nombres en griego y latín para identificar los objetos celestes que

nunca fueron vistos por los griegos y romanos –un último brote de creatividad cultural en el vocabulario de lenguas ya moribundas.

Figura 1. Las constelaciones oscuras del Hemisferio Sur vistos desde Misminay (Perú).(Fuente: Urton 1981: fig. 65)

EL CIELO DEL HEMISFERIO SUR

Visto desde el Hemisferio Sur, nos damos cuenta que, aun cuando es el mis-mo cielo astronómico, su aspecto cambia de acuerdo a nuestro punto de vista terrestre, generando así un cielo algo diferente en cada latitud.

A pesar de sus elementos compartidos, el cielo del Hemisferio Sur resulta muy diferente en varios aspectos al cielo del Hemisferio Norte. Lo descubrí plenamente en una noche de visita al Observatorio del Hemisferio Sur de la Unión Europea, en la cordillera Andina, arriba de La Serena, Chile a 30º Latitud Sur. Desde este ángulo, desaparecen por completo la mitad del cielo del Hemisferio Norte y todas las constelaciones circumpolares. Aun las constela-ciones compartidas se ven distintas, de tal manera que Orión el Cazador camina por el cielo sobre su cabeza y con las piernas hacia arriba. Tampoco hay una estrella polar en el cielo del Sur, y nuestros anfitriones chilenos nos enseñaron cómo se calcula su posición aproximada utilizando los brazos de la Cruz del Sur.

Sin embargo, la mayor diferencia es que en el Hemisferio Sur, una parte

de la Vía Láctea es oscurecida por las grandes nebulosas que dominan

el cielo. Sus formas se trazan con facilidad en contraluz de las estrellas

a trasfondo. Las constelaciones reconocidas en el Hemisferio Sur no son solamente conjuntos de estrellas, sino también las llamadas “constelaciones oscuras”, asociadas con los perfiles de las nebulosas en distintas tempora-das.

En el cielo andino, por ejemplo, los incas reconocieron siete animales e-levados a la esfera celeste (Figura 1), incluyendo “La Llama” y “La Serpiente” entre otros, una visión que se preserva todavía en muchas comunidades an-dinas del viejo Tiwantinsuyu (Urton 1981). Otros pueblos sudamericanos en las tierras bajas, como los guaraníes del Gran Chaco (Pereira Quiroga 2004), ven otros animales en la Vía Láctea, conocida entre ellos como el Ñandurape, o camino del ñandú (una especie de ave no voladora).

EL CIELO DE LOS INCAS

Ahora, surge la pregunta: ¿qué astronomía debe aprender un joven chileno? ¿La astronomía de los antiguos griegos, que se refiere a un cielo literalmente invisible desde su lugar en el mundo? ¿O el cielo de los incas que se ve sobre uno? Mi colega David Orellana, de la Universidad de La Serena, ha promovido la segunda opción en las escuelas de Chile, dando así a los escolares chilenos

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Observar el cielo estrellado durante una noche sin Luna, en un paraje oscuro, es impresionante, dado el gran número de estrellas que pueden observarse.

Cada una de estas estrellas es similar a nuestro Sol, aunque la mayoría de las que son visibles son más grandes. A

pesar del impresionante espectáculo, las estrellas repre-

sentan probablemente sólo una modesta fracción de la

materia en nuestro Universo. Vivimos en la superficie de un planeta rocoso llamado

Tierra, y, a pesar de la rotación de ésta, nos mantenemos en dicha superficie gracias a la fuerza de atracción de la gravedad. Esta fuerza es la responsable de lo que cono-cemos cotidianamente como peso de los objetos. La grave-dad es responsable también de que la Tierra se traslade alrededor del Sol y de que el Sol a su vez gire alrededor del centro de nuestro sistema local de estrellas gas y polvo, llamado galaxia de la Vía Láctea, a más de 700 mil kiló-metros por hora, sin salir disparados fuera de la Galaxia debido a la aceleración centrífuga.

Esta velocidad de rotación depende de la masa de la galaxia y de nuestra distancia al centro de la misma. Estudiando cómo se mueven las estrellas y el gas en las galaxias y las galaxias mismas en los grupos y cúmulos de galaxias, los astrónomos pueden pesar dichos objetos astronómicos.

El misterio de la materia oscura

Doctor Octavio Valenzuela

Investigador del Instituto

de Astronomía de la UNAM octavio@

astroscu.unam.mx

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La reciente celebración en Monterrey de la “Noche de las Estrellas”, bajo el patrocinio de la Alianza Francesa y el Centro Cultural Alfa, nos recuerda que la astronomía

y el cielo son aspectos que unen a todo el mundo. En este caso, unía a dos mundos: el Viejo Mundo y el Nuevo Mun-do, Francia y México, separados por geografía e historia, pero unidos bajo un mismo cielo.

Así se ve el cielo en la astronomía moderna, pero la afirmación esconde otra realidad más compleja, cuando examinamos el asunto con detenimiento a más largo plazo. Hace mil años, el cielo del México antiguo no hubiera sido lo mismo que estaban viendo en el París medieval, sino el reflejo de culturas muy distintas.

Entre los pueblos de la antigüedad, el universo y el cielo tomaban muchas formas que nos parecen graciosas hoy en día. Por ejemplo, para los antiguos mesoamerica-

nos, el universo tenía nueve niveles y se apoyaba en el

Doctor William Breen Murray

Departamento de Ciencias Sociales

Universidad de Monterrey

[email protected]

¿Dos mundos, un mismo cielo?

?Una aproximación a la astronomía cultural

William Breen Murray

caparazón de una tortuga. Otros pueblos contaron his-torias aún más fantásticas en sus mitos de la creación, muchos de ellos recogidos hace tiempo por Sir James Fra-ser en su magna obra La Rama Dorada.

CURIOSIDADES ANTROPOLÓGICAS

Sin embargo, ante las revelaciones del telescopio y el ex-tenso instrumental de la astronomía moderna, estos rela-tos se perciben ahora como productos propios del desco-nocimiento sobre la naturaleza en la era pre-científica. Se convierten meramente en curiosidades antropológicas que preservan con mayor o menor grado de tino cierto recono-cimiento del verdadero cielo revelado por la astronomía moderna.

Seguramente los antropólogos de la época de Fraser compartían esta perspectiva. Para ellos, el conocimiento del cielo resultó una medida muy concreta y práctica de

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AGRUPACIONES DE GALAXIAS

Dicho de manera más precisa, es posible crear mapas de la distribución de masa total a partir de mapas de los movimientos del gas y las estrellas dentro de los objetos astronómicos, tales como las galaxias o agrupaciones de las mismas. La luminosidad de una galaxia podría consi-derarse también una medida de su masa. Ésta es, quizás, la idea más intuitiva; sin embargo, esta estimación está re-stringida a representar sólo las componentes que emiten luz, principalmente la masa en estrellas y gas.

Este tipo de estudios astronómicos han llevado a una contradicción sorprendente: el contenido de material

total, medido a partir de los movimientos internos del

gas y las estrellas en las galaxias, es bastante mayor a

la masa asociada con sus componentes luminosos. Es natural, durante el proceso científico, el cuestionarse si las estimaciones son precisas.

Debido a esto se han implementado métodos alterna-tivos para pesar las galaxias y los cúmulos de galaxias. Posiblemente el más poderoso hace uso de la desviación de la dirección de la luz en el campo gravitacional de los objetos, llamado también técnica del lente gravitacional. Este efecto de lente es una predicción directa de la teoría

general de la relatividad, confirmada por vez primera en 1919 por Arthur Edington, durante un eclipse so-lar. MATERIA INVISIBLE

Los resultados modernos confirman que hay efectiva-mente una discrepancia entre la masa total y la masa luminosa en las galaxias y sus agrupaciones. Una po-sible explicación para esta discrepancia es que hay ma-teria no detectada a la que se ha llamado oscura, dado que todo indica que no emite luz. Esta materia llamada oscura, aunque más correctamente debería llamarse materia invisible, muy probablemente no conste de es-trellas, gas o átomos, ya que implicaría que algunos elementos químicos conocidos no existirían.

Por ejemplo, el deuterio es un elemento químico

originado en los primeros minutos del Universo, y es

altamente sensible a la abundancia cósmica de neu-

trones y protones, los cuales componen el llamado

material bariónico. Se llama barión a las partículas compuestas de partículas más fundamentales, llama-das quarks.

Las razones por las cuales el deuterio es tan buen indicador de la densidad de bariones, son: 1) La fuer-za con la cual están ligados los componentes de un núcleo de deuterio. En el lenguaje de los físicos nucleares, la baja energía de ligadura de un núcleo de deuterio hace a éste muy frágil. 2) El deuterio produ-cido en el interior de las estrellas no puede salir, pues, dada su fragilidad, se transforma en helio. ¡Debido a esto, el deuterio que podemos medir ahora es fantásti-camente un fósil de los primeros minutos del Univer-so! Si toda la masa faltante en las galaxias es

Figura 1. Evidencia de Materia Oscura. En la figura se presenta la determinación de la distribución de masa interna a la Galaxia M33, conocida como el Triángulo, utilizando la rotación del gas en la galaxia. En la extrema izquierda se presenta una imagen en luz visible de M33, el sistema de ejes coordenados (rojo) nos indica la amplitud de la velocidad de rotación observada (símbolos en amarillo), la curva continua en azul representa el efecto de toda la masa sobre la rotación en la galaxia. La curva azul segmentada representa la velocidad a la que rotaría el gas si sólo existiera el material luminoso (disco). La diferencia en amplitudes es evidencia de que hay masa no detectada (oscura) o que la gravedad es más fuerte en las regiones externas de las galaxias.

Figura 2. Diagrama que ilustra el efecto de lente gravitacional. El círculo azul representa un observador en la Tierra; la esfera amarilla, un cúmulo de galaxias, el cual desvía la trayectoria de los rayos de luz (líneas blancas), provenientes de la galaxia a la extrema derecha. Debido al efecto del lente gravitacional, se observarán dos arcos alrededor de la galaxia. La desviación de la luz se debe a la deformación del espacio tiempo, representado por una malla curvada alrededor del cúmulo de galaxias. Tal como predice la teoría de la Relatividad General, entre más masivo es el cúmulo de galaxias, mayor es la deformación del espacio tiempo.

siglas en inglés Square Kilometer Array o Conjunto con un Kilómetro Cuadrado de Área). Como su nombre lo indica, se trata de construir un gran número de antenas cuya área en conjunto sume un kilómetro cuadrado. Para dar una idea de la magnitud del proyecto, el EVLA, el instrumento más poderoso en su género en la actualidad, tiene solo 0.05 kilómetros cuadrados de área, veinte veces menor que lo proyectado para el SKA. Este instru-mento tendrá una gran versatilidad y permitirá el estudio de un gran número de objetos ce-lestes, desde las galaxias externas, hasta las es-trellas de nuestra propia Galaxia. Los pulsares serán otro de los objetos de estu-dio del SKA. El diseño final del SKA aún no está decidido y en la Figura 6 mostramos una posi-bilidad. De hecho, en este momento ni siquiera el si-tio está definido, aunque ya quedó restringido a alguna parte de Austra-lia o bien de Sudáfrica.La última región en la que los radioastrónomos sub-dividimos la ventana de radio es la que contiene las ondas más cortas, con longitudes de un centí-metro a 0.3 milímetros y que, como el lector se imaginará, creativamente llamamos la región mili-métrica y submilimétrica. Esta ventana es suma-mente importante, porque en ella encontramos mu-chas emisiones molecula-res, así como la emisión del polvo cósmico. Estas emisiones están presentes de manera dominante durante los procesos de formación tanto de las gigantescas galaxias, como de más pequeña escala: la formación de estrellas y planetas dentro de las galaxias. Es muy posible que estas áreas de investigación sean las que ocupen la mayor parte del tiempo de los futuros instru-mentos milimétricos y submilimétricos.

TELESCOPIO ALMA

En esta región el instrumento por todos esperado es el telescopio ALMA (por sus siglas en inglés Atacama Large Millimeter Array o Gran Conjunto Milimétrico de Atacama).

Está ya en avanzada etapa de construcción en el desierto de Atacama, en el norte de Chile, a cinco mil metros de altura. Su costo total rebasará los mil millones de dólares, proporcionados por los EUA, Europa, y Japón. Gracias a un apoyo de CONACYT, los astrónomos mexica-nos tendremos acceso competitivo (o sea, podremos com-petir por tiempo de observación en condiciones iguales

a las de los investigadores de EUA) a ALMA. En la Figura 7 mostramos un dibujo artístico de cómo se verá el in-strumento una vez concluido, lo cual se espera ocurra en 2012.En conclusión, la radioastronomía, como toda la as-tronomía, enfrenta un futuro brillante en el cual se espera continúen los descubrimientos que nos lleven a entender cada vez mejor al Universo.

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analogía arroja una posibilidad muy interesante: el tama-ño mínimo de las ondas/semillas y, por lo tanto, la masa mínima de las galaxias guarda cierta información de las propiedades de la partícula de materia oscura.

NATURALEZA DE LA MATERIA OSCURA

Una de las preguntas más naturales que surge de este tipo de razonamientos es: ¿Cuál es la naturaleza de la mate-ria oscura no bariónica? Por sorprendente que parezca, se conoce ya una partícula llamada neutrino, que cumple con varias propiedades de la materia oscura; sin embargo, es muy poco masiva, y se mueve tan rápido, casi a la ve-locidad de la luz, de manera tal que no se podría haber acumulado para dar lugar a las galaxias aún. Entonces, el neutrino no podría ser el componente dominante de la materia oscura.

Para que las galaxias se puedan haber formado necesitamos que las partículas se muevan lentamente; esto suele denominarse como tibias o frías; es decir, que se muevan a unos cuantos kilómetros por segundo (ti-bias), o que prácticamente no lo hagan (frías), durante el nacimiento de las partículas. Si la materia oscura es fría, en un estudio realizado por astrónomos estadounidenses, españoles y mexicanos, en el cual tuve la fortuna de co-laborar, se predijo que podrían existir miles de pequeñas galaxias compañeras de nuestra galaxia, cuando sólo se observan del orden de 30 alrededor de la Vía Láctea, cabe hacer notar que sólo en los últimos cinco años se descu-brieron 10 nuevas galaxias compañeras.

tuviera compuesta de bariones, la presencia de deute-rio sería prácticamente nula, ya que los núcleos de deute-rio se habrían convertido en Helio.

PARTÍCULAS FUNDAMENTALES

Por esta razón, se cree que la materia oscura puede estar compuesta de partículas fundamentales no bariónicas, lla-madas en ocasiones partículas exóticas. La materia oscura sería la responsable, además, de la sobrevivencia de las semillas en densidad (grumosidades) que dieron lugar a las galaxias y a la estructura filamentaria y con grandes nudos y cavidades a gran escala del Universo.

De manera análoga a como una onda creada por un pequeño golpe sobrevive por tiempos diferentes en un só-lido como una taza de cristal, la onda se manifiesta en la taza como el sonido que se amortigua rápidamente. En contraste, la onda vive en el café líquido en el interior de la taza por mucho más tiempo. De manera similar, la am-plitud y tamaño de las semillas/ondas primordiales en el Universo joven contienen información de la abundancia relativa de materia bariónica y de materia oscura.

Si sólo existiera material bariónico, todas las semillas/ondas se hubieran amortiguado rápidamente, y no habría galaxias. Además de la existencia de las semillas primor-

diales, se han detectado como pequeñas fluctuaciones

en la temperatura de la radiación cósmica de fondo que

sobrevive del origen caliente del Universo (figura).

Como conclusión, la existencia misma de las galaxias apoya la hipótesis de materia oscura no bariónica. Esta

Figura 3. Mapa de todo el cielo, que muestra la temperatura de la radiación cósmica de fondo, fósil del origen del Universo. Las zonas en amarillo y rojo representan zonas más calientes, pero también con un mayor número de partículas. Estas semillas en densidad de materia oscura, crecen debido a la gravedad y dan lugar posteriormente a las galaxias y a la estructura del Universo. La amplitud y el tamaño de las regiones en la imagen depende de la abundancia de materia oscura y de las propiedades de la misma (Ver texto).

Figura 4. Simulación en computadora de la componente de materia oscura fría como el neutralino, dentro de una galaxia similar a nuestra Vía Láctea inmersa en la telaraña cósmica (verde/azul). El recuadro del lado inferior derecho muestra sólo las regiones centrales de la galaxia principal y de sus galaxias satélites. Cada punto brillante corresponde a una galaxia oscura. Es un gran reto para los modelos detectar o en su defecto descartar la existencia de las miles de galaxias oscuras.

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maneras de interrogar al Cosmos se complementan.

LOS RADIOTELESCOPIOS DEL FUTURO

No es, pues, de sorprender que existan en el mundo grandes proyectos en desarrollo para construir nuevos y más poderosos radiotelescopios. Y es aquí donde intro-duciremos cómo es que los radioastrónomos subdividi-mos la ventana de radio en tres “ventanitas”. La necesidad de esto es que en la ventana de radio se hacen estudios de ondas con longitudes que van de 30 metros a 0.3 milíme-tros; o sea, a diferencia de la ventana óptica, que, al cubrir de 0.7 a 0.4 micras, estudia ondas que cambian por sólo un factor de 2 su longitud, ¡la radioastronomía estudia on-das cuyas longitudes pueden diferir hasta en un factor de ¡cien mil!Cada telescopio está especializado para detectar ondas en un cierto intervalo de longitudes, y es imposible construir

un telescopio tan versátil que detecte ondas de muy dis-tintas longitudes.

EL LOFAR

A la región de las longitudes de onda más largas, de aproximadamente entre 30 metros y un metro, se le llama radioastronomía métrica y decamétrica (obviamente, por la longitud de las ondas). El instrumento más poderoso que se planea para el futuro en esta región espectral es el llamado LOFAR (por sus siglas en inglés LOw Frequency ARray for radio astronomy o conjunto de baja frecuencia para la radioastronomía). Los elementos detectores de LOFAR son antenas omnidi-reccionales (captan radiación en todas las direcciones) con la mayoría distribuidas a lo largo de Holanda y Alemania (ver Figura 5). Posiblemente el proyecto más importante que emprenderá LOFAR será el estudio de la época de la

reionización, cuando se formaron las primeras estrellas y el hidrógeno se volvió a ionizar (los electrones se sepa-raron de los protones), regresando a como era el caso al principio del Universo. Esto ocurrió hace mucho tiempo, cuando el Universo era muy joven. Esto quiere decir que, para estudiar la época de la reionización, hay que contar con telescopios muy sensitivos, porque lo que ocurrió hace mucho lo vemos muy lejos. Esto es así porque todas las radiaciones elec-tromagnéticas viajan a la velocidad de la luz y la radiación que llega de muy lejos nos trae la historia del Universo hace mucho. El proyecto LOFAR deberá de estar terminado alrededor del año 2011.La segunda región en que se subdivide la ventana de radio es la centimétrica, donde de manera aproximada están las ondas con longitud entre un metro y un centímetro. Es en esta región en la que cae la famosa línea de 21 centíme-

tros, que es emitida por el átomo del hidrógeno neutro, el más abundante del Universo.

EL INTERFERÓMETRO

Ésta es la región más explorada de la ventana de radio pero no por esto ha dejado de ser importante. A corto plazo, esta región estará dominada por el EVLA (por sus siglas en inglés, Expanded Very Large Array o Conjunto Muy Grande Expandido) que no es otra cosa que el inter-ferómetro conocido como el VLA al que se le ha cambiado toda la electrónica y los receptores para tener una sensi-tividad 10 veces mayor que antes. El EVLA estará terminado para 2012. A un plazo de una década, se plantea la construcción de un instrumento sin precedentes, el cual, por su costo (alrededor de dos mil 500 millones de dólares) requerirá de una colaboración de tantos países como sea posible. Se trata del SKA (por sus

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GALAXIAS OSCURAS

Una posible explicación a esta disparidad es que las ga-laxias más pequeñas nunca formaron estrellas, y enton-ces constituyen galaxias oscuras. Surge una posibilidad interesante: el número de galaxias satélites alrededor de galaxias mayores, como la nuestra, puede depender de las propiedades de la partícula de materia oscura. En una serie de trabajos del grupo de cosmología la UNAM, en colabo-ración con Pedro Colín y Vladimir Avila-Reese, se encontró que si la materia oscura está compuesta por una partícula tibia, como por ejemplo una nueva especie de neutrino llamado estéril, esto podría explicar la baja abundancia de galaxias satélites en nuestra Galaxia. Independientemente de cuál será la explicación final, este tipo de estudios

permiten realizar investigaciones de fenomenología de

física de partículas, analizando las propiedades de las

galaxias. En otras palabras, unen al macro-cosmos con

el micro-cosmos.Una duda razonable es si los candidatos de materia

oscura se proponen simplemente para explicar los fenó-menos que no podemos explicar en el cosmos, o si hay alguna motivación independiente. Las teorías fundamen-tales de las fuerzas en la naturaleza como las super- cuerdas y la supersimetría, predicen muchas partículas; de hecho, más de 4000000, si consideramos diferentes tipos de teorías microscópicas de las fuerzas.

Algunas de estas partículas son candidatos a consti-

tuir la materia oscura, tales como el neutralino. Es im-

portante aclarar que la existencia de estas partículas es

necesaria en teorías como la Supersimetría, aun y cuando no existiera el problema de la materia oscura. El neutrali-no es la partícula más ligera estable en varias teorías de Supersimetría, y produce radiación gamma cuando choca con otro neutralino. Esto puede ocurrir preferentemente en el centro de las galaxias, y es una posible manera de de-tectar su existencia, así como la de las galaxias oscuras.

Algunos candidatos de partículas de materia oscura, como las llamadas partículas ligeras de Kaluza Klein (LKP por su siglas en inglés) se asocian con la existencia de un universo multidimensional. Experimentos que detectan radiación gamma, como el satélite Fermi de la NASA y el experimento HAWC en México, buscarán detectar alguno de estos candidatos.

UNIVERSO MULTIDIMENSIONAL

Una hipótesis alternativa para explicar la gravedad ex-tra que mantiene unidas a las galaxias es que la ley de la gravedad es diferente a este tipo de escalas de galaxias. En este tipo de ideas no se requieren partículas nuevas, y la razón de este comportamiento nuevo de la gravedad podría también tener su origen en un Universo multidi-mensional. Aunque esta última idea es muy atractiva, el estudio de cúmulos de galaxias en colisión ha planteado grandes retos para al menos los modelos más simples de gravedad modificada.

Estudios que utilizan la técnica de lente gravitacional sugieren que el centro de gravedad de los cúmulos de ga-laxias y el centro de masa de la materia brillante no co-incide, lo cual es naturalmente explicado si se acude a la

hipótesis de materia oscura. Sin embargo, esto no descar-ta que un comportamiento más complejo de la gravedad pudiera producir fenómenos similares (ver figura). ¿Cuál

de las dos explicaciones es la correcta: materia oscura o

gravedad modificada? Esto es aún un misterio, pero su

solución, aunque sea muy diferente a las propuestas ex-

istentes, proporcionará pistas para nueva física y quizás

evidencia de un universo multidimensional. Quizás al-guno de los lectores de este texto podría estar en camino a contribuir con alguna pista para esclarecer tal misterio.

Figura 3. Mapa de todo el cielo, que muestra la temperatura de la radiación cósmica de fondo, fósil del origen del Universo. Las zonas en amarillo y rojo representan zonas más calientes, pero también con un mayor número de partículas. Estas semillas en densidad de materia oscura, crecen debido a la gravedad y dan lugar posteriormente a las galaxias y a la estructura del Universo. La amplitud y el tamaño de las regiones en la imagen depende de la abundancia de materia oscura y de las propiedades de la misma (Ver texto) F

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FUTURO DE LA RADIOASTRONOMÍA

Con el desarrollo de las astronomías en las ventanas dis-tintas a la de radio, y con la utilización de nuevos mensaje-ros (rayos cósmicos, neutrinos, y ondas gravitacionales) para estudiar el Cosmos, no puede uno menos que pre-guntarse si la radioastronomía tiene un futuro o si será sustituida por la observación en otras ventanas, en el caso de los fotones, o por otros mensajeros. Afortunadamente, varias consideraciones nos llevan a tranquilizarnos. En primer lugar, la astronomía en la parte visible del espectro es tan antigua como el ser humano y sigue floreciendo y ampliándose sin ningún problema. Lo que explica esta permanente vigencia es que hay fenó-menos (en el caso de la astronomía óptica, las estrellas), que se estudian de manera óptima en distintas ventanas. A pesar de todos los avances, la luz visible sigue siendo el mensajero ideal para estudiar a las estrellas porque és-tas la emiten copiosamente. Las otras ventanas nos han revelado nuevas facetas de las estrellas o han permitido el estudio de estrellas en situaciones extremas, pero para entender a la mayoría de las estrellas no hay sustituto al estudio de la luz visible.De igual manera, hay emisiones que se estudian de mane-ra más ventajosa en las ondas de radio. La fría radiación cósmica de fondo es un ejemplo, porque sólo emite fuerte-mente en la región de radio. Las moléculas existen prefe-rentemente en regiones frías (porque el calor las destruye), y son otro ejemplo de un fenómeno que se estudia prefe-rentemente en ondas de radio. Y lo mismo podemos decir

de las otras ventanas del espectro electromagnético: cada una de ellas es insustituible, porque nos proporciona in-formación única sobre distintos cuerpos y fenómenos cós-micos. De igual manera, los nuevos mensajeros cósmicos sólo vi-enen a fortalecer más al fotón y a proporcionarnos nuevas maneras de investigar al Universo y hay que darles la bien-venida. En lugar de competir entre sí, estas distintas

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“Somos polvo de estrellas” dice una frase, fre-cuentemente usada en conferencias y videos de divulgación. Yo creo que es más adecuado

decir que somos material reciclado de las estrellas. La frase no es tan poética, pero va más de acuerdo con es-tos tiempos “ecológicos”. Fuera de los juegos de palabras, ambas expresiones encierran detrás de ellas muchos años de investigación sobre los procesos que transforman a las estrellas a lo largo del tiempo, la formación de nuestro planeta y el surgimiento de la vida.

La ciencia, en particular la astronomía, nos ha mostra-do que no somos ni el centro del sistema solar, ni de la galaxia, ni del universo; sin embargo, nos ha develado una conexión que va desde las estrellas hasta nosotros, dándole al fenómeno de la “vida” una dimensión cósmica: para comprender cómo se originó la vida en la Tierra,

podemos empezar por la vida de las estrellas.

Polvo de estrellas

Doctora Antígona Segura Peralta

Instituto de Ciencias Nucleares

Universidad Nacional Autónoma

de México [email protected]

DÓNDE NACEN LAS ESTRELLAS

Se llaman nubes moleculares y están compuestas por gas y polvo expulsado por estrellas en sus últimas etapas de evolución. Grumos densos dentro de estas nubes se co-lapsan hasta formar estructuras en forma de disco que contienen en su centro el embrión de una estrella. Aquí su-ceden dos procesos, de los que depende el surgimiento de la vida: a medida que la presión y la temperatura aumen-tan dentro de la estrella, se dan reacciones que generan nue-vos elementos químicos, mientras que en el disco que rodea a la estrella se van acumulando el polvo y el gas, formando rocas cada vez mayores, que finalmente se convierten en planetas. Así se generan los elementos que constituyen a los seres vivos y los lugares donde habitan.

COCINANDO ELEMENTOS

Todos los átomos de hidrógeno que existen se formaron en los primeros minutos de vida de nuestro universo; en

Antígona Segura PeraltaFigura 2. El espectro electromagnético y sus características. Este diagrama es muy útil, porque resume muchas de las características del espectro electromagnético. En la parte superior se nos indica si la onda penetra o no la atmósfera terrestre. Sólo las ondas de radio, la luz visible y parte de las ondas infrarrojas lo hacen; las demás ondas tienen que ser estudiadas desde satélites, por encima de la atmósfera. Luego tenemos la longitud de onda y su comparación con objetos conocidos. En la parte inferior esta la frecuencia y la temperatura de un cuerpo para que emita más intensamente a la longitud de onda respectiva.

LA ASTRONOMÍA MULTIMENSAJEROComo habíamos dicho, por sus características, el fotón es un mensajero ideal, puesto que es rápido y viaja en línea recta. Pero el astrónomo tiene que buscar y asimilar tanta información como le sea posible para entender mejor qué ocurre en el espacio. Algunos cuerpos cósmicos producen, además de fotones, partículas cargadas como los protones y los electrones, formando lo que se conoce como los ra-yos cósmicos. Ya habíamos mencionado que una desventaja de las partículas cargadas es que los campos magnéticos en el espacio curvan sus trayectorias, haciendo muy difícil decir de dónde provienen. Pero conforme la velocidad de estas partículas cargadas se acerca más y más a la velocidad de la luz, la curvatura de la trayectoria es menor. Instrumentos como el telescopio Auger (Figura 4) estu-dian la llegada de los rayos cósmicos y pueden determinar

la posición del cuerpo que los emitió con una modesta precisión como de medio grado (el tamaño de la Luna en el cielo). Con este tipo de telescopios, los rayos cósmicos han pasado a ser un nuevo mensajero espacial, si bien con limitaciones. Los resultados preliminares del telescopio Auger sugieren que los rayos cósmicos más energéticos que se conocen se producen en galaxias relativamente cer-canas, que tienen actividad inusual en su núcleo.Otra partícula que se ha detectado proveniente de cuerpos cósmicos es el neutrino, el cual tiene masa, pero no carga eléctrica. O sea, que viaja por el espacio sin ser afectado por los campos magnéticos. Los neutrinos se han detecta-do provenientes del Sol y de una supernova que explotó

en la Nube Mayor de Magallanes en 1987. El problema con estas partículas es que son extremadamente difíciles de detectar, puesto que interaccionan muy débilmente con la materia (por esto se les llama partículas débilmente inter-actuantes), o sea con lo que pongamos en su camino para detenerlos y detectarlos. En la práctica, los detectores de neutrinos son gigantescos depósitos de agua u otro material que sólo detienen una fracción infinitesimal de los neutrinos que los atraviesan. El detector japonés Super-Kamiokande es un depósito con 50 mil toneladas de agua pura, que sólo detiene una frac-ción muy pequeña de los neutrinos incidentes. A través de nuestro cuerpo pasan miles de millones de neutrinos por segundo, pero sólo detendremos a uno o dos durante toda nuestra vida. Tenemos entonces en los neutrinos a un nuevo tipo de mensajero sideral, si bien es elusivo y sólo se ha detectado proveniente de muy pocos cuerpos.

Finalmente, aunque no se han detectado directamente, las ondas gravitacionales son un posible mensajero en la as-tronomía del futuro. Los premios Nobel de Física Taylor y Hulse lo recibieron, como ya mencionamos, porque de-mostraron que la órbita del pulsar binario perdía energía precisamente de acuerdo a lo que se espera si el sistema emite ondas gravitacionales. Esto se tomó como evidencia indirecta de que las ondas gravitacionales existen. Se han construido ya detectores de ondas gravitacionales, como el llamado sistema LIGO, pero la detección directa de las ondas gravitacionales aún no se ha logrado. Sin embargo, llegará el día en que se detecten y con el tiempo será po-sible hasta hacer imágenes con estas ondas también.

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este proceso también se generó helio, que es conocido como helio primordial, para distinguirlo del que se formó después en el interior de las estrellas. El resto de los ele-mentos que forman planetas y seres vivos se generaron después, dentro de las estrellas; en un proceso llamado fusión.

Los átomos bajo condiciones extremas de presión y

temperatura pueden unirse para formar nuevos elemen-

tos. La fusión libera energía que es la que hace brillar

a las estrellas. Al principio todas las estrellas fusionan átomos de hidrógeno, formando átomos de helio. Este proceso consume el hidrógeno en el núcleo de la estrella, y eventualmente ya no es posible obtener energía de la fusión de hidrógeno.

Esto genera grandes cambios en la estrella, hasta que su núcleo adquiere la temperatura y presión necesarias para fusionar helio y generar átomos de berilio; de nuevo, el helio comienza a agotarse y es el berilio el que forma carbono y oxígeno. Este proceso continúa hasta que se forman átomos de hierro. La fusión del hierro no genera energía, sino que la absorbe, colapsando a la estrella y llevándola al final de su evolución.

Dependiendo de la masa de la estrella, ésta puede ex-plotar como supernova o simplemente liberar sus capas exteriores hacia el espacio. En las explosiones de super-nova se generan elementos más pesados que el hierro. Sea cual sea el tamaño de la estrella, los elementos que se co-cinan en su interior acaban siendo expulsados al espacio y acumulándose en enormes nubes, de las que se formarán nuevas estrellas.

CONSTRUYENDO LA CASA

El disco que se genera alrededor de una estrella en for-mación se llama disco circunestelar o disco protoplaneta-rio, y está formado por polvo y gas expulsados por estre--llas moribundas. El disco se transforma con el tiempo; el polvo se acumula en trozos cada vez más grandes; cerca de la estrella, el gas del disco se evapora una vez que el astro comienza a brillar, y en estas regiones crecen cuer-pos rocosos y pequeños. Más lejos de la estrella, donde los gases no se han evaporado por el calor de la estrella, se pueden condensar cuerpos enormes con núcleos rocosos pequeños y grandes atmósferas.

Así se forman los planetas, pero el disco no se agota por completo; de él quedan remanentes (polvo, rocas y hielos) que son los materiales más antiguos del sistema y que incluso pueden preservar material de la nube original de la que se formaron el disco y la estrella. En nuestro Sistema Solar a estos remanentes los conocemos como polvo interplanetario, cometas y asteroides.

Los planetas son el mejor lugar para la que vida surja, pues en ellos pueden darse las condiciones físicas y quími-cas para que la materia genere estructuras complejas que eventualmente se conviertan en organismos vivos. Claro que no todos los planetas tienen las condiciones para al-bergar vida. Uno de los problemas de hoy en día es de-

terminar qué hace habitable a un planeta y qué tan pro-

bable es que se formen estos planetas habitables.

EL LUGAR IDEAL

Nuestro planeta es, hasta el día de hoy, el único mundo habitable que conocemos. La vida en la Tierra, a pesar de su aparente variedad, está basada en unas cuantas moléculas que conforman todos los organismos vivos. Así pues, la vida en la Tierra constituye, toda ella, un ejem-

plo único basado en el carbono y el agua líquida. Si bien en el aspecto biológico estamos solos, al menos contamos con otros ejemplos de planetas relativamente cercanos a nosotros. La comparación de la Tierra con otros cuerpos del sistema solar nos permite dilucidar las características que hacen de nuestro mundo un lugar habitable.

Todo comenzó con la formación de nuestro planeta,

justo dentro de la llamada zona habitable, un anillo al-

rededor del Sol donde un planeta con atmósfera puede

tener agua líquida en la superficie. Como dijimos antes, los gases del disco original del que se forman los planetas se evaporan cerca de la estrella; así que, en un principio, la Tierra era una esfera de material fundido, sin una atmós-fera a su alrededor.

Los gases de la atmósfera y el agua se obtuvieron después, una vez que la corteza del planeta se enfrió, y provinieron en su mayor parte de emanaciones volcáni-cas; el resto fue traído por cometas y asteroides. La com-posición original del disco, así como la posición de los planetas que se van formando a partir de él, son esenciales para determinar las propiedades de los cuerpos rocosos que se formarán en la zona habitable de la estrella. Si el

cuerpo recibe suficiente energía de su estrella, tiene una

atmósfera y agua, entonces tendremos un planeta po-

tencialmente habitable.

Un mundo similar se formó alrededor de la estrella que conocemos como el Sol. Los elementos cocinados dentro de otras estrellas comenzaron a organizarse, y así comenzó la historia de la vida en la Tierra. Es probable que estos eventos puedan repetirse y dar origen a otros mundos habitables.

Los astrónomos nos han mostrado que las estrellas, desde las más grandes (100 veces más masivas que el Sol) hasta las más pequeñas (100 veces menos masivas que el Sol), pueden tener discos circunestelares y, por lo tanto, formar planetas.

¿DÓNDE ESTÁN LOS PLANETAS HABITABLES?

Si hay cien mil millones de estrellas en nuestra galaxia, eso significa que tenemos muchos lugares donde buscar mun-dos habitables. Pero, antes de lanzarnos a buscar estrella por estrella, la astronomía tiene otra lección que darnos. El proceso que antes describimos (por el cual una estrella obtiene energía) resulta mucho más rápido cuando la es-trella es muy masiva.

Esto significa que una estrella diez veces más masiva que el Sol, será estable durante unos diez millones de años antes de explotar como supernova. Aunque no sabemos qué tanto puede tardar la vida en originarse, la formación de un planeta requiere justamente unos diez millones de años, así que en una estrella como ésta los planetas apenas se estarían formando cuando la explosión supernova de las estrella los convertiría de nuevo en polvo.

que, más allá del intervalo visible al ojo humano, hab-ría fotones con “colores” invisibles para nosotros. Con el paso del tiempo, quedó claro que el espectro electromag-nético tenía fotones con longitudes de onda tanto may-ores como menores que los que detecta el ojo humano. En la Figura 2 mostramos una figura que resume las caracter-ísticas del espectro electromagnético y sus ventanas, que van del radio a los rayos gamma.

LA VENTANA DE RADIO

La región del espectro que corresponde a los fotones de mayor longitud de onda se conoce como la ventana de radio. De manera general, los astrónomos consideramos las ondas de radio como las que tienen longitud de onda mayor que 0.3 milímetros. A veces (como en la Figura 2) esta ventana se subdivide en de radio y de microondas. En un momento veremos que los astrónomos tenemos nuestra propia subdivisión de la ven-tana de radio.

Si los astros emiten luz, uno podría esperar que emi-tieran también fotones de mayores o menores longi-tudes de onda. La razón de esto queda ejemplificada en la Figura 2. En la parte in-ferior de esta figura vemos que, de acuerdo a la tempera-tura de un cuerpo, éste emite preferentemente en una de las ventanas del espectro electromagnético. Los cuer-pos que están a alrededor de diez mil grados Kelvin (como las estrellas) emiten prefer-entemente luz visible. Pero las cosas que están muy frías (como la radiación cósmica de fondo, que está a tan sólo 3 grados Kelvin), emiten prefer-entemente en ondas de radio.

Este esquema es válido sólo a primera aproximación, porque resulta que hay cuerpos muy calientes que tam-bién emiten ondas de radio y cuerpos muy fríos que pueden emitir rayos gamma, pero no abundaremos en esta faceta del problema.

ONDAS DE RADIO

DEL ESPACIO EXTERIOR

A principios de la década de 1930, el físico estadounidense Kart Jansky (1905-1950) detectó por primera vez ondas de radio provenientes del espacio exterior (ver Figura 3). Décadas después se entendió que la radiación que había detectado Jansky por vez primera es emitida por

Figura 1. En su libro Mecánica de la Astronomía Renovada, Tycho Brahe incluyó esta ilustración que muestra algunos de los instrumentos que él usaba para medir la posición de los astros en la bóveda celeste.

electrones que se mueven a velocidades muy altas y que, al ser curvadas sus trayectorias por los campos magnéticos en el espacio, emiten la llamada radiación sincrotrónica (bautizada así porque también la emiten los aceleradores terrestres de partículas llamados sin-crotrones).

La radioastronomía, al explorar una región del espectro electromagnético hasta entonces descono-cida, tuvo y sigue teniendo grandes aportaciones a la astronomía. Los radioastrónomos descubrieron los

pulsares, las radiogalaxias, la radiación cósmica de

fondo, y un gran número de moléculas en el espacio

interestelar, entre otras mu-

chas cosas.

PREMIO NOBEL

PARA RADIOASTRÓNOMOS

A través de los años, se ha otor-gado el Premio Nobel de Física a radioastrónomos en cuatro ocasiones. En 1974 lo recibi-eron Martin Ryle y Anthony Hewish, el primero por su im-plemen-tación de la técnica de síntesis de apertura (que con-siste en conectar muchos ra-diotelescopios chicos para que funcionen como uno grande), y el segundo por el descu-brimiento de los pulsares. El tema de los pulsares recibió un segundo Premio Nobel de Física cuando, en 1993, se le otorgó a Joseph Taylor y a Rus-sell Hulse por su descubrimien-to y estudio del llamado pulsar binario. Las órbitas de los com-ponentes de este pulsar binario muestran cambios que indican que el sistema está perdiendo energía mediante la emisión de ondas gravitacionales. En 1978, Robert Wilson y Arno Penzias recibieron el Premio por su descubrimiento de la

radiación cósmica de fondo, que nos trae información del Universo más remoto que podemos observar. De nuevo, este tema recibió un segundo Premio en 2006, cuando se le otorgó a John Mather y George Smoot, por su descubrimiento de que la radiación cósmica de fondo sigue de manera prácticamente perfecta la for-ma de una radiación de cuerpo negro y por los sutiles cambios de brillo que presenta entre un punto y otro del cielo.El establecimiento de la radioastronomía y los éxitos que ha tenido propiciaron que se comenzara a observar el Universo en todas las las ventanas del espectro electromagnético. La astronomía pasó de ser de una banda (la visible) a ser multifrecuencia. Pero el mensajero seguía siendo sólo uno: el fotón.

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De esta forma, descartamos de nuestra búsqueda de mundos habitables a aquellas estrellas que son estables durante menos de mil millones de años. Nos quedamos entonces con los astros que tengan menos de dos veces la masa del Sol. Estamos hablando del 90 por ciento de

estrellas de la galaxia; así que aún tenemos muchos

lugares dónde buscar. El siguiente límite lo pone nuestra tecnología: los planetas son tan pequeños y opacos, que es muy difícil detectarlos. Nuestras tecnologías sólo pueden detectar planetas en las estrellas cercanas a nosotros. Esto reduce la búsqueda a unas miles de estrellas.

VIDA DE OTRO MUNDO

Cuando pensamos en vida extraterrestre, consideramos que hay un sinfín de posibilidades, tantas que suponemos que hay algunas que no podemos ni imaginar. La imagi-nación ha sido, sin duda, el motor de muchas aventuras científicas; pero, al final, cuando se trata de ciencia, hay que volver a lo que podemos probar, y basarnos en cono-cimientos y teorías que sabemos que funcionan en todo el universo observable.

De esta manera, la vida no puede surgir en la superfi-cie de un asteroide o en una estrella, pues en estos lugares la materia no puede organizarse para formar estructuras complejas, sea cual sea el elemento base de éstas. La vida

basada en el carbono y el agua es la que mejor cono-

cemos, y además sabemos que ambos elementos son

comunes en los lugares donde se forman los planetas,

por lo que es altamente probable que haya mundos con

suficientes cantidades de agua y carbono para que se

origine alguna forma de vida.

Claro que los científicos no olvidamos que puede haber otras opciones para tener un mundo habitable. Por ejem-

plo: la luna de Saturno llamada Titán tiene una densa at-mósfera naranja, compuesta principalmente de nitrógeno y un poco de metano, conocido también como gas natural. La superficie de Titán es tan fría, que el agua está conge-lada y es tan dura como una piedra terrestre. Los lagos aquí no son de agua, sino de metano mezclado con otros hidrocarburos. Tal vez en mundos como éste sería posible tener vida basada en un líquido que no es el agua, pero hasta ahora, nuestra exploración de este satélite no nos ha dado ningún indicio de que haya vida en él.

Otro ejemplo interesante es la luna de Júpiter llama-da Europa. La corteza de este satélite es de hielo, y hay evidencias de que debajo de él hay un océano de agua líquida. En un mundo como éste, la vida podría surgir con la energía liberada desde el interior del planeta y formar ecosistemas como los que existen en el fondo del mar te-rrestre alrededor de las ventilas hidrotermales.

Pero, aun cuando Europa se encuentra en nuestro Sistema Solar, y sólo nos toma unos seis años llegar allá con una nave robot, hasta la fecha no tenemos un instru-mento que nos permita explorar bajo su helada superfi-cie y determinar si hay vida en el satélite. Si existieran mundos similares alrededor de otras estrellas, con las tec-nologías que tenemos no habría forma de saber si están habitados o no.

LAS SEÑALES DE LA VIDA

El mayor problema con el que nos enfrentamos los cientí-ficos hoy en día es el de reconocer un mundo ha-bitado. En principio, no tenemos una definición de vida que nos per-mita reconocer un organismo vivo en cual-quier lugar del universo. Para darle la vuelta a este pro-blema, adoptamos una estrategia práctica; esto es, lo que buscamos depende de dónde y con qué se hace la explo-ración.

Si podemos mandar un microscopio a Marte, lo que buscamos entonces es vida microscópica. Parece sencillo; pero, ¿qué pasa cuando la única forma de estudiar un planeta es con un telescopio? En este caso, tenemos que buscar señales que se expresen en lo que llamamos el es-pectro del planeta. El espectro se obtiene cuando descom-ponemos la luz de un objeto en sus diferentes colores.

Por ejemplo, el arcoiris es el espectro de la luz de Sol. Si pudiéramos observar el espectro solar con detenimien-to, notaríamos que hay zonas oscuras donde cierto color ha sido removido. Estas zonas son generadas por molécu-las o átomos que se encuentran en la atmósfera del Sol y absorben la energía de un color específico. Como cada molécula y cada átomo absorben colores específicos, es posible distinguir qué compuesto está presente en la at-mósfera solar sólo con ver el espectro de nuestra estrella.

Si observamos los espectros de Venus, Marte y la Tierra, también podemos determinar cuál es la composición de la atmósfera de cada uno y, en el caso de Marte y la Tierra, el espectro también muestra la composición de la superficie de estos dos planetas. En Marte y Venus, lo que vemos en sus espectros es la absorción del bióxido de carbono (CO

2) que es el componente principal de sus atmósferas.

En el espectro terrestre, además del bióxido de carbo-no, se puede ver la absorción del vapor de agua, el oxígeno

INTRODUCCIÓN

Este año se cumplen cuatro siglos del primer uso del te-lescopio con el propósito de estudiar los cielos. En 1609, Galileo Galilei (1564-1642) se enteró del invento, hecho por un holandés, de un aparato maravilloso que permitía ver las cosas como si estuvieran más cerca. Y mientas otras personas usaban el telescopio para espiar al enemigo o a la vecina, a Galileo se le ocurrió apuntarlo para arriba.

Hasta entonces, el estudio de los astros se había hecho solamente con el ojo desnudo. Los astrónomos anteriores a Galileo ya se ayudaban de instrumentos, como los que usaba Tycho Brahe (1546-1601) y que se ilustran en la Figura 1, pero que no aumentaban el tamaño de las cosas. Con este tipo de instrumentos, que parecen gigantescos transportadores, Tycho logró medir la posición de los astros con la respetable precisión de un minuto de arco (aproximadamente una parte en 20,000 de la circunferen-cia).Pero fue el uso del telescopio, iniciado por Galileo, el

que llevó a grandes avances en la astronomía.

LA LUZ, MENSAJERO IDEAL

Galileo, y de hecho todos los astrónomos anteriores al si-glo XX, estudiaron la luz que proviene de los astros. La luz

es una especie de mensajero ideal. La podemos pensar

como constituida por fotones, paquetes de energía que

viajan por el espacio a la velocidad de la luz (por su-

puesto), la mayor velocidad que puede alcanzar cualquier

cosa. Además, los fotones no tienen carga eléctrica (a dife-

rencia, por ejemplo, de los electrones o protones) y esto permite que viajen sin ser desviados por los campos mag-néticos presentes en el espacio. Uno puede verificar este efecto de los campos magnéticos sobre las partículas

cargadas acercando un imán (que proporciona el campo magnético) a la pantalla de un televisor de los antiguos, con pantalla de rayos catódicos (que proporciona los elec-trones en movimiento). La imagen quedará totalmente dis-torsionada. Este experimento no es recomendable porque puede dañar permanentemente la pantalla del televisor.

Mucho se averiguó del Universo estudiando la luz que emiten los astros. Gracias a la luz podemos decir cuál es la forma de los cuerpos que la emiten, y, estudiándola espec-troscópicamente, podemos decir otras cosas como cuál es la temperatura y la composición química del objeto estu-diado, así como su movimiento respecto a nosotros.

MÁS ALLÁ DE LA LUZ:

EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Pero, para mediados del siglo XIX, los estudios del físico

escocés James Clerk Maxwell (1831-1879) indicaron que

la luz es sólo parte de un fenómeno más amplio, que

ahora se conoce como la radiación electromagnética. El ojo humano puede captar los fotones que tienen una lon-gitud de onda de aproximadamente entre 0.4 y 0.7 micras, pero no los que tienen mayores o menores longitudes de onda.

En nuestro Universo, las cosas microscópicas tienen propiedades de partícula y también de onda (la famosa dualidad partícula-onda de la mecánica cuántica), y la lon-gitud de onda es la separación entre dos máximos con-secutivos en una onda. Así que podemos pensar en el fotón como una partícula o una onda, según convenga a la situación.

El intervalo de longitudes de onda que capta el ojo hu-mano va de 0.4 micras, que corresponde al color violeta, a 0.7 micras, que corresponde al color rojo. Maxwell predijo

El futuro de la Radioastronomía

Doctor Luis

Felipe Rodríguez

Jorge

Investigador / Centro de Radio-

astronomía y Astrofísica /

Campus Morelia de la UNAM

Miembro de El Colegio Nacional

[email protected]

Luis Felipe Rodríguez Jorge

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(O2) y el ozono (O3) que hay en la atmósfera. La compara-

ción de estos tres planetas nos muestra la diferencia

entre dos mundos sin vida y un mundo habitable. El

bióxido de carbono indica que los tres mundos poseen

atmósfera, pero sólo uno posee agua. Así es como identi-ficamos que la Tierra es un mundo habitable.

La segunda parte es determinar si ese planeta está habitado.

Resulta que nuestro planeta no siempre tuvo oxígeno en su atmósfera. Después de su formación, la atmósfera terrestre estaba compuesta por bióxido de carbono y ni-trógeno, al igual que las atmósferas de Venus y Marte. Pero en la Tierra surgió la vida y, en particular, unos seres microscópicos llamados cianobacterias. Las cianobacte-rias obtienen su energía de la luz solar, respiran CO

2 y desechan oxígeno. Nuestra atmósfera está compuesta por un 21 por ciento de oxígeno en la actualidad, debido a es-tos seres microscópicos llamados cianobacterias.

Si el oxígeno y su derivado, el ozono, pueden ser de-

tectados con un telescopio, estamos hablando de la po-

sibilidad de detectar la presencia de vida microscópica

¡con un telescopio! En general, quienes nos dedicamos al estudio de las llamadas bioseñales, estamos buscando compuestos que sean el producto de la actividad biológica y que no puedan ser generados por ningún otro proceso, ya sea químico o geológico.

TELESCOPIOS A LA BÚSQUEDA

Hasta la fecha (marzo de 2009) hemos encontrado más de 340 planetas que giran alrededor de otras estrellas. La mayoría de ellos son planetas gigantes, similares a Júpi-ter que, por diversas razones, no podrían permitir la or-ganización de estructuras complejas y, por lo tanto, no

son adecuados para el surgimiento y evolución de la vida. Las limitaciones tecnológicas nos han impedido detectar mundos más pequeños y por consecuencia potencial-mente habitables, pero una nueva serie de instrumentos están a punto de abrirnos nuevas fronteras en cuanto a la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas. El

pasado 6 de marzo fue puesto en órbita un telescopio

llamado Kepler. Este instrumento analizará la luz de más

de cien mil estrellas cercanas al Sol, para determinar si

existen planetas alrededor de ellas. Con estas observaciones, se realizará el primer censo

de planetas con tamaños que van desde planetas peque-ños, como la Tierra, hasta gigantes, como Júpiter, alre-dedor de estrellas cercanas. Podremos saber la distancia entre estos planetas y su estrella, así como el radio y masa de los planetas. A partir de estos datos, podremos elegir qué planetas podrían albergar vida, ya que se encuentran en la zona habitable de su estrella y poseen una masa igual o menor a 10 veces la de nuestro planeta.

El siguiente paso en la búsqueda de planetas ha-

bitables será realizado por dos misiones: el Buscador de

Planetas Terrestres de la NASA, y Darwin, de la Agencia

Espacial Europea. Estos instrumentos serán los primeros capaces de obtener espectros de planetas potencialmente habitables. A partir de ellos se espera que podamos identi-ficar mundos habitables y, con suerte, vida extraterrestre. Para construir esta nueva generación de telescopios se re-quiere comprender mejor cómo se originan los planetas, cómo interactúa la vida con su medio planetario y qué compuestos pueden indicarnos la presencia de vida.

Polvo o desperdicio de estrellas, ¡qué importa!, si fi-

nalmente podemos descubrir que no estamos solos en la

inmensidad del universo.

dios astronómicos. Fue posible también entender las dos limitaciones principales del detector: las dimensiones limi-tadas de la alberca no permitían un muestreo adecuado de todas las partículas de la cascada; y su altitud, de dos mil 600 me-tros sobre el nivel del mar, quedaba muy por debajo de los seis mil metros de altura donde las cascadas de fotones de unos TeV alcanzan su máximo desarrollo y comienzan a atenuarse. Los logros y límites de Milagro dieron lugar a la idea de un observatorio de mayores di-mensiones situado a una mayor altitud: el observatorio HAWC.

EL OBSERVATORIO HAWC

El proyecto HAWC, por High Altitude Water Cherenkov, busca la construcción de un observatorio de rayos gam-ma de tipo Cherenkov de agua, situado a cuatro mil cien metros de altura. HAWC está conceptualizado como un

detector de 150 por 150 metros de lado, formado por 900 tanques de agua de cinco metros de diámetro y 4.6 metros de altura, instrumentados con uno o tres tubos fotosen-sores por tanque. HAWC es una propuesta del grupo es-tadounidense que operó el observatorio Milagro.

Tras estudiar posibles sitios en Bolivia, China y Méxi-co, y ponerse en contacto con potenciales colaboradores en los respectivos países, la colaboración Milagro optó

por instalar HAWC en el volcán Sierra Negra, un kiló-

metro al Norte del Gran Telescopio Milimétrico. HAWC

es ahora una colaboración entre más de veinte institu-

ciones y ochenta científicos de México y Estados Uni-

dos. La construcción está por iniciar, y si la colaboración tiene éxito en su empresa, en el año 2012 HAWC será un observatorio quince veces más poderoso de lo que fue su antecesor, Milagro.

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1 No existe, de manera literal, “una molécula de aire”; el término se refiere básicamente a una molécula de nitrógeno u oxígeno.

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Los cometas y sus colas

Doctor Mauricio Reyes Ruiz

Investigador Titular del Instituto

de Astronomía de la UNAM

en Ensenada maurey@astrosen.

unam.mx

Mauricio Reyes Ruiz

Fotografía del cometa McNaught en su aparición de 2007.

Surgió un cometa cuyo cuerpo era brillante como el día, y de su cuerpo luminoso se extendía una cola, como el aguijón de un escorpión Primera referencia escrita de un cometa, Babilonia, 1140 a.C.

Sin duda, el avistamiento de cometas es uno de los fenómenos astronómicos que mayor asombro nos causa. Así ha sido a lo largo de la historia y en to-

das las culturas. Cuando se observa a simple vista, la cola de un cometa aparece mucho mayor que cualquier otro objeto astronómico que pueda uno observar durante una noche oscura. Algunos cometas han sido visibles incluso en pleno día. Para los astrónomos, además de su belleza,

los cometas encierran la respuesta a múltiples interro-

gantes sobre el medio interplanetario, sobre el origen

del sistema solar y quizá incluso sobre el origen de la

vida en nuestro planeta.

COMETAS DE AYER

Así como en nuestros días, en plena era espacial, la ma-yoría de la gente atribuye los fenómenos celestes que no alcanza a comprender a seres extraterrestres, en la anti-güedad los cometas estuvieron rodeados de temor y mis-terio. Su nombre se remonta a los griegos, para quienes el termino komete tomaba el sentido de “estrella con cabelle-ra”. Aristóteles y sus contemporáneos debatían sobre la naturaleza de los cometas y sus posibles efectos sobre la vida humana. El carácter irregular e impredecible de los cometas no encajaba con los conceptos filosóficos de la época respecto a la constancia y perfección de los cielos.

de muchos tipos de partículas, como los muones. La de-tección de muones sirve para diferenciar entre cascadas atmosféricas iniciadas por rayos cósmicos (cascadas con muones) y rayos (cascadas sin muones).

LA LUZ CHERENKOV

La detección de cascadas atmosféricas se hace aprovechan-do la emisión de luz Cherenkov, producida cuando partícu-las cargadas se mueven más rápidamente que la velocidad de la luz en un medio. Si bien la velocidad de la luz en el vacío, 299 mil 792 kilómetros por segundo, es una de las constantes fundamentales de la física, la luz se propaga más lentamente en un medio, de forma que su velocidad en el aire es de 299 mil 700 kilómetros por segundo, y en el agua es inferior a 230 mil kilómetros por segundo.

Un electrón con 100 MeV viaja a 299 mil 785 kiló-

metros por segundo; es decir más rápido que la luz en

el aire. Cuando esto sucede, el aire responde emitiendo

luz azul, violeta y ultravioleta. Esta emisión fue estu- diada por el físico soviético Pavel Cherenkov en los años 1930. La luz Cherenkov se emplea de dos maneras en el estudio de las cascadas de partículas: en una se hace la detección de luz producida en el aire; y en la otra la detec-ción directa de partículas por la luz que emiten en el agua. Los instrumentos relacionados con estas técnicas son los telescopios Cherenkov atmosféricos y los observatorios Cherenkov de agua.

Los telescopios Cherenkov atmosféricos son antenas colectoras de luz que se apuntan directamente al objeto celeste bajo estudio. Estos telescopios deben distinguir la débil luz Cherenkov contra la del cielo de fondo, por lo que sólo observan en noches oscuras, sin Luna y despejadas. Distinguen entre rayos cósmicos y gamma, haciendo una

imagen de la luz recibida, la cual puede visualizarse mejor en estéreo; por esto, los telescopios Cherenkov funcionan mejor en arreglos, o por lo menos en pares. Los princi-pales telescopios de este tipo son el arreglo europeo HESS, ubicado en Namibia; los dos telescopios MAGIC en las Is-las Canarias; y el arreglo VERITAS en Arizona.

PRIMER OBSERVATORIO CHERENKOV

El primer observatorio Cherenkov de agua, de nombre Milagro, estuvo funcionando en Nuevo México entre 1999 y 2008. Estaba formado por una alberca de 50 por 80 me-tros de lado y 8 metros de profundidad, rodeado de 175 tanques periféricos, de dos metros de diámetro cada uno, dispersos en una área de 40 mil metros cuadrados. Tanto la alberca, como los tanques, estaban llenos de agua en condiciones de absoluta oscuridad y con poderosos foto-sensores, capaces de detectar la luz Cherenkov producida por partículas de alta energía penetrando el agua. Milagro funcionaba de manera permanente, día y noche, excepto por esporádicas interrupciones de mantenimiento.

Milagro podía detectar rayos con energías supe-riores a 1 TeV, provenientes de cualquier punto del cielo ubicado a menos de 45º de su cenit. Al transitar el cielo sobre Nuevo México, obtenía cada día una exposición de poco más de la mitad de la bóveda celeste, la cual se tor-naba cada vez más profunda al acumularse los datos cada día. En el transcurso de ocho años, Milagro obtuvo un

mapa de 55 por ciento del cielo observado en energías

de TeV, el cual reveló fuentes celestes como la nebulosa

del Cangrejo, el cuasar Mrk 421, una emisión extendida

en la constelación del Cisne y el descubrimiento de un objeto bautizado como MGRO J1908+06. Milagro mostró la factibilidad de la técnica Cherenkov de agua para estu-

Figura 1: diagrama de cascadas de partículas en la atmósfera iniciadas por un rayo gamma (izquierda) o por un rayo cósmico (derecha).

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Es por ello que Aristóteles y otros los consideraban un fenómeno atmosférico.

Diez años antes de la llegada de los españoles, un mal presagio apareció en el cielo. Era como una mazorca encendida... parecía sangrar fuego, gota a gota, como una herida en el cielo... La gente se cubría el rostro sorprendida y atemorizada y se preguntaba que podría significar.

Códice Florentino

Como en muchos otros campos del conocimiento, hubo poco avance en el estudio de los cometas durante muchos siglos después de Ptolomeo, quien murió alre-dedor del año 200 d.C. Aunque se reportaron múltiples avistamientos, como los del cometa Halley en las Crónicas de Nuremberg (684 d.C.) sólo se escribieron unos cuan-tos trabajos al respecto, como los de Bede (673-735 d.C.), Tomás de Aquino (1225-74 d.C.) y Roger Bacon (1214-94 d.C.). Hasta comienzos del siglo XV, predominó la visión astrológica de los cometas, que eran identificados como augurios malignos.

Grabado y pintura medievales que muestran a los cometas como

presagio de graves catástrofes.

Con el fin de la era medieval, comenzó el estudio sistemático de los cometas. Lentamente, se fueron desa-rrollando las ideas hacia una concepción moderna. La no-ción de que la cola de los cometas apunta en dirección contraria al Sol se estableció alrededor de 1530, con los estudios del astrónomo italiano Fracastoro y el alemán Peter Apian, en base a la observación de varios come-tas, entre ellos el cometa Halley en su aparición de 1531. Tycho Brahe (1546-1601), generalmente considerado el más grande astrónomo observacional de su época, observó con gran detenimiento el cometa de 1577. Determinó por primera vez la distancia a un cometa, así como su exten-sión, y demostró que las ideas de Aristóteles al respecto estaban equivocadas. Con base en sus resultados, sugirió tímidamente, antes que Kepler, el movimiento de un cuer-po celeste en una órbita no circular.

La idea, que se sostiene hasta nuestros días, de que los cometas brillan por la luz que reflejan del Sol, y que sus colas se forman por efecto de la radiación solar, aparece por primera vez en los trabajos de Johannes Kepler (1571-1630). Aunque sus ideas y las de Tycho Brahe no eran universalmente aceptadas, entre otros por Galileo Galilei, quien sugería que los cometas podían deberse a vapores atmosféricos, poco a poco se fueron estableciendo.

Grabado de la observación del cometa Halley por Apian en 1531.

Como se sabe, el cometa de 1680, hoy conocido como el cometa Halley, y Edmond Halley en persona, jugaron un papel importante en el desarrollo de las ideas de Newton y en la publicación de sus Principia. En base a las obser-vaciones, Newton determinó que la órbita del cometa era elíptica, y en base a su ley de gravitación, se predijo exi-tosamente la próxima aparición del cometa en 1759. Las implicaciones filosóficas de este resultado fueron mayús-culas y fueron en parte motivadoras del gran desarrollo de la astronomía y de la física en los siglos XVIII y XIX. En este periodo se descubrieron una gran cantidad de fenómenos cometarios que aun hoy en día son ob-jeto de nuestros estudios, como son el rompimiento de cometas al acercarse al Sol o algún otro cuerpo ma-sivo del sistema solar; la evolución de la órbita de los cometas, la estructura filamentaria y heterogé-nea de la cola y el origen de las lluvias de meteoros.

de miles o millones de eV, y son considerablemente más penetrantes y dañinos que los rayos X. Los rayos son producidos por los desechos de plantas atómicas o en ex-plosiones nucleares; también se usan de manera benéfica en tratamientos contra enfermedades como el cáncer. Se ha comprobado experimentalmente que fotones con ener-gías mayores a medio millón de eV pueden crear materia y anti-materia al materializarse en electrones y positrones, como lo predijera Dirac a finales de los años 1920.

ASTRONOMÍA DE RAYOS GAMMA

Durante siglos, la astronomía se basó en el estudio de la luz visible de los astros. En los últimos cincuenta años, los científicos han aprendido a estudiar todo tipo de radiación proveniente del cosmos. La atmósfera permite el paso de la luz visible, algunas bandas del espectro infrarrojo y las ondas de radio, por lo que las primeras extensiones de la astronomía fueron la astronomía infrarroja y radioas-tronomía, esta última a partir de los años 1950 y 60.

El estudio del cosmos en el infrarrojo lejano y en fo-tones de alta energía requirió el desarrollo de tecnología espacial. Fue durante la década de los 1970 cuando la

NASA planeó el programa de los grandes observatorios

espaciales, que terminarían siendo el Spitzer (infrarro-

jo), el Hubble (visible), el Chandra (rayos X) y el Comp-

ton (rayos gamma).

El Compton Gamma Ray Observatory, en órbita desde abril de 1991 hasta junio de 2000, llevaba a bordo cuatro telescopios de rayos X y gamma. De éstos, EGRET era el único con capacidad de detectar fotones con energías su-periores a 100 MeV (mega-eV; ver cuadro). Además de ha-cer un mapa de la Vía Láctea, EGRET catalogó 271 fuentes celestes de rayos gamma. Seis fueron identificadas con pul-sares, estrellas de neutrones con intensos campos magné-ticos pertenecientes a nuestra galaxia; cerca de 80 fuentes fueron identificadas con cuasares, poderosas fuentes de

radiación impulsadas por gigantescos hoyos negros, situadas a miles de millones de años-luz. Pero nuestro

conocimiento del cielo en rayos es aún precario, ya

que desconocemos la naturaleza de la mayoría de las

fuentes de EGRET.

El 11 de junio de 2008 fue lanzado el Fermi -ray Space Telescope. Fermi es un telescopio mucho más poderoso que EGRET y se estima que será capaz de detectar varios miles de fuentes de rayos gamma. En sus primeros tres meses de operación, Fermi ha des-cubierto una docena de pulsares que sólo generan pul-sos en rayos gamma, además de reportar más de 200 fuentes brillantes.

LOS RAYOS GAMMA DE MAYOR ENERGÍA

Si bien no son capaces de llegar a la superficie de la Tierra, rayos con energías de billones de eV (TeV - ver cuadro anexo) tienen un efecto perceptible en la atmósfera, el cual permite aprovecharla como parte de un enorme detector de fotones y partículas de muy alta energía. Al pasar cerca del núcleo de una molécula de aire1, un fotón de alta energía se materializa en un electrón (e-) y un positrón (e+), dividiendo su energía entre ambas partículas. Estas dos viajan en una trayec-toria muy cercana a la del fotón original, o primario, hasta que a su vez pasan cerca de una molécula atmos-férica donde producen un nuevo fotón, cediendo parte de su energía.

De esta manera un fotón primario de 1 TeV puede originar una cascada de decenas de miles de partícu-las, la cual crece hasta que las partículas secundarias tienen una energía menor a 80 MeV, umbral por debajo del cual dejan de ramificarse en más partículas. Los

rayos cósmicos, partículas cargadas de muy alta ener-

gía, generan cascadas de partículas más complejas

ya que sus interacciones involucran la producción

Prefijos en el espectro electromagnético

Prefijo Valor Notación exponencial

Energía Símbolo

Banda del espectro

micro 0.000001 10-6 eV ondas de radio mili 0.001 10-3 meV ondas milimétricas 1 100 eV infrarrojo cercano kilo 1000 103 keV rayos X mega 1000000 106 MeV rayos "blandos" giga 1000000000 109 GeV rayos "duros" tera 1000000000000 1012 TeV rayos de muy alta energía peta 1000000000000000 1015 PeV rayos de energía extrema

Se cree que rayos con energías superiores a 100 TeV son absorbidos por radiación cósmica y no pueden propagarse desde su origen hasta nosotros, definiendo en cierta forma el límite observable del espectro electromagnético.

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IDEAS MODERNAS

Con el desarrollo de la física y de las técnicas astronómicas observacionales, desde inicios del siglo XX se han venido desarrollando nuestras ideas sobre el origen y evolución de los cometas. En 1986, una flotilla de sondas espaciales visitaron los cometas Halley y Giacobinni-Zinner. En los últimos años, ha sido el turno de las misiones espaciales STARDUST y DEEP IMPACT que visitaron los cometas Wild 2 y Tempel 1 respectivamente. Los resultados de estas misiones han incrementado significativamente nuestro entendimiento de la estructura de los cometas y sus colas. Por su nivel de detalle y profundidad, las mediciones in situ nos plantean nuevas y más complejas interrogantes que motivan el trabajo de nuestro grupo de investigación y de muchos otros en todo el planeta.

A continuación describo, grosso modo, algo de lo que sabemos sobre el ori-gen y constitución de los cometas, pero antes debemos advertir al lector sobre el carácter temporal de estas ideas. Como todo conocimiento científico, éstas se encuentran en constante evolución; se adecuan o refutan con la aparición de nuevas observaciones y teorías, y se pueden encontrar argumentos contra mucho de lo que diremos más adelante. Presentaremos sólo las ideas predomi-nantes y, en algunos casos, ideas que a juicio del autor parecen importantes. So-bra mencionar también que esto es sólo una pequeña muestra de lo que hemos aprendido, y que queda todavía mucho por aprender.

Representación artística (izquierda) del encuentro de Deep Impact con el cometa Tempel 1. Imagen del núcleo a la derecha.

CARACTERÍSTICAS

Cuando se encuentra lejos del Sol, a varias Unidades As-tronómicas (1 UA es la distancia promedio del Sol a la Tie-rra) el núcleo de un cometa se presenta como un cuerpo sólido. El tamaño de los núcleos cometarios típicamente es de unos cuantos kilómetros, su diámetro puede medir desde cientos de metros hasta decenas de kilómetros. Su forma es irregular, ya que, a diferencia de los planetas, los cometas no tienen suficiente masa para que la fuerza de gravedad les dé una forma esférica. Se componen princi-palmente de hielo de agua, roca y, en menor proporción, de gases congelados de dióxido y monóxido de carbono, metano y amonia.

En algunos cometas también se han detectado una gran variedad de compuestos orgánicos, como son: meta-nol, formaldeido, etanol y quizá, aún está por confirmarse, aminoácidos y otras moléculas orgánicas complejas. Hasta hace muy poco, se creía que el núcleo era una gran bola de hielo de agua con un poco de roca; sin embargo, entre los hallazgos más interesantes de las recientes misiones espaciales, se ha encontrado que la superficie de algunos cometas es caliente, rocosa y muy oscura, y que el hielo de agua podría encontrarse sólo en el interior.

Representación artística de la colección de

planetesimales que habitan el cinturón de Kuiper.

LOS PLANETESIMALES

Se cree que los núcleos cometarios se formaron de la mis-ma manera en que comenzó la formación de los planetas del Sistema Solar, en un disco protoplanetario, donde la aglutinación de granos microscópicos de hielo y polvo llevó a la formación de cuerpos llamados planetesimales, muy parecidos a los cometas y asteroides.

Posteriormente, los planetesimales formaron agrega-dos cada vez más grandes, hasta formar los planetas ro-cosos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los núcleos de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Una gran cantidad de planetesimales nunca llegaron a in-tegrarse en cuerpos más grandes, y aquéllos que se en-contraban en el espacio que ahora habitan los planetas, fueron eyectados a grandes distancias del Sol por la acción gravitacional de los planetas gigantes.

De esta manera se formaron los grandes depósitos de cometas: el cinturón de Kuiper, un grueso anillo de plane-tesimales que se extiende desde poco más allá de la órbita de Neptuno hasta cientos de Unidades Astronómicas, y la nube de Oort, una distribución esférica de planetesimales situada a decenas de miles de UA del Sol. Los denomina-dos cometas de periodo corto (que dan la vuelta al Sol en menos de unos 200 años) se originan en la vecindad del cinturón de Kuiper. Los cometas de periodo largo, cuyas órbitas son mucho más elongadas y pueden tomarse hasta millones de años en completar una vuelta alrededor del Sol, provienen de la nube de Oort. Un habitante de dichas po-blaciones de planetesimales se convierte en cometa cuan-do su órbita es perturbada por el encuentro cercano con alguno de sus millones de vecinos, por la acción de algún planeta cercano (en el caso del cinturon de Kuiper), o in-cluso por el efecto de las estrellas en la vecindad solar (en el caso de la nube de Oort). En cualquier caso, al haber

permanecido “congelados” por miles de millones de años en las afueras del sistema solar, los co-metas se conservan en condiciones relativamente inalteradas desde su formación. Es por ello que se cree que encierran la clave para conocer en detalle las condiciones que im-peraban en los primeros días del sistema solar.

EXTENSIÓN DE NUESTROS SENTIDOS

Hace 400 años, Galileo escudriñó por vez primera el cielo con un telescopio, y descubrió montañas en la Luna, las lunas gigantes de Júpiter y las fases de

Venus. Aun cuando su telescopio era pequeño y de poco alcance, Galileo pudo percibir lo que sus ojos no podían ver. Al explorar la Vía Láctea, observó miríadas de estrellas demasiado débiles para ser vistas por el simple ojo hu-mano. Con el paso del tiempo, los telescopios han crecido en tamaño y en sofisticación, extendiendo continuamente nuestra capacidad de observar el Universo, hasta permitir-nos ver el cielo con radiaciones invisibles al ojo humano.

En el siglo XVII, Newton mostró que la luz blanca es la superposición de luz de ciertos colores básicos. Éstos son los colores que vemos en un arco iris, cuando diminutas gotas de agua separan la luz solar en sus componentes básicos: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul y violeta. En 1800, Herschel descubrió la luz infrarroja y, un año después, Ritter demostró la existencia de la luz ultravio-

leta, a la que denominó originalmente rayos químicos, al

notar que esta radiación invisible acelera las reacciones

químicas. En 1865, Maxwell estableció las ecuaciones de la electrodinámica, demostrando que la luz es un tipo de onda electromagnética. En el último tercio del siglo XIX, se descubrieron las demás clases de ondas o radiaciones de tipo electromagnético: las ondas de radio, los rayos X y los rayos gamma.

El final del arco iris

Astronomía de rayos gamma

Doctor Alberto Carramiñana

AlonsoInvestigador y

coordinador de Astrofísica /

Instituto Nacional de Astrofísica,

Óptica y Electrónica

de Tonantzintla, Puebla

Miembro del Sistema Nacional

de Investigadores y de la Academia

Mexicana de Ciencias

Responsable por México

del Observatorio de rayos gamma

HAWC [email protected]

LOS RAYOS GAMMA

En 1896, Henri Becquerel descubrió que el uranio emite un tipo de radiación invisible, pero con efecto notorio en pla-cas fotográficas, fenómeno que denominó radioactividad. Al poco tiempo, se mostró que la radioactividad consiste en tres tipos de radiaciones: alfa (), beta () y gamma (). Mientras que los rayos y resultaron ser partículas con masa y carga, los rayos son un tipo de radiación elec-

tromagnética altamente energética y capaz de atravesar

paredes de concreto con facilidad. Se requieren capas

de plomo de decenas de centímetros de grosor para

proveer un blindaje efectivo contra ellos. Afortunada-mente, la atmósfera terrestre evita que las partículas de alta energía provenientes del espacio exterior, los rayos cósmicos, lleguen hasta la Tierra.

Los diferentes tipos de radiación electromagnética, medida comúnmente en electrón-voltios (eV), pueden dis-tinguirse por la energía de los fotones asociados. En esta escala, los fotones de luz visible tienen energías entre 2 eV (luz roja) y 3 eV (luz azul). Los fotones ultravioleta tienen energías mayores, por lo que pueden producir quemadu-ras en la piel. El ultravioleta extremo alcanza varios cente-nares de eV, la frontera con los rayos X, los cuales a su vez tienen energías que van hasta los cientos de miles de eV. Por ser capaces de traspasar tejido humano, los rayos X son empleados para radiografías médicas. Los núcleos de átomos radiactivos emiten rayos de varios cientos

Alberto Carramiñana Alonso

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Fotografía del núcleo del cometa Halley tomada por la sonda espacial Giotto en su encuentro de 1986.

Cuando un cometa se acerca al Sol, a un poco más allá de la órbita de Marte, el calentamiento por la luz del Sol hace que el hielo de agua y los gases congelados en su in-terior se evaporen, saliendo eyectados del núcleo y lleván-dose con ellos una gran cantidad de polvo. Los chorros de gas y polvo liberados dan lugar a la formación de una tenue atmósfera alrededor del núcleo, que brilla profusa-mente reflejando la luz del Sol. Se le conoce como la coma del cometa. Si bien el núcleo es una roca de menos de 50 kilómetros de diámetro, la coma puede llegar a medir más de un millón de kilómetros. ¡Más grande que Sol!

Fotografía del cometa Hale-Bopp, en su aparición de 1997.

Como su nombre lo indica, la cola iónica está hecha principalmente de iones, partículas cargadas eléctrica-mente, que en este caso son moléculas eyectadas del nú-cleo, de las cuales se ha desprendido un electrón por efec-to de la luz ultravioleta proveniente del Sol. Cuando un gas se compone principalmente de iones, se le denomina un plasma, y adquiere propiedades físicas diferentes a las de un gas de partículas neutras, como sería el aire que respiramos. El color azul de la cola de plasma, se debe a la abundancia de iones de monóxido de carbono (CO+) que “reflejan” la luz del Sol muy eficientemente en este color. La cola de plasma generalmente muestra una estructura heterogénea, con múltiples nudos y filamentos que varían en posición y tamaño todo el tiempo, lo que hace de su estudio un reto formidable.

VIENTO SOLAR

En el caso de los cometas, el plasma que se forma alre-dedor de la coma, principalmente moléculas de agua y de monóxido de carbono que han perdido un electrón, in- te-racciona con el viento solar y es arrastrado hacia la cola. El viento solar es un gas de partículas cargadas, un plas-

ma, que continuamente es eyectado del Sol y alcanza

grandes velocidades, del orden de 500 kilómetros por

segundo, al llegar a la Tierra. Al chocar con el plasma de un cometa, el viento solar lo arrastra hacia atrás del come-ta formando la cola de manera similar a como se forma la estela de un barco cuando se mueve en el agua. Además de la cola, se forman muchas otras estructuras en el plasma alrededor del cometa, que aunque no alcanzan a verse en imágenes tomadas desde la Tierra, se han detectado por varias de las sondas espaciales que han tenido encuentros cercanos con cometas. El estudio de estas mediciones in situ, ha sido fundamental para entender la formación y evolución de las colas cometarias.

Una de las propiedades de los plasmas es que su mo-vimiento se encuentra fuertemente acoplado al de los cam-pos magnéticos que lo atraviesan; se dice que el campo magnético y el plasma están “congelados” uno en el otro. Es por ello que el viento solar, al ser eyectado, arrastra consigo al campo magnético del Sol. Dicho campo, al que se conoce como Campo Magnético Interplanetario, es un ingrediente importante en la interacción entre el viento solar y el plasma en los cometas. Aunque es todavía un asunto sin resolver, la mayoría de los investigadores en el campo consideran que el campo magnético es el respon-sable de la formación de la cola de plasma.

Fotografía del cometa Hyakutake, en su aparición de 1996, en que muestra la

estructura detallada de la cola de plasma.

CONTRIBUCIÓN MEXICANA

Entre las principales contribuciones de científicos mexicanos al estudio de los cometas en los últimos años, se encuentra el trabajo del doctor Héctor Pérez-de-Tejada, del Instituto de Geofísica de la UNAM, quien ha propuesto que la formación y evolución de la cola de plasma se debe a que la turbulencia en el plasma de los cometas, detectadas por múltiples son-das espaciales, da lugar a una especie de

dría funcionar también para formar galaxias, e incluso ser una mejor alternativa que la fría. Partículas elementales predichas que podrían ser materia oscura tibia son los así llamados neutrinos estériles.

Aunque todavía no descubiertas, desde un punto de vista teórico son muy sólidas las propuestas de partícu-

las elementales que podrían ser la materia oscura fría o

incluso tibia. La situación con relación a qué es la energía

oscura, en cambio, es más sombría por el momento.

Remontándonos a los anales históricos, fue el mismo Einstein quien introdujo el concepto de un término re-pelente en el Universo, esa constante cosmológica men-cionada más ar-riba, y que él usó para obtener un universo estaciona-rio. Sin embargo, matemáticamente, este término es in-estable en sus ecu-aciones de campo, y termina no produci-endo el efecto para el que fue introdu-cido. Pero, además, la idea de un Uni-verso estacionario no se confirmó con las observaciones. Einstein declaró que la constante cosmológica fue el peor error de su vida. Durante déca-das no se tomó en serio la posibilidad de un medio capaz de producir ace- leración en la expan-sión, al contrario de la materia, que, con su gravedad, tiende a fre-nar la expansión. Sin embargo, en la última

década, la medición

de distancias a obje-

tos tan potentes, cuya luz proviene muy del pasado, ha

permitido reconstruir cómo han estado cambiando las

distancias en el Universo, y así concluir que la expan-

sión comenzó a acelerarse.

Varios métodos, en particular el que un grupo de as-trofísicos italianos y mi persona introdujimos, haciendo uso de las explosiones más potentes del cosmos (los es-tallidos de Rayos Gamma), muestran que la energía oscura se comporta como la constante cosmológica que inventó Einstein. La interpretación física de la misma es la del vacío cuántico, una propiedad del espacio. En ausencia de ma-teria, el espacio implica un constante hervir de partículas virtuales que, así como aparecen, luego desaparecen, de

acuerdo al principio de incertidumbre de Heissenberg. Este medio es repelente, y es el que se invoca en la teoría inflacionaria para explicar el estado primigenio del Universo, cuando se infló desenfrenadamente.

La idea predominante era que, muy temprano, el vacío se transformó por completo en partículas y campos en el Universo, de tal manera que la gravedad producida por estas componentes frenaba la expansión. Si por alguna razón hubiera quedado una ínfima cantidad de vacío, por mucho tiempo su acción dinámica es despreciable con relación a la acción de la radiación y luego de la materia. Sin embargo, con la expansión, la densidad de estos componentes de-crece, mientras que la del vacío permanece constante.

Por eso, llega un momento en que la densidad del vacío supera a la de

la materia y radiación y pasa a ser el componente dominante, ejerciendo

su propiedad repelente. Lo que no queda claro es por cuál razón tuvo que quedar ese ínfimo re-manente de vacío que, justo en tiempos cercanos al nuestro, vuelve a ser importante.

Ante estas dudas, se han propuesto muchas otras alterna-tivas a la energía oscura, algunas de las cuales generalizan el con-cepto de la constante cosmológi-ca a componentes repelentes con ecuaciones de estados diferentes al de la constante cosmológica y/o que no son constantes; es decir, cambian su densidad de energía con la expansión, ami-norando así el problema de la constante cosmológica. Para sa-ber si son correctas estas gener-alizaciones, como los modelos de quintaesencia o de campos escalares, así como modelos al-ternativos muy diferentes, se re-quiere de determinaciones más precisas y más hacia el pasado de la historia de expansión del universo. Esto se podrá lograr con ambiciosos programas ob-servacionales en telescopios en construcción, tanto en Tierra como en el espacio.

EN EL UMBRAL DE UNA

REVOLUCIÓN CIENTÍFICA

No se descarta que las evidencias de materia y energía oscuras estén más bien apuntando a que nuestras leyes de la física requieren de una revisión general. También es posible que estos fenómenos sean más bien manifestación de la

existencia de más de tres dimensiones espaciales, siendo la gravedad la única

interacción que se propaga en todas las dimensiones.

Las observaciones y experimentos planteados serán claves para encontrar el camino que nos permita resolver los misterios de la materia y energía oscuras. Una revolución científica se avecina. No en vano se han clasificado los problemas de la materia y energía oscuras entre los diez más importantes de la ciencia del nuevo siglo. Nuestro grupo en la UNAM está también detrás de las pistas de es-

Figura 3. La expansión del Universo estuvo por mucho tiempo frenándose por la acción gravitacional de la materia. Las evidencias observacionales muestran que recientemente, en la historia cósmica, este comportamiento cambió, y la expansión empezó a acelerarse. Para explicar tal comportamiento, se invoca la existencia de un medio repulsivo que actúa como un resorte para el espacio. Dicho medio, genéricamente denominado como energía oscura, tuvo que ser muy débil con relación a la materia y radiación. Con la expansión del Universo, estos últimos componentes decrecen en su densidad; la idea es que la energía oscura se mantiene constante o decrece pero poco, de tal manera que llega una época en que la densidad de la energía oscura supera a la de la materia, actuando entonces con todo su poder repulsivo sobre el espacio.

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viscosidad que acelera al plasma del cometa hacia la cola, de manera similar a como el viento arrastra a las corrientes en las capas superficiales del océano.

Recientemente, con la colaboración del doctor Pérez-de-Tejada, el autor de este trabajo ha encabezado la formación de un grupo de investigación sobre estos temas en el Instituto de Astronomía de la UNAM, en Ensenada. Con la colaboración del doctor Héctor Aceves, nuestro grupo lleva a cabo simulaciones numéricas de la formación y evolución de la cola de plasma. Con base en estos estudios, hemos encontrado que la hipótesis viscosa explica de manera natural el desprendimiento de la cola de plasma que se observa en muchos cometas. Además, con el doctor Roberto Vázquez, participante en la campaña de obser-vaciones que se organizó en torno al encuentro de la sonda Deep Impact con el cometa Tempel 1, en los próximos meses estaremos realizando observaciones del movimiento del gas en la cola de plasma de los cometas desde el Observato-rio Astronómico Nacional en la sierra de San Pedro Mártir.

Secuencia de imágenes del cometa Encke, que muestran el desprendimiento de la cola. El circulo rojo señala la coma del cometa, y la línea roja identifica su cola.

Observatorio de San Pedro Mártir.

esferoides autogravitantes, los halos oscuros. Éstos son los moldes que luego capturan gravitacionalmente al gas de materia ordinaria; éste cae al centro de los halos, y ahí se forman las galaxias, cuando el gas comienza a transformarse en estrellas (Figura 2).

La otra componente enigmática del cosmos es la energía oscura, de natura-

leza diferente a la materia. Sus efectos parecen no haber cobrado importancia

sino hasta que el Universo tuvo más de la mitad de su edad actual, que es de 13

mil 700 millones de años. Observando explosiones muy brillantes de estrellas, cual faros cósmicos, recientemente ha sido posible explorar cómo se expandía el Universo en el pasado. Sorpresivamente, se encontró que, a partir de un poco más de la mitad de la edad actual, la expansión empezó a acelerarse en vez de frenarse (ver Figura 2). Si sólo hubiera materia (ordinaria y oscura), ésta, con su gravedad, tendría que estar siempre frenando la expansión. El que la expansión comience a acelerarse a partir de cierto momento, significa que empezó a domi-nar en el Universo un medio repelente (Figura 3). A ese medio se le bautizó con el nombre genérico de energía oscura, y todo apunta a que en el Universo presente constituye cerca del 75 por ciento de la densi-dad de todo lo que hay.

¿QUÉ SON LA MA-

TERIA Y ENERGÍA

OSCURAS?

Como vimos, las evidencias astronó-micas revelan la existencia de la materia oscura, y el paradigma ac-tual de formación de galaxias tiene como ingrediente principal a un tipo concreto de mate-ria oscura, la así lla-mada fría. Los físi-cos de partículas elementales, en sus teorías de super-simetría, desarro-lladas para explicar la esencia misma de la materia, predicen varias partículas exóticas que podrían ser la materia oscura fría. Una de las partículas supersimétricas más aceptadas es el neutralino.

De existir el neutralino, miles de ellos nos estarían atravesando cada se-gundo sin que nos percatemos en lo absoluto. Y, claro, son partículas que no interactúan electromagnéticamente; por lo tanto, no interactúan con los átomos. En realidad, casi el 100 por ciento del volumen de los átomos y las moléculas

está constituido por campos electromagnéticos; los núcleos y los electrones

ocupan un volumen infinitesimal. La materia oscura exótica se hace sentir sólo a escalas astronómicas, donde grandes cantidades de la misma se acumulan y producen gravedad que afecta el movimiento de la materia ordinaria o desvía la trayectoria de la luz, como ya se explicó arriba.

En realidad, existe cierta posibilidad de detectar neutralinos en el laborato-

rio, y sería cuando sufren un choque frontal con el núcleo de algún átomo, algo poco probable, pues los átomos son casi huecos, como ya se dijo. Como analogía, si el núcleo tuviera el diámetro equivalente a la torre Eifel, los elec-trones serían diminutas esferas girando en órbitas sobre la superficie de la Tierra; el resto del volumen estaría po-blado por campos electromagnéticos. Los científicos son gente obstinada. Actualmente existen

más de una docena de complicados experimentos bajo

tierra, con el propósito de capturar a los esquivos

neutralinos. Algunos de estos experimentos constan de enormes cisternas de líquidos pesados, rodeados de miles de detectores que, cual paparazzi, están a la espera de “fotografiar” una débil transición electrónica que sufriría un átomo entre cuatrillones, debido a un ligero rebote de

su núcleo por el choque frontal con algún neutralino.

En próximos meses podría ser que también se descubran eviden-cias indirectas de partículas oscuras en el instrumento más grande jamás construido por el ser humano: un acelerador de partículas de 27 kilómetros de diá-metro, ubicado en la frontera franco-suiza: el LHC (por sus siglas en inglés de Large Hadron Collider). En este acelerador se po-drán también pro-bar las teorías su-persimétricas; de demostrarse que son correctas, en-tonces sería tam-bién un aliciente para pensar que los

neutralinos sí existen.

PARTÍCULAS EXÓTICAS

Si no se detectan los neutralinos, hay otras partícu-las elementales candidatas, aunque menos probables. Los cosmólogos buscamos también demarcar mejor las propiedades de las hipotéticas partículas exóticas. Mo-delos de formación de galaxias desarrollados por nuestro grupo en la UNAM, muestran que las propiedades de es-tos gigantescos sistemas dependen del tipo de partícula que se use como materia oscura; ¡qué mejor ejemplo de lo que es la íntima conexión entre el micro y el macromundo! Nuestro grupo ha mostrado que la materia oscura tibia po-

Figura 2. Un Universo en constante transformación, desde la época inflacionaria producida por el vacío cuántico hasta el Universo de galaxias en expansión acelerada. La materia y energía oscuras son componentes claves y dominantes necesarios para explicar diversas etapas evolutivas del Universo como se aprecia en este esquema.

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Salir al campo a disfrutar de una noche estrellada nos puede deparar un espectáculo magnífico. Miles de as-tros parecen titilar a la distancia, mientras las conste-

laciones dibujan figuras indescifrables. La Vía Láctea, con su suave luz formada por millones de astros, cruza el cielo de horizonte a horizonte, y mientras contempla uno los manchones de polvo cósmico que oscurecen sectores de nuestra Galaxia, nuestra observación se ve interrumpida por un breve y largo destello de luz ¡Una estrella fugaz!

-¡Pide un deseo!- te dicen, y no quieres derrochar tu

oportunidad en algo trivial ¿Qué pedirás? (Yo ya pedí

ver otra estrella fugaz).


Aunque en el lenguaje común se usa el término de estrella fugaz, hay quienes prefieren el nombre “meteoro”. El me-teoro es el fenómeno luminoso que se observa cuando una partícula interplanetaria atraviesa nuestra atmósfera. El objeto que se consume durante el fenómeno se llama “me-teoroide”, y si llegara a sobrevivir algún fragmento hasta su impacto en el suelo (o en el mar, como suele pasar) se llama “meteorito”.

Lluvias de meteoros, fascinación

de grandes y pequeños

Arquitecto Pablo Lonnie Pacheco

RaileyVicepresidente y

miembro honorario de la Sociedad

Astronómica del Planetario Alfa

Director de Astrónomos. Org

www.astronomos.org

[email protected]

[email protected]

¿DÓNDE SE ORIGINAN LOS METEOROIDES?

Las partículas provienen de los cometas y de los asteroi-des. El impacto sobre un asteroide o el paso de un cometa cerca del Sol libera muchas partículas, y éstas continúan desplazándose en la órbita de su progenitor. Si en algún punto de su trayectoria, el cometa o el asteroide cruzan por la órbita de la Tierra, seguramente sus partículas se precipitarán en nuestra atmósfera, produciendo una “lluvia de estrellas”. La ráfaga de partículas que sigue la misma trayectoria del cometa se llama “torrente de me-teoroides”.

¿QUÉ ES UN COMETA?

Los cometas son pequeños cuerpos de hielo y polvo que orbitan al Sol, igual que los planetas, sólo que sus órbitas están muy extendidas y usualmente se encuentran mucho más allá de Plutón. Reciben muy poca luz de Sol, de modo que están congelados (básicamente hielo de agua y de dióx-ido de carbono). Cada vez que un cometa se acerca al Sol,

sufre una devastadora erosión a causa de la radiación

solar. El material desprendido es entonces disperso a lo

largo de la órbita del cometa y poco a poco la trayectoria

se va “ensuciando” con este material. El polvo cometario no está suspendido, y también orbita al

Pablo Lonnie Pacheco Railey

visible, que sirve de “molde” gravitacional de las

galaxias, es a lo que se denominó materia oscura.

Métodos más recientes, basados en la deflexión que sufre la luz por la gravedad producida por con-centraciones de masa (lente gravitatoria, otra de las predicciones de la teoría General de la Relatividad), muestran que las galaxias en efecto están embebidas en gigantescas concentraciones de materia oscura lla-madas halos. Aquello que brilla es literalmente sólo la

punta del ice-berg.

GALAXIAS:

SU ORIGEN

La materia oscura se re-quiere tam-bién para explicar el origen de las galaxias. Sa-bemos que el Universo tem-prano era una sopa caliente de partículas elementales y radiación e n e r g é t i c a , distribuidas de manera casi perfecta-mente uni-forme. Varios grupos de investi-gación en el mundo, incluyendo el nuestro en la

Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), hemos desarrollado los modelos físicos que permiten entender cómo las complejas galaxias y superestruc-turas del Universo actual pudieron formarse y evolu-cionar a partir de esa “sopa” primigenia y cuasi-uni-forme. Un ingrediente clave en estos escenarios es justamente la materia oscura.

Es fácil mostrar que, en las épocas del Universo caliente, la presión de la radiación literalmente “plan-cha” a los tenues grumos de materia ordinaria de es-calas galácticas; el resultado de este proceso es que nos quedamos sin semillas para formar galaxias. Pero si la materia oscura exótica domina, entonces los gru-mos constituidos por esta materia no sufren de ese proceso de planchado, pues ella no interactúa con la radiación. Estos tenues grumos, que al principio se están expandiendo con el Universo, al ser regiones ligeramente más densas que el promedio, se van con-centrando más y más por la gravedad, hasta que se separan de la expansión universal y colapsan en

brillando en ellas cientos de millones de estrellas, se veían apenas como manchas difusas en los telescopios.

Establecida la naturaleza de las galaxias, el mismo as-trónomo que las descubrió, Edwin Hubble, logró medir el movimiento de algunas de ellas; y resultó que casi todas estaban alejándose unas de otras, cual uvas pasa en un pan de Navidad que se expande. La interpretación de es-

tos resultados culminó en otra gran sorpresa: el espa-

cio cósmico en las grandes escalas está en expansión,

justo como lo planteaba

la Teoría General de la

Relatividad de Albert

Einstein. Es curioso notar que

cuando Einstein aplicó su teoría a un sistema físico llamado Universo –¡vaya atrevimiento in-telectual!- él mismo no quiso creer que el Uni-verso podría estar en un proceso constante de cambio; por eso, para mantenerlo esta-cionario, introdujo en sus ecuaciones un té-rmino matemático (la constante cosmológica) que compensaba a la atracción gravitacional; es decir, era repelente. Lu-ego se arrepintió de esto y se convenció de que el Universo no tenía por qué ser estacionario, tal como lo demostraron después las observacio-nes de Hubble.

Así, de un mundo re-ducido a la Vía Láctea y estacionario, pasamos en pocos años a conocer un Universo de millones de galaxias y en proceso de expansión, de constante evolución.

MÁS SORPRESAS

La información que los telescopios capturan del cielo se basa en la radiación electromagnética (luz) producida o remitida por objetos cósmicos y el medio entre ellos. Es-tudiando el cosmos con poderosos telescopios en todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, los astrónomos pensaban que ya lo co-nocían todo. Pero no, llegaron las evidencias de la materia oscura. En realidad ella no se puede detectar con los telescopios pues no genera ni absorbe luz. Entonces ¿por qué se habla de ella? Es que su gravedad la delata.

Estudiando el movimiento a gran escala de las estrellas y el gas en las galaxias, o de las mismas galaxias en sus agrupaciones, se llegó a la conclusión de que estos mo-

vimientos requieren, para su explicación, ¡diez o veinte

veces más masa que la observada! Esa masa faltante in-

Figura 1. La extraña composición del Universo actual según inferencias astronómicas.

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Sol moviéndose constantemente.¿POR QUÉ SE LLAMA PERSEIDAS, LEÓNIDAS

O GEMÍNIDAS A UNA LLUVIA DE METEOROS?

Los nombres que se dan a las lluvias de meteoros obe-decen al hecho de que, si se trazaran líneas imaginarias rumbo a su origen, coincidirían en un punto en la conste-lación de Perseus, de Leo, de Gemini, etcétera. Ese punto imaginario se llama “radiante”. Si el radiante se encontrara en Orión, se llamarían Oriónidas; en Leo, Leónidas, etcé-tera. Rara vez se pueden ver meteoros en el radiante: son muy cortitos, pues los estamos viendo de frente.

¿POR QUÉ SE ENCIENDEN LOS METEOROIDES?

Los meteoroides viajan a gran velocidad (de 10 a

70 kilómetros por segundo), y en las capas altas de nuestra atmósfera el aire frente a ellos se aplasta y comprime muchísimo, por lo que alcanza altas tem-peraturas, las cuales incineran al meteoroide y tra-zan una estela luminosa de muy corta duración. Puede surgir aquí otra pregunta: ¿Es posible ver meteoros explosi-vos? Sí, y se les llama bólidos. Bólido es el nombre que

recibe un meteoro muy brillante y persistente. A veces,

los bólidos sueltan chispas, se parten y frecuen-temente

dejan una estela luminosa. En muy raras ocasiones, el me-teoroide es tan grande que alcanza a llegar a la superficie del planeta un verdadero meteorito.

¿QUÉ ESPERAN VER LOS ASTRÓNOMOS

EN UNA NOCHE DE LLUVIA DE METEOROS?

En las condiciones más favorables de cielo despejado, le-jos de la ciudad y dependiendo de la lluvia de meteoros particular, se pueden llegar a observar 10, 20 ó más me-teoros por hora en el lapso de mayor actividad. En algunos casos, esta cifra supera al centenar de meteoros (como las Gemínidas).

Alguien se preguntará: “¿Existe el riesgo de ser im-pactado por un meteorito durante una lluvia de me-teoros?” Difícilmente. No existe ni un solo caso en la his-toria. La inmensa mayoría de los meteoros son producidos por granos de arena muy finos. Son muy pequeños. Es más probable que nos caiga un rayo que ser impactados por un meteorito.

Los aviones que vuelan a gran altura también están

a salvo, pues virtualmente todos los meteoros se con-

sumen a una altura superior a 80 kilómetros sobre la

superficie de la Tierra, muy por encima de la altura de vuelo. Por otro lado, los satélites artificiales sí están ex-puestos a un bombardeo de cientos de microimpactos, normalmente inofensivos.

¿CUÁNTAS LLUVIAS DE METEOROS

HAY AL AÑO Y CUÁNTO DURAN?

Se conocen alrededor de un centenar de lluvias de mete-oros, pero la mayoría son muy modestas, y algunas acon-tecen a la luz del día. En general, se puede hablar de alre-dedor de una docena de lluvias de estrellas al año, sobre las cuales vale la pena estar atento.La lluvia de meteoros dura varios días o semanas. La

actividad se incrementa poco a poco y súbitamente se

Los avances en la astronomía han sido vertiginosos en la última década. Hemos alcanzado gran precisión en la determinación de los principales parámetros

del Universo, así como en la reconstrucción de la mayor parte de su historia; desde la sopa caliente y uniforme de partículas elementales y radiación, hasta la actual telaraña tejida por brillantes galaxias. Pero no hemos quedado ex-entos de sorpresas: las observaciones revelan la existencia de abundantes cantidades de materia invisible, cuya natu-raleza es distinta a la ordinaria y, aun en mayores propor-ciones, de un medio repelente que permea uniformemente el universo.

Según múltiples estudios astronómicos, la materia or-

dinaria, aquélla de la que están constituidos los átomos,

las estrellas y galaxias -incluyéndolo a ustedes apenas

poco más del cuatro por ciento de todo lo que hay en

el cosmos; cerca del 21 por ciento es la materia oscura

y el restante 75 por ciento corresponde a ese medio re-

pelente bautizado como energía oscura (ver Figura 1). ¿Cómo se sabe de la materia y energía oscuras? ¿Cómo es que, siendo tan abundantes, hasta ahora no ha sido posible detectarlas, verlas, sentirlas directamente? Así como, hace más de quinientos años, los geógrafos

solían marcar en sus mapas las regiones sospechadas pero desconocidas del mundo con la expresión Terra incognita, hoy, en pleno siglo XXI, la ciencia debe atribuir más del 95 por ciento de la “cartografía” del Universo a esas mis-teriosas componentes bautizadas como materia y energía oscuras. La ciencia está en el umbral de una nueva revolu-ción. Puede ser que pronto se descubra y llegue a entender qué son estos componentes. Pero también podría ser que no existan como tales y más bien se requiera modificar las leyes fundamentales de la física, en especial la gravedad, o invocar más de tres dimensiones espaciales, a fin de expli-car lo que las observaciones muestran.

VERTIGINOSO AVANCE DE LA COSMOLOGÍA

Hace apenas ochenta años, nuestra imagen astronómica del Universo se reducía a un conjunto de millones de estrellas y gas, agrupados principalmente en un sistema llamado Vía Láctea. En los años veinte del siglo pasado se comprendió que la Vía Láctea es en realidad una galaxia compuesta por miles de millones de estrellas y gas, dis-puestos en un disco que rota rápidamente; pero lo más sorpresivo fue que se descubrieron otros miles de galaxias, sólo que alejadas a tales distancias que, a pesar de estar

DoctorVladimir Avila-

Reese Investigador

Titular / Instituto de Astronomía de

la Universidad Nacional Autónoma

de MéxicoJefe del

Departamento de Astronomía Extragaláctica y Cosmología

Miembro del Sistema Nacional de Investigadores y de la Academia


[email protected]

Vladimir Avila-Reese

La Terra Incógnita del Siglo XXI

50y47.indd 1 27/04/2009 05:12:03 p.m.




































Reese Investigador



de MéxicoJefe del




[email protected]



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intensifica en un período de pocas horas, llamado “pico”

para luego decaer rápidamente y extinguirse en el trans-curso de los siguientes días. Durante el pico, la Tierra está atravesando el torrente de meteoroides en su porción más densa.

¿CUÁNDO SE VEN MEJOR?

Existen discrepancias respecto a la hora y el lugar más favorable para percibir la porción más densa de cada to-rrente de meteoroides; sin embargo, la mayoría coincide en señalar que las mejores condiciones locales de obser-vación se presentan en la madrugada, entre las 2 y 6 de la mañana.

Ahora bien, ¿cada cuándo aparecen las lluvias de me-teoros? Aunque un cometa haya pasado hace años, las partículas que ha desprendido continúan desplazándose por siglos a lo largo de su órbita, y como la Tierra atra-viesa la órbita del cometa una vez al año, la lluvia de es-trellas es un fenómeno periódico, de frecuencia anual, en las mismas fechas.

¿A qué hora es posible verlas mejor? Ocasionalmente, temprano en la noche (de 9:00 a 10:00 PM), se podrán ver meteoros muy largos, escasos y tal vez, rojizos. Éstos es-tán rozando la atmósfera. Les llaman meteoros rasantes, pero lo mejor suele venir en la madrugada, tres o cuatro horas antes de amanecer.

Para poder observar en mejores condiciones una llu-

via de meteoros, es recomendable salir al campo, hacia

un lugar muy oscuro, donde no sea visible la contami-

nación visual de la ciudad. No se debe encender fogata

ni luces o linternas de luz blanca. Las linternas oscureci-das y filtradas en rojo favorecen la adaptación de la oscu-ridad. Si hay Luna en el cielo, su resplandor impide ver los meteoros más débiles

¿Hacia qué lado del cielo se ve la lluvia de estrellas? Se ve en cualquier parte del cielo. Lo más recomendable es dirigir la mirada hacia arriba y que lo único que haya en nuestro campo de visión sean estrellas. Ver hacia el hori-zonte o debajo del horizonte es un desperdicio de obser-vación. Los meteoros más largos se observan a 90 grados del radiante, es decir, hacia los lados. Es muy recomen-dable llevar un catre, bolsa de dormir o silla plegadiza con respaldo inclinado, como las sillas de playa, porque man-tenerse de pie o sentado con la cabeza girada hacia arriba puede producir tortícolis después de un rato.

¿Qué equipo se necesita para ver las lluvias de me-

teoros? La lluvia de meteoros es visible a simple vista,

pero se recomienda llevar binoculares para observar los

rastros iluminados humeantes, que son muy bellos.

¿CÓMO FOTOGRAFIAR LA LLUVIA DE METEOROS?

Se requiere poner una cámara Reflex (de lente intercam- biable) sobre un tripié y un lente de 28, 45 o 50 milíme-tros; utilizar un disparador de cable y película rápida (sen-sible); es decir, ISO 400, 800 ó 1600. Abra completamente la apertura del lente f/1.2, f/1.8 ó f/2.8, según lo permita el lente (El valor más pequeño es el más recomendable) Escoja un sitio muy oscuro, que no se exponga al paso de vehículos y realice tomas de 1, 2 y hasta 5 minutos de

exposición.Si no cuenta con mucha película, haga tomas hacia el norte con duración de 30 a 45 minutos. Saldrán bellos trazos semicirculares y si tiene suerte, el paso de un meteoro. En este caso, se recomienda incluir el horizonte (siempre que no tenga vehículos circulando) Las estrellas normales dibujarán trazos en forma de arco, los meteoros serán rec-tilíneos. Es importante solicitar en el laboratorio fotográ-fico que no corten el negativo, y que impriman todas las fotos, sin importar que salgan oscuras. En cámaras digi-tales, tome sin ZOOM, sobre tripié, en ISO 400 a 800, y si puede, programe fotografías de 30 segundos, cada minuto. Saldrán muchísimas fotos y será tardado revisarlas todas, pero tendrá más oportunidades de captar un meteoro. Lleve pilas extra y memoria suficiente.

¿POR QUÉ NO DEBEMOS PERDERNOS ESTE

ESPECTÁCULO?

La lluvia de meteoros es un fenómeno maravilloso. La sor-presa, admiración y gusto que despierta la observación de este fugaz espectáculo es único. Además, es de los pocos fenómenos celestes que se pueden contemplar en toda su belleza a simple vista, sin tener que hacer un viaje lejano ni recurrir a equipo costoso, y cuando veas uno ¡Pide un deseo! ¿Se cumplirá? Si pides ver otro meteoro, segura-mente se cumplirá.

IMPACTOS EN LA LUNA

Cuando hay lluvia de estrellas y la Luna está creciente (2 a 7 días después de Luna Nueva), las personas con tele-

scopio tienen un reto adicional: ver el impacto de mete-

oros en la Luna. La Luna estará visible poco tiempo en

el poniente después del atardecer. El impacto de mete-oroides sobre la superficie en el lado no iluminado de la Luna produce pequeños destellos luminosos esporádicos. Se debe usar un ocular de potencia baja y sacar del campo la porción iluminada de la Luna. Si esto no es posible, uti-lice un ocular de mayor aumento y concéntrese en una región oscura de la Luna. Las probabilidades de ver un impacto son pocas, pero ¡anímese! Hace años tuve la opor-tunidad de ver un trocito del cometa Halley chocando con-tra la Luna, durante las Eta Acuáridas de 1995. El destello fue breve, tan brillante como la estrella Polar, y me tomó completamente por sorpresa. Les garantizo que si ven un impacto así, sufrirán un sobresalto de emoción. Así que: ¡paciencia y suerte!

Fuente consultada de efemérides planetarias: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/type/phenom2.html#ph2009 Fuente consultada de lluvias de meteoros: http://www.theskyscrapers.org/meteors/index.php/year/2009 Revisión de fases lunares http://space.jpl.nasa.gov/

(Este artículo puede ser reproducido libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: [email protected]@yahoo.com.mx

REFERENCIAS

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intensifica en un período de pocas horas, llamado “pico”

para luego decaer rápidamente y extinguirse en el trans-curso de los siguientes días. Durante el pico, la Tierra está atravesando el torrente de meteoroides en su porción más densa.

¿CUÁNDO SE VEN MEJOR?

Existen discrepancias respecto a la hora y el lugar más favorable para percibir la porción más densa de cada to-rrente de meteoroides; sin embargo, la mayoría coincide en señalar que las mejores condiciones locales de obser-vación se presentan en la madrugada, entre las 2 y 6 de la mañana.

Ahora bien, ¿cada cuándo aparecen las lluvias de me-teoros? Aunque un cometa haya pasado hace años, las partículas que ha desprendido continúan desplazándose por siglos a lo largo de su órbita, y como la Tierra atra-viesa la órbita del cometa una vez al año, la lluvia de es-trellas es un fenómeno periódico, de frecuencia anual, en las mismas fechas.

¿A qué hora es posible verlas mejor? Ocasionalmente, temprano en la noche (de 9:00 a 10:00 PM), se podrán ver meteoros muy largos, escasos y tal vez, rojizos. Éstos es-tán rozando la atmósfera. Les llaman meteoros rasantes, pero lo mejor suele venir en la madrugada, tres o cuatro horas antes de amanecer.

Para poder observar en mejores condiciones una llu-

via de meteoros, es recomendable salir al campo, hacia

un lugar muy oscuro, donde no sea visible la contami-

nación visual de la ciudad. No se debe encender fogata

ni luces o linternas de luz blanca. Las linternas oscureci-das y filtradas en rojo favorecen la adaptación de la oscu-ridad. Si hay Luna en el cielo, su resplandor impide ver los meteoros más débiles

¿Hacia qué lado del cielo se ve la lluvia de estrellas? Se ve en cualquier parte del cielo. Lo más recomendable es dirigir la mirada hacia arriba y que lo único que haya en nuestro campo de visión sean estrellas. Ver hacia el hori-zonte o debajo del horizonte es un desperdicio de obser-vación. Los meteoros más largos se observan a 90 grados del radiante, es decir, hacia los lados. Es muy recomen-dable llevar un catre, bolsa de dormir o silla plegadiza con respaldo inclinado, como las sillas de playa, porque man-tenerse de pie o sentado con la cabeza girada hacia arriba puede producir tortícolis después de un rato.

¿Qué equipo se necesita para ver las lluvias de me-

teoros? La lluvia de meteoros es visible a simple vista,

pero se recomienda llevar binoculares para observar los

rastros iluminados humeantes, que son muy bellos.

¿CÓMO FOTOGRAFIAR LA LLUVIA DE METEOROS?

Se requiere poner una cámara Reflex (de lente intercam- biable) sobre un tripié y un lente de 28, 45 o 50 milíme-tros; utilizar un disparador de cable y película rápida (sen-sible); es decir, ISO 400, 800 ó 1600. Abra completamente la apertura del lente f/1.2, f/1.8 ó f/2.8, según lo permita el lente (El valor más pequeño es el más recomendable) Escoja un sitio muy oscuro, que no se exponga al paso de vehículos y realice tomas de 1, 2 y hasta 5 minutos de

exposición.Si no cuenta con mucha película, haga tomas hacia el norte con duración de 30 a 45 minutos. Saldrán bellos trazos semicirculares y si tiene suerte, el paso de un meteoro. En este caso, se recomienda incluir el horizonte (siempre que no tenga vehículos circulando) Las estrellas normales dibujarán trazos en forma de arco, los meteoros serán rec-tilíneos. Es importante solicitar en el laboratorio fotográ-fico que no corten el negativo, y que impriman todas las fotos, sin importar que salgan oscuras. En cámaras digi-tales, tome sin ZOOM, sobre tripié, en ISO 400 a 800, y si puede, programe fotografías de 30 segundos, cada minuto. Saldrán muchísimas fotos y será tardado revisarlas todas, pero tendrá más oportunidades de captar un meteoro. Lleve pilas extra y memoria suficiente.

¿POR QUÉ NO DEBEMOS PERDERNOS ESTE

ESPECTÁCULO?

La lluvia de meteoros es un fenómeno maravilloso. La sor-presa, admiración y gusto que despierta la observación de este fugaz espectáculo es único. Además, es de los pocos fenómenos celestes que se pueden contemplar en toda su belleza a simple vista, sin tener que hacer un viaje lejano ni recurrir a equipo costoso, y cuando veas uno ¡Pide un deseo! ¿Se cumplirá? Si pides ver otro meteoro, segura-mente se cumplirá.

IMPACTOS EN LA LUNA

Cuando hay lluvia de estrellas y la Luna está creciente (2 a 7 días después de Luna Nueva), las personas con tele-

scopio tienen un reto adicional: ver el impacto de mete-

oros en la Luna. La Luna estará visible poco tiempo en

el poniente después del atardecer. El impacto de mete-oroides sobre la superficie en el lado no iluminado de la Luna produce pequeños destellos luminosos esporádicos. Se debe usar un ocular de potencia baja y sacar del campo la porción iluminada de la Luna. Si esto no es posible, uti-lice un ocular de mayor aumento y concéntrese en una región oscura de la Luna. Las probabilidades de ver un impacto son pocas, pero ¡anímese! Hace años tuve la opor-tunidad de ver un trocito del cometa Halley chocando con-tra la Luna, durante las Eta Acuáridas de 1995. El destello fue breve, tan brillante como la estrella Polar, y me tomó completamente por sorpresa. Les garantizo que si ven un impacto así, sufrirán un sobresalto de emoción. Así que: ¡paciencia y suerte!

Fuente consultada de efemérides planetarias: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/type/phenom2.html#ph2009 Fuente consultada de lluvias de meteoros: http://www.theskyscrapers.org/meteors/index.php/year/2009 Revisión de fases lunares http://space.jpl.nasa.gov/

(Este artículo puede ser reproducido libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: [email protected]@yahoo.com.mx

REFERENCIAS

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Reese Investigador



de MéxicoJefe del




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Salir al campo a disfrutar de una noche estrellada nos puede deparar un espectáculo magnífico. Miles de as-tros parecen titilar a la distancia, mientras las conste-

laciones dibujan figuras indescifrables. La Vía Láctea, con su suave luz formada por millones de astros, cruza el cielo de horizonte a horizonte, y mientras contempla uno los manchones de polvo cósmico que oscurecen sectores de nuestra Galaxia, nuestra observación se ve interrumpida por un breve y largo destello de luz ¡Una estrella fugaz!

-¡Pide un deseo!- te dicen, y no quieres derrochar tu

oportunidad en algo trivial ¿Qué pedirás? (Yo ya pedí

ver otra estrella fugaz).


Aunque en el lenguaje común se usa el término de estrella fugaz, hay quienes prefieren el nombre “meteoro”. El me-teoro es el fenómeno luminoso que se observa cuando una partícula interplanetaria atraviesa nuestra atmósfera. El objeto que se consume durante el fenómeno se llama “me-teoroide”, y si llegara a sobrevivir algún fragmento hasta su impacto en el suelo (o en el mar, como suele pasar) se llama “meteorito”.

Lluvias de meteoros, fascinación

de grandes y pequeños

Arquitecto Pablo Lonnie Pacheco

RaileyVicepresidente y

miembro honorario de la Sociedad

Astronómica del Planetario Alfa

Director de Astrónomos. Org

www.astronomos.org

[email protected]

[email protected]

¿DÓNDE SE ORIGINAN LOS METEOROIDES?

Las partículas provienen de los cometas y de los asteroi-des. El impacto sobre un asteroide o el paso de un cometa cerca del Sol libera muchas partículas, y éstas continúan desplazándose en la órbita de su progenitor. Si en algún punto de su trayectoria, el cometa o el asteroide cruzan por la órbita de la Tierra, seguramente sus partículas se precipitarán en nuestra atmósfera, produciendo una “lluvia de estrellas”. La ráfaga de partículas que sigue la misma trayectoria del cometa se llama “torrente de me-teoroides”.

¿QUÉ ES UN COMETA?

Los cometas son pequeños cuerpos de hielo y polvo que orbitan al Sol, igual que los planetas, sólo que sus órbitas están muy extendidas y usualmente se encuentran mucho más allá de Plutón. Reciben muy poca luz de Sol, de modo que están congelados (básicamente hielo de agua y de dióx-ido de carbono). Cada vez que un cometa se acerca al Sol,

sufre una devastadora erosión a causa de la radiación

solar. El material desprendido es entonces disperso a lo

largo de la órbita del cometa y poco a poco la trayectoria

se va “ensuciando” con este material. El polvo cometario no está suspendido, y también orbita al

Pablo Lonnie Pacheco Railey

visible, que sirve de “molde” gravitacional de las

galaxias, es a lo que se denominó materia oscura.

Métodos más recientes, basados en la deflexión que sufre la luz por la gravedad producida por con-centraciones de masa (lente gravitatoria, otra de las predicciones de la teoría General de la Relatividad), muestran que las galaxias en efecto están embebidas en gigantescas concentraciones de materia oscura lla-madas halos. Aquello que brilla es literalmente sólo la

punta del ice-berg.

GALAXIAS:

SU ORIGEN

La materia oscura se re-quiere tam-bién para explicar el origen de las galaxias. Sa-bemos que el Universo tem-prano era una sopa caliente de partículas elementales y radiación e n e r g é t i c a , distribuidas de manera casi perfecta-mente uni-forme. Varios grupos de investi-gación en el mundo, incluyendo el nuestro en la

Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), hemos desarrollado los modelos físicos que permiten entender cómo las complejas galaxias y superestruc-turas del Universo actual pudieron formarse y evolu-cionar a partir de esa “sopa” primigenia y cuasi-uni-forme. Un ingrediente clave en estos escenarios es justamente la materia oscura.

Es fácil mostrar que, en las épocas del Universo caliente, la presión de la radiación literalmente “plan-cha” a los tenues grumos de materia ordinaria de es-calas galácticas; el resultado de este proceso es que nos quedamos sin semillas para formar galaxias. Pero si la materia oscura exótica domina, entonces los gru-mos constituidos por esta materia no sufren de ese proceso de planchado, pues ella no interactúa con la radiación. Estos tenues grumos, que al principio se están expandiendo con el Universo, al ser regiones ligeramente más densas que el promedio, se van con-centrando más y más por la gravedad, hasta que se separan de la expansión universal y colapsan en

brillando en ellas cientos de millones de estrellas, se veían apenas como manchas difusas en los telescopios.

Establecida la naturaleza de las galaxias, el mismo as-trónomo que las descubrió, Edwin Hubble, logró medir el movimiento de algunas de ellas; y resultó que casi todas estaban alejándose unas de otras, cual uvas pasa en un pan de Navidad que se expande. La interpretación de es-

tos resultados culminó en otra gran sorpresa: el espa-

cio cósmico en las grandes escalas está en expansión,

justo como lo planteaba

la Teoría General de la

Relatividad de Albert

Einstein. Es curioso notar que

cuando Einstein aplicó su teoría a un sistema físico llamado Universo –¡vaya atrevimiento in-telectual!- él mismo no quiso creer que el Uni-verso podría estar en un proceso constante de cambio; por eso, para mantenerlo esta-cionario, introdujo en sus ecuaciones un té-rmino matemático (la constante cosmológica) que compensaba a la atracción gravitacional; es decir, era repelente. Lu-ego se arrepintió de esto y se convenció de que el Universo no tenía por qué ser estacionario, tal como lo demostraron después las observacio-nes de Hubble.

Así, de un mundo re-ducido a la Vía Láctea y estacionario, pasamos en pocos años a conocer un Universo de millones de galaxias y en proceso de expansión, de constante evolución.

MÁS SORPRESAS

La información que los telescopios capturan del cielo se basa en la radiación electromagnética (luz) producida o remitida por objetos cósmicos y el medio entre ellos. Es-tudiando el cosmos con poderosos telescopios en todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, los astrónomos pensaban que ya lo co-nocían todo. Pero no, llegaron las evidencias de la materia oscura. En realidad ella no se puede detectar con los telescopios pues no genera ni absorbe luz. Entonces ¿por qué se habla de ella? Es que su gravedad la delata.

Estudiando el movimiento a gran escala de las estrellas y el gas en las galaxias, o de las mismas galaxias en sus agrupaciones, se llegó a la conclusión de que estos mo-

vimientos requieren, para su explicación, ¡diez o veinte

veces más masa que la observada! Esa masa faltante in-

Figura 1. La extraña composición del Universo actual según inferencias astronómicas.

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viscosidad que acelera al plasma del cometa hacia la cola, de manera similar a como el viento arrastra a las corrientes en las capas superficiales del océano.

Recientemente, con la colaboración del doctor Pérez-de-Tejada, el autor de este trabajo ha encabezado la formación de un grupo de investigación sobre estos temas en el Instituto de Astronomía de la UNAM, en Ensenada. Con la colaboración del doctor Héctor Aceves, nuestro grupo lleva a cabo simulaciones numéricas de la formación y evolución de la cola de plasma. Con base en estos estudios, hemos encontrado que la hipótesis viscosa explica de manera natural el desprendimiento de la cola de plasma que se observa en muchos cometas. Además, con el doctor Roberto Vázquez, participante en la campaña de obser-vaciones que se organizó en torno al encuentro de la sonda Deep Impact con el cometa Tempel 1, en los próximos meses estaremos realizando observaciones del movimiento del gas en la cola de plasma de los cometas desde el Observato-rio Astronómico Nacional en la sierra de San Pedro Mártir.

Secuencia de imágenes del cometa Encke, que muestran el desprendimiento de la cola. El circulo rojo señala la coma del cometa, y la línea roja identifica su cola.

Observatorio de San Pedro Mártir.

esferoides autogravitantes, los halos oscuros. Éstos son los moldes que luego capturan gravitacionalmente al gas de materia ordinaria; éste cae al centro de los halos, y ahí se forman las galaxias, cuando el gas comienza a transformarse en estrellas (Figura 2).

La otra componente enigmática del cosmos es la energía oscura, de natura-

leza diferente a la materia. Sus efectos parecen no haber cobrado importancia

sino hasta que el Universo tuvo más de la mitad de su edad actual, que es de 13

mil 700 millones de años. Observando explosiones muy brillantes de estrellas, cual faros cósmicos, recientemente ha sido posible explorar cómo se expandía el Universo en el pasado. Sorpresivamente, se encontró que, a partir de un poco más de la mitad de la edad actual, la expansión empezó a acelerarse en vez de frenarse (ver Figura 2). Si sólo hubiera materia (ordinaria y oscura), ésta, con su gravedad, tendría que estar siempre frenando la expansión. El que la expansión comience a acelerarse a partir de cierto momento, significa que empezó a domi-nar en el Universo un medio repelente (Figura 3). A ese medio se le bautizó con el nombre genérico de energía oscura, y todo apunta a que en el Universo presente constituye cerca del 75 por ciento de la densi-dad de todo lo que hay.

¿QUÉ SON LA MA-

TERIA Y ENERGÍA

OSCURAS?

Como vimos, las evidencias astronó-micas revelan la existencia de la materia oscura, y el paradigma ac-tual de formación de galaxias tiene como ingrediente principal a un tipo concreto de mate-ria oscura, la así lla-mada fría. Los físi-cos de partículas elementales, en sus teorías de super-simetría, desarro-lladas para explicar la esencia misma de la materia, predicen varias partículas exóticas que podrían ser la materia oscura fría. Una de las partículas supersimétricas más aceptadas es el neutralino.

De existir el neutralino, miles de ellos nos estarían atravesando cada se-gundo sin que nos percatemos en lo absoluto. Y, claro, son partículas que no interactúan electromagnéticamente; por lo tanto, no interactúan con los átomos. En realidad, casi el 100 por ciento del volumen de los átomos y las moléculas

está constituido por campos electromagnéticos; los núcleos y los electrones

ocupan un volumen infinitesimal. La materia oscura exótica se hace sentir sólo a escalas astronómicas, donde grandes cantidades de la misma se acumulan y producen gravedad que afecta el movimiento de la materia ordinaria o desvía la trayectoria de la luz, como ya se explicó arriba.

En realidad, existe cierta posibilidad de detectar neutralinos en el laborato-

rio, y sería cuando sufren un choque frontal con el núcleo de algún átomo, algo poco probable, pues los átomos son casi huecos, como ya se dijo. Como analogía, si el núcleo tuviera el diámetro equivalente a la torre Eifel, los elec-trones serían diminutas esferas girando en órbitas sobre la superficie de la Tierra; el resto del volumen estaría po-blado por campos electromagnéticos. Los científicos son gente obstinada. Actualmente existen

más de una docena de complicados experimentos bajo

tierra, con el propósito de capturar a los esquivos

neutralinos. Algunos de estos experimentos constan de enormes cisternas de líquidos pesados, rodeados de miles de detectores que, cual paparazzi, están a la espera de “fotografiar” una débil transición electrónica que sufriría un átomo entre cuatrillones, debido a un ligero rebote de

su núcleo por el choque frontal con algún neutralino.

En próximos meses podría ser que también se descubran eviden-cias indirectas de partículas oscuras en el instrumento más grande jamás construido por el ser humano: un acelerador de partículas de 27 kilómetros de diá-metro, ubicado en la frontera franco-suiza: el LHC (por sus siglas en inglés de Large Hadron Collider). En este acelerador se po-drán también pro-bar las teorías su-persimétricas; de demostrarse que son correctas, en-tonces sería tam-bién un aliciente para pensar que los

neutralinos sí existen.

PARTÍCULAS EXÓTICAS

Si no se detectan los neutralinos, hay otras partícu-las elementales candidatas, aunque menos probables. Los cosmólogos buscamos también demarcar mejor las propiedades de las hipotéticas partículas exóticas. Mo-delos de formación de galaxias desarrollados por nuestro grupo en la UNAM, muestran que las propiedades de es-tos gigantescos sistemas dependen del tipo de partícula que se use como materia oscura; ¡qué mejor ejemplo de lo que es la íntima conexión entre el micro y el macromundo! Nuestro grupo ha mostrado que la materia oscura tibia po-

Figura 2. Un Universo en constante transformación, desde la época inflacionaria producida por el vacío cuántico hasta el Universo de galaxias en expansión acelerada. La materia y energía oscuras son componentes claves y dominantes necesarios para explicar diversas etapas evolutivas del Universo como se aprecia en este esquema.

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Fotografía del núcleo del cometa Halley tomada por la sonda espacial Giotto en su encuentro de 1986.

Cuando un cometa se acerca al Sol, a un poco más allá de la órbita de Marte, el calentamiento por la luz del Sol hace que el hielo de agua y los gases congelados en su in-terior se evaporen, saliendo eyectados del núcleo y lleván-dose con ellos una gran cantidad de polvo. Los chorros de gas y polvo liberados dan lugar a la formación de una tenue atmósfera alrededor del núcleo, que brilla profusa-mente reflejando la luz del Sol. Se le conoce como la coma del cometa. Si bien el núcleo es una roca de menos de 50 kilómetros de diámetro, la coma puede llegar a medir más de un millón de kilómetros. ¡Más grande que Sol!

Fotografía del cometa Hale-Bopp, en su aparición de 1997.

Como su nombre lo indica, la cola iónica está hecha principalmente de iones, partículas cargadas eléctrica-mente, que en este caso son moléculas eyectadas del nú-cleo, de las cuales se ha desprendido un electrón por efec-to de la luz ultravioleta proveniente del Sol. Cuando un gas se compone principalmente de iones, se le denomina un plasma, y adquiere propiedades físicas diferentes a las de un gas de partículas neutras, como sería el aire que respiramos. El color azul de la cola de plasma, se debe a la abundancia de iones de monóxido de carbono (CO+) que “reflejan” la luz del Sol muy eficientemente en este color. La cola de plasma generalmente muestra una estructura heterogénea, con múltiples nudos y filamentos que varían en posición y tamaño todo el tiempo, lo que hace de su estudio un reto formidable.

VIENTO SOLAR

En el caso de los cometas, el plasma que se forma alre-dedor de la coma, principalmente moléculas de agua y de monóxido de carbono que han perdido un electrón, in- te-racciona con el viento solar y es arrastrado hacia la cola. El viento solar es un gas de partículas cargadas, un plas-

ma, que continuamente es eyectado del Sol y alcanza

grandes velocidades, del orden de 500 kilómetros por

segundo, al llegar a la Tierra. Al chocar con el plasma de un cometa, el viento solar lo arrastra hacia atrás del come-ta formando la cola de manera similar a como se forma la estela de un barco cuando se mueve en el agua. Además de la cola, se forman muchas otras estructuras en el plasma alrededor del cometa, que aunque no alcanzan a verse en imágenes tomadas desde la Tierra, se han detectado por varias de las sondas espaciales que han tenido encuentros cercanos con cometas. El estudio de estas mediciones in situ, ha sido fundamental para entender la formación y evolución de las colas cometarias.

Una de las propiedades de los plasmas es que su mo-vimiento se encuentra fuertemente acoplado al de los cam-pos magnéticos que lo atraviesan; se dice que el campo magnético y el plasma están “congelados” uno en el otro. Es por ello que el viento solar, al ser eyectado, arrastra consigo al campo magnético del Sol. Dicho campo, al que se conoce como Campo Magnético Interplanetario, es un ingrediente importante en la interacción entre el viento solar y el plasma en los cometas. Aunque es todavía un asunto sin resolver, la mayoría de los investigadores en el campo consideran que el campo magnético es el respon-sable de la formación de la cola de plasma.

Fotografía del cometa Hyakutake, en su aparición de 1996, en que muestra la

estructura detallada de la cola de plasma.

CONTRIBUCIÓN MEXICANA

Entre las principales contribuciones de científicos mexicanos al estudio de los cometas en los últimos años, se encuentra el trabajo del doctor Héctor Pérez-de-Tejada, del Instituto de Geofísica de la UNAM, quien ha propuesto que la formación y evolución de la cola de plasma se debe a que la turbulencia en el plasma de los cometas, detectadas por múltiples son-das espaciales, da lugar a una especie de

dría funcionar también para formar galaxias, e incluso ser una mejor alternativa que la fría. Partículas elementales predichas que podrían ser materia oscura tibia son los así llamados neutrinos estériles.

Aunque todavía no descubiertas, desde un punto de vista teórico son muy sólidas las propuestas de partícu-

las elementales que podrían ser la materia oscura fría o

incluso tibia. La situación con relación a qué es la energía

oscura, en cambio, es más sombría por el momento.

Remontándonos a los anales históricos, fue el mismo Einstein quien introdujo el concepto de un término re-pelente en el Universo, esa constante cosmológica men-cionada más ar-riba, y que él usó para obtener un universo estaciona-rio. Sin embargo, matemáticamente, este término es in-estable en sus ecu-aciones de campo, y termina no produci-endo el efecto para el que fue introdu-cido. Pero, además, la idea de un Uni-verso estacionario no se confirmó con las observaciones. Einstein declaró que la constante cosmológica fue el peor error de su vida. Durante déca-das no se tomó en serio la posibilidad de un medio capaz de producir ace- leración en la expan-sión, al contrario de la materia, que, con su gravedad, tiende a fre-nar la expansión. Sin embargo, en la última

década, la medición

de distancias a obje-

tos tan potentes, cuya luz proviene muy del pasado, ha

permitido reconstruir cómo han estado cambiando las

distancias en el Universo, y así concluir que la expan-

sión comenzó a acelerarse.

Varios métodos, en particular el que un grupo de as-trofísicos italianos y mi persona introdujimos, haciendo uso de las explosiones más potentes del cosmos (los es-tallidos de Rayos Gamma), muestran que la energía oscura se comporta como la constante cosmológica que inventó Einstein. La interpretación física de la misma es la del vacío cuántico, una propiedad del espacio. En ausencia de ma-teria, el espacio implica un constante hervir de partículas virtuales que, así como aparecen, luego desaparecen, de

acuerdo al principio de incertidumbre de Heissenberg. Este medio es repelente, y es el que se invoca en la teoría inflacionaria para explicar el estado primigenio del Universo, cuando se infló desenfrenadamente.

La idea predominante era que, muy temprano, el vacío se transformó por completo en partículas y campos en el Universo, de tal manera que la gravedad producida por estas componentes frenaba la expansión. Si por alguna razón hubiera quedado una ínfima cantidad de vacío, por mucho tiempo su acción dinámica es despreciable con relación a la acción de la radiación y luego de la materia. Sin embargo, con la expansión, la densidad de estos componentes de-crece, mientras que la del vacío permanece constante.

Por eso, llega un momento en que la densidad del vacío supera a la de

la materia y radiación y pasa a ser el componente dominante, ejerciendo

su propiedad repelente. Lo que no queda claro es por cuál razón tuvo que quedar ese ínfimo re-manente de vacío que, justo en tiempos cercanos al nuestro, vuelve a ser importante.

Ante estas dudas, se han propuesto muchas otras alterna-tivas a la energía oscura, algunas de las cuales generalizan el con-cepto de la constante cosmológi-ca a componentes repelentes con ecuaciones de estados diferentes al de la constante cosmológica y/o que no son constantes; es decir, cambian su densidad de energía con la expansión, ami-norando así el problema de la constante cosmológica. Para sa-ber si son correctas estas gener-alizaciones, como los modelos de quintaesencia o de campos escalares, así como modelos al-ternativos muy diferentes, se re-quiere de determinaciones más precisas y más hacia el pasado de la historia de expansión del universo. Esto se podrá lograr con ambiciosos programas ob-servacionales en telescopios en construcción, tanto en Tierra como en el espacio.

EN EL UMBRAL DE UNA

REVOLUCIÓN CIENTÍFICA

No se descarta que las evidencias de materia y energía oscuras estén más bien apuntando a que nuestras leyes de la física requieren de una revisión general. También es posible que estos fenómenos sean más bien manifestación de la

existencia de más de tres dimensiones espaciales, siendo la gravedad la única

interacción que se propaga en todas las dimensiones.

Las observaciones y experimentos planteados serán claves para encontrar el camino que nos permita resolver los misterios de la materia y energía oscuras. Una revolución científica se avecina. No en vano se han clasificado los problemas de la materia y energía oscuras entre los diez más importantes de la ciencia del nuevo siglo. Nuestro grupo en la UNAM está también detrás de las pistas de es-

Figura 3. La expansión del Universo estuvo por mucho tiempo frenándose por la acción gravitacional de la materia. Las evidencias observacionales muestran que recientemente, en la historia cósmica, este comportamiento cambió, y la expansión empezó a acelerarse. Para explicar tal comportamiento, se invoca la existencia de un medio repulsivo que actúa como un resorte para el espacio. Dicho medio, genéricamente denominado como energía oscura, tuvo que ser muy débil con relación a la materia y radiación. Con la expansión del Universo, estos últimos componentes decrecen en su densidad; la idea es que la energía oscura se mantiene constante o decrece pero poco, de tal manera que llega una época en que la densidad de la energía oscura supera a la de la materia, actuando entonces con todo su poder repulsivo sobre el espacio.

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IDEAS MODERNAS

Con el desarrollo de la física y de las técnicas astronómicas observacionales, desde inicios del siglo XX se han venido desarrollando nuestras ideas sobre el origen y evolución de los cometas. En 1986, una flotilla de sondas espaciales visitaron los cometas Halley y Giacobinni-Zinner. En los últimos años, ha sido el turno de las misiones espaciales STARDUST y DEEP IMPACT que visitaron los cometas Wild 2 y Tempel 1 respectivamente. Los resultados de estas misiones han incrementado significativamente nuestro entendimiento de la estructura de los cometas y sus colas. Por su nivel de detalle y profundidad, las mediciones in situ nos plantean nuevas y más complejas interrogantes que motivan el trabajo de nuestro grupo de investigación y de muchos otros en todo el planeta.

A continuación describo, grosso modo, algo de lo que sabemos sobre el ori-gen y constitución de los cometas, pero antes debemos advertir al lector sobre el carácter temporal de estas ideas. Como todo conocimiento científico, éstas se encuentran en constante evolución; se adecuan o refutan con la aparición de nuevas observaciones y teorías, y se pueden encontrar argumentos contra mucho de lo que diremos más adelante. Presentaremos sólo las ideas predomi-nantes y, en algunos casos, ideas que a juicio del autor parecen importantes. So-bra mencionar también que esto es sólo una pequeña muestra de lo que hemos aprendido, y que queda todavía mucho por aprender.

Representación artística (izquierda) del encuentro de Deep Impact con el cometa Tempel 1. Imagen del núcleo a la derecha.

CARACTERÍSTICAS

Cuando se encuentra lejos del Sol, a varias Unidades As-tronómicas (1 UA es la distancia promedio del Sol a la Tie-rra) el núcleo de un cometa se presenta como un cuerpo sólido. El tamaño de los núcleos cometarios típicamente es de unos cuantos kilómetros, su diámetro puede medir desde cientos de metros hasta decenas de kilómetros. Su forma es irregular, ya que, a diferencia de los planetas, los cometas no tienen suficiente masa para que la fuerza de gravedad les dé una forma esférica. Se componen princi-palmente de hielo de agua, roca y, en menor proporción, de gases congelados de dióxido y monóxido de carbono, metano y amonia.

En algunos cometas también se han detectado una gran variedad de compuestos orgánicos, como son: meta-nol, formaldeido, etanol y quizá, aún está por confirmarse, aminoácidos y otras moléculas orgánicas complejas. Hasta hace muy poco, se creía que el núcleo era una gran bola de hielo de agua con un poco de roca; sin embargo, entre los hallazgos más interesantes de las recientes misiones espaciales, se ha encontrado que la superficie de algunos cometas es caliente, rocosa y muy oscura, y que el hielo de agua podría encontrarse sólo en el interior.

Representación artística de la colección de

planetesimales que habitan el cinturón de Kuiper.

LOS PLANETESIMALES

Se cree que los núcleos cometarios se formaron de la mis-ma manera en que comenzó la formación de los planetas del Sistema Solar, en un disco protoplanetario, donde la aglutinación de granos microscópicos de hielo y polvo llevó a la formación de cuerpos llamados planetesimales, muy parecidos a los cometas y asteroides.

Posteriormente, los planetesimales formaron agrega-dos cada vez más grandes, hasta formar los planetas ro-cosos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los núcleos de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Una gran cantidad de planetesimales nunca llegaron a in-tegrarse en cuerpos más grandes, y aquéllos que se en-contraban en el espacio que ahora habitan los planetas, fueron eyectados a grandes distancias del Sol por la acción gravitacional de los planetas gigantes.

De esta manera se formaron los grandes depósitos de cometas: el cinturón de Kuiper, un grueso anillo de plane-tesimales que se extiende desde poco más allá de la órbita de Neptuno hasta cientos de Unidades Astronómicas, y la nube de Oort, una distribución esférica de planetesimales situada a decenas de miles de UA del Sol. Los denomina-dos cometas de periodo corto (que dan la vuelta al Sol en menos de unos 200 años) se originan en la vecindad del cinturón de Kuiper. Los cometas de periodo largo, cuyas órbitas son mucho más elongadas y pueden tomarse hasta millones de años en completar una vuelta alrededor del Sol, provienen de la nube de Oort. Un habitante de dichas po-blaciones de planetesimales se convierte en cometa cuan-do su órbita es perturbada por el encuentro cercano con alguno de sus millones de vecinos, por la acción de algún planeta cercano (en el caso del cinturon de Kuiper), o in-cluso por el efecto de las estrellas en la vecindad solar (en el caso de la nube de Oort). En cualquier caso, al haber

permanecido “congelados” por miles de millones de años en las afueras del sistema solar, los co-metas se conservan en condiciones relativamente inalteradas desde su formación. Es por ello que se cree que encierran la clave para conocer en detalle las condiciones que im-peraban en los primeros días del sistema solar.

EXTENSIÓN DE NUESTROS SENTIDOS

Hace 400 años, Galileo escudriñó por vez primera el cielo con un telescopio, y descubrió montañas en la Luna, las lunas gigantes de Júpiter y las fases de

Venus. Aun cuando su telescopio era pequeño y de poco alcance, Galileo pudo percibir lo que sus ojos no podían ver. Al explorar la Vía Láctea, observó miríadas de estrellas demasiado débiles para ser vistas por el simple ojo hu-mano. Con el paso del tiempo, los telescopios han crecido en tamaño y en sofisticación, extendiendo continuamente nuestra capacidad de observar el Universo, hasta permitir-nos ver el cielo con radiaciones invisibles al ojo humano.

En el siglo XVII, Newton mostró que la luz blanca es la superposición de luz de ciertos colores básicos. Éstos son los colores que vemos en un arco iris, cuando diminutas gotas de agua separan la luz solar en sus componentes básicos: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul y violeta. En 1800, Herschel descubrió la luz infrarroja y, un año después, Ritter demostró la existencia de la luz ultravio-

leta, a la que denominó originalmente rayos químicos, al

notar que esta radiación invisible acelera las reacciones

químicas. En 1865, Maxwell estableció las ecuaciones de la electrodinámica, demostrando que la luz es un tipo de onda electromagnética. En el último tercio del siglo XIX, se descubrieron las demás clases de ondas o radiaciones de tipo electromagnético: las ondas de radio, los rayos X y los rayos gamma.

El final del arco iris

Astronomía de rayos gamma

Doctor Alberto Carramiñana

AlonsoInvestigador y

coordinador de Astrofísica /

Instituto Nacional de Astrofísica,

Óptica y Electrónica

de Tonantzintla, Puebla

Miembro del Sistema Nacional

de Investigadores y de la Academia


Responsable por México

del Observatorio de rayos gamma

HAWC [email protected]

LOS RAYOS GAMMA

En 1896, Henri Becquerel descubrió que el uranio emite un tipo de radiación invisible, pero con efecto notorio en pla-cas fotográficas, fenómeno que denominó radioactividad. Al poco tiempo, se mostró que la radioactividad consiste en tres tipos de radiaciones: alfa (), beta () y gamma (). Mientras que los rayos y resultaron ser partículas con masa y carga, los rayos son un tipo de radiación elec-

tromagnética altamente energética y capaz de atravesar

paredes de concreto con facilidad. Se requieren capas

de plomo de decenas de centímetros de grosor para

proveer un blindaje efectivo contra ellos. Afortunada-mente, la atmósfera terrestre evita que las partículas de alta energía provenientes del espacio exterior, los rayos cósmicos, lleguen hasta la Tierra.

Los diferentes tipos de radiación electromagnética, medida comúnmente en electrón-voltios (eV), pueden dis-tinguirse por la energía de los fotones asociados. En esta escala, los fotones de luz visible tienen energías entre 2 eV (luz roja) y 3 eV (luz azul). Los fotones ultravioleta tienen energías mayores, por lo que pueden producir quemadu-ras en la piel. El ultravioleta extremo alcanza varios cente-nares de eV, la frontera con los rayos X, los cuales a su vez tienen energías que van hasta los cientos de miles de eV. Por ser capaces de traspasar tejido humano, los rayos X son empleados para radiografías médicas. Los núcleos de átomos radiactivos emiten rayos de varios cientos

Alberto Carramiñana Alonso

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Códice Florentino















ton (rayos gamma).





fuentes de EGRET.










Energía Símbolo

Banda del espectro



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Códice Florentino















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fuentes de EGRET.










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unam.mx

Mauricio Reyes Ruiz









COMETAS DE AYER



LA LUZ CHERENKOV
















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unam.mx

Mauricio Reyes Ruiz









COMETAS DE AYER



LA LUZ CHERENKOV
















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(O2) y el ozono (O3) que hay en la atmósfera. La compara-

ción de estos tres planetas nos muestra la diferencia

entre dos mundos sin vida y un mundo habitable. El

bióxido de carbono indica que los tres mundos poseen

atmósfera, pero sólo uno posee agua. Así es como identi-ficamos que la Tierra es un mundo habitable.

La segunda parte es determinar si ese planeta está habitado.

Resulta que nuestro planeta no siempre tuvo oxígeno en su atmósfera. Después de su formación, la atmósfera terrestre estaba compuesta por bióxido de carbono y ni-trógeno, al igual que las atmósferas de Venus y Marte. Pero en la Tierra surgió la vida y, en particular, unos seres microscópicos llamados cianobacterias. Las cianobacte-rias obtienen su energía de la luz solar, respiran CO

2 y desechan oxígeno. Nuestra atmósfera está compuesta por un 21 por ciento de oxígeno en la actualidad, debido a es-tos seres microscópicos llamados cianobacterias.

Si el oxígeno y su derivado, el ozono, pueden ser de-

tectados con un telescopio, estamos hablando de la po-

sibilidad de detectar la presencia de vida microscópica

¡con un telescopio! En general, quienes nos dedicamos al estudio de las llamadas bioseñales, estamos buscando compuestos que sean el producto de la actividad biológica y que no puedan ser generados por ningún otro proceso, ya sea químico o geológico.

TELESCOPIOS A LA BÚSQUEDA

Hasta la fecha (marzo de 2009) hemos encontrado más de 340 planetas que giran alrededor de otras estrellas. La mayoría de ellos son planetas gigantes, similares a Júpi-ter que, por diversas razones, no podrían permitir la or-ganización de estructuras complejas y, por lo tanto, no

son adecuados para el surgimiento y evolución de la vida. Las limitaciones tecnológicas nos han impedido detectar mundos más pequeños y por consecuencia potencial-mente habitables, pero una nueva serie de instrumentos están a punto de abrirnos nuevas fronteras en cuanto a la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas. El

pasado 6 de marzo fue puesto en órbita un telescopio

llamado Kepler. Este instrumento analizará la luz de más

de cien mil estrellas cercanas al Sol, para determinar si

existen planetas alrededor de ellas. Con estas observaciones, se realizará el primer censo

de planetas con tamaños que van desde planetas peque-ños, como la Tierra, hasta gigantes, como Júpiter, alre-dedor de estrellas cercanas. Podremos saber la distancia entre estos planetas y su estrella, así como el radio y masa de los planetas. A partir de estos datos, podremos elegir qué planetas podrían albergar vida, ya que se encuentran en la zona habitable de su estrella y poseen una masa igual o menor a 10 veces la de nuestro planeta.

El siguiente paso en la búsqueda de planetas ha-

bitables será realizado por dos misiones: el Buscador de

Planetas Terrestres de la NASA, y Darwin, de la Agencia

Espacial Europea. Estos instrumentos serán los primeros capaces de obtener espectros de planetas potencialmente habitables. A partir de ellos se espera que podamos identi-ficar mundos habitables y, con suerte, vida extraterrestre. Para construir esta nueva generación de telescopios se re-quiere comprender mejor cómo se originan los planetas, cómo interactúa la vida con su medio planetario y qué compuestos pueden indicarnos la presencia de vida.

Polvo o desperdicio de estrellas, ¡qué importa!, si fi-

nalmente podemos descubrir que no estamos solos en la

inmensidad del universo.

dios astronómicos. Fue posible también entender las dos limitaciones principales del detector: las dimensiones limi-tadas de la alberca no permitían un muestreo adecuado de todas las partículas de la cascada; y su altitud, de dos mil 600 me-tros sobre el nivel del mar, quedaba muy por debajo de los seis mil metros de altura donde las cascadas de fotones de unos TeV alcanzan su máximo desarrollo y comienzan a atenuarse. Los logros y límites de Milagro dieron lugar a la idea de un observatorio de mayores di-mensiones situado a una mayor altitud: el observatorio HAWC.

EL OBSERVATORIO HAWC

El proyecto HAWC, por High Altitude Water Cherenkov, busca la construcción de un observatorio de rayos gam-ma de tipo Cherenkov de agua, situado a cuatro mil cien metros de altura. HAWC está conceptualizado como un

detector de 150 por 150 metros de lado, formado por 900 tanques de agua de cinco metros de diámetro y 4.6 metros de altura, instrumentados con uno o tres tubos fotosen-sores por tanque. HAWC es una propuesta del grupo es-tadounidense que operó el observatorio Milagro.

Tras estudiar posibles sitios en Bolivia, China y Méxi-co, y ponerse en contacto con potenciales colaboradores en los respectivos países, la colaboración Milagro optó

por instalar HAWC en el volcán Sierra Negra, un kiló-

metro al Norte del Gran Telescopio Milimétrico. HAWC

es ahora una colaboración entre más de veinte institu-

ciones y ochenta científicos de México y Estados Uni-

dos. La construcción está por iniciar, y si la colaboración tiene éxito en su empresa, en el año 2012 HAWC será un observatorio quince veces más poderoso de lo que fue su antecesor, Milagro.

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1 No existe, de manera literal, “una molécula de aire”; el término se refiere básicamente a una molécula de nitrógeno u oxígeno.

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VIDA DE OTRO MUNDO




















INTRODUCCIÓN























Doctor Luis

Felipe Rodríguez

Jorge





[email protected]


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VIDA DE OTRO MUNDO




















INTRODUCCIÓN























Doctor Luis

Felipe Rodríguez

Jorge





[email protected]


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este proceso también se generó helio, que es conocido como helio primordial, para distinguirlo del que se formó después en el interior de las estrellas. El resto de los ele-mentos que forman planetas y seres vivos se generaron después, dentro de las estrellas; en un proceso llamado fusión.

Los átomos bajo condiciones extremas de presión y

temperatura pueden unirse para formar nuevos elemen-

tos. La fusión libera energía que es la que hace brillar

a las estrellas. Al principio todas las estrellas fusionan átomos de hidrógeno, formando átomos de helio. Este proceso consume el hidrógeno en el núcleo de la estrella, y eventualmente ya no es posible obtener energía de la fusión de hidrógeno.

Esto genera grandes cambios en la estrella, hasta que su núcleo adquiere la temperatura y presión necesarias para fusionar helio y generar átomos de berilio; de nuevo, el helio comienza a agotarse y es el berilio el que forma carbono y oxígeno. Este proceso continúa hasta que se forman átomos de hierro. La fusión del hierro no genera energía, sino que la absorbe, colapsando a la estrella y llevándola al final de su evolución.

Dependiendo de la masa de la estrella, ésta puede ex-plotar como supernova o simplemente liberar sus capas exteriores hacia el espacio. En las explosiones de super-nova se generan elementos más pesados que el hierro. Sea cual sea el tamaño de la estrella, los elementos que se co-cinan en su interior acaban siendo expulsados al espacio y acumulándose en enormes nubes, de las que se formarán nuevas estrellas.

CONSTRUYENDO LA CASA

El disco que se genera alrededor de una estrella en for-mación se llama disco circunestelar o disco protoplaneta-rio, y está formado por polvo y gas expulsados por estre--llas moribundas. El disco se transforma con el tiempo; el polvo se acumula en trozos cada vez más grandes; cerca de la estrella, el gas del disco se evapora una vez que el astro comienza a brillar, y en estas regiones crecen cuer-pos rocosos y pequeños. Más lejos de la estrella, donde los gases no se han evaporado por el calor de la estrella, se pueden condensar cuerpos enormes con núcleos rocosos pequeños y grandes atmósferas.

Así se forman los planetas, pero el disco no se agota por completo; de él quedan remanentes (polvo, rocas y hielos) que son los materiales más antiguos del sistema y que incluso pueden preservar material de la nube original de la que se formaron el disco y la estrella. En nuestro Sistema Solar a estos remanentes los conocemos como polvo interplanetario, cometas y asteroides.

Los planetas son el mejor lugar para la que vida surja, pues en ellos pueden darse las condiciones físicas y quími-cas para que la materia genere estructuras complejas que eventualmente se conviertan en organismos vivos. Claro que no todos los planetas tienen las condiciones para al-bergar vida. Uno de los problemas de hoy en día es de-

terminar qué hace habitable a un planeta y qué tan pro-

bable es que se formen estos planetas habitables.

EL LUGAR IDEAL

Nuestro planeta es, hasta el día de hoy, el único mundo habitable que conocemos. La vida en la Tierra, a pesar de su aparente variedad, está basada en unas cuantas moléculas que conforman todos los organismos vivos. Así pues, la vida en la Tierra constituye, toda ella, un ejem-

plo único basado en el carbono y el agua líquida. Si bien en el aspecto biológico estamos solos, al menos contamos con otros ejemplos de planetas relativamente cercanos a nosotros. La comparación de la Tierra con otros cuerpos del sistema solar nos permite dilucidar las características que hacen de nuestro mundo un lugar habitable.

Todo comenzó con la formación de nuestro planeta,

justo dentro de la llamada zona habitable, un anillo al-

rededor del Sol donde un planeta con atmósfera puede

tener agua líquida en la superficie. Como dijimos antes, los gases del disco original del que se forman los planetas se evaporan cerca de la estrella; así que, en un principio, la Tierra era una esfera de material fundido, sin una atmós-fera a su alrededor.

Los gases de la atmósfera y el agua se obtuvieron después, una vez que la corteza del planeta se enfrió, y provinieron en su mayor parte de emanaciones volcáni-cas; el resto fue traído por cometas y asteroides. La com-posición original del disco, así como la posición de los planetas que se van formando a partir de él, son esenciales para determinar las propiedades de los cuerpos rocosos que se formarán en la zona habitable de la estrella. Si el

cuerpo recibe suficiente energía de su estrella, tiene una

atmósfera y agua, entonces tendremos un planeta po-

tencialmente habitable.

Un mundo similar se formó alrededor de la estrella que conocemos como el Sol. Los elementos cocinados dentro de otras estrellas comenzaron a organizarse, y así comenzó la historia de la vida en la Tierra. Es probable que estos eventos puedan repetirse y dar origen a otros mundos habitables.

Los astrónomos nos han mostrado que las estrellas, desde las más grandes (100 veces más masivas que el Sol) hasta las más pequeñas (100 veces menos masivas que el Sol), pueden tener discos circunestelares y, por lo tanto, formar planetas.

¿DÓNDE ESTÁN LOS PLANETAS HABITABLES?

Si hay cien mil millones de estrellas en nuestra galaxia, eso significa que tenemos muchos lugares donde buscar mun-dos habitables. Pero, antes de lanzarnos a buscar estrella por estrella, la astronomía tiene otra lección que darnos. El proceso que antes describimos (por el cual una estrella obtiene energía) resulta mucho más rápido cuando la es-trella es muy masiva.

Esto significa que una estrella diez veces más masiva que el Sol, será estable durante unos diez millones de años antes de explotar como supernova. Aunque no sabemos qué tanto puede tardar la vida en originarse, la formación de un planeta requiere justamente unos diez millones de años, así que en una estrella como ésta los planetas apenas se estarían formando cuando la explosión supernova de las estrella los convertiría de nuevo en polvo.

que, más allá del intervalo visible al ojo humano, hab-ría fotones con “colores” invisibles para nosotros. Con el paso del tiempo, quedó claro que el espectro electromag-nético tenía fotones con longitudes de onda tanto may-ores como menores que los que detecta el ojo humano. En la Figura 2 mostramos una figura que resume las caracter-ísticas del espectro electromagnético y sus ventanas, que van del radio a los rayos gamma.

LA VENTANA DE RADIO

La región del espectro que corresponde a los fotones de mayor longitud de onda se conoce como la ventana de radio. De manera general, los astrónomos consideramos las ondas de radio como las que tienen longitud de onda mayor que 0.3 milímetros. A veces (como en la Figura 2) esta ventana se subdivide en de radio y de microondas. En un momento veremos que los astrónomos tenemos nuestra propia subdivisión de la ven-tana de radio.

Si los astros emiten luz, uno podría esperar que emi-tieran también fotones de mayores o menores longi-tudes de onda. La razón de esto queda ejemplificada en la Figura 2. En la parte in-ferior de esta figura vemos que, de acuerdo a la tempera-tura de un cuerpo, éste emite preferentemente en una de las ventanas del espectro electromagnético. Los cuer-pos que están a alrededor de diez mil grados Kelvin (como las estrellas) emiten prefer-entemente luz visible. Pero las cosas que están muy frías (como la radiación cósmica de fondo, que está a tan sólo 3 grados Kelvin), emiten prefer-entemente en ondas de radio.

Este esquema es válido sólo a primera aproximación, porque resulta que hay cuerpos muy calientes que tam-bién emiten ondas de radio y cuerpos muy fríos que pueden emitir rayos gamma, pero no abundaremos en esta faceta del problema.

ONDAS DE RADIO

DEL ESPACIO EXTERIOR

A principios de la década de 1930, el físico estadounidense Kart Jansky (1905-1950) detectó por primera vez ondas de radio provenientes del espacio exterior (ver Figura 3). Décadas después se entendió que la radiación que había detectado Jansky por vez primera es emitida por

Figura 1. En su libro Mecánica de la Astronomía Renovada, Tycho Brahe incluyó esta ilustración que muestra algunos de los instrumentos que él usaba para medir la posición de los astros en la bóveda celeste.

electrones que se mueven a velocidades muy altas y que, al ser curvadas sus trayectorias por los campos magnéticos en el espacio, emiten la llamada radiación sincrotrónica (bautizada así porque también la emiten los aceleradores terrestres de partículas llamados sin-crotrones).

La radioastronomía, al explorar una región del espectro electromagnético hasta entonces descono-cida, tuvo y sigue teniendo grandes aportaciones a la astronomía. Los radioastrónomos descubrieron los

pulsares, las radiogalaxias, la radiación cósmica de

fondo, y un gran número de moléculas en el espacio

interestelar, entre otras mu-

chas cosas.

PREMIO NOBEL

PARA RADIOASTRÓNOMOS

A través de los años, se ha otor-gado el Premio Nobel de Física a radioastrónomos en cuatro ocasiones. En 1974 lo recibi-eron Martin Ryle y Anthony Hewish, el primero por su im-plemen-tación de la técnica de síntesis de apertura (que con-siste en conectar muchos ra-diotelescopios chicos para que funcionen como uno grande), y el segundo por el descu-brimiento de los pulsares. El tema de los pulsares recibió un segundo Premio Nobel de Física cuando, en 1993, se le otorgó a Joseph Taylor y a Rus-sell Hulse por su descubrimien-to y estudio del llamado pulsar binario. Las órbitas de los com-ponentes de este pulsar binario muestran cambios que indican que el sistema está perdiendo energía mediante la emisión de ondas gravitacionales. En 1978, Robert Wilson y Arno Penzias recibieron el Premio por su descubrimiento de la

radiación cósmica de fondo, que nos trae información del Universo más remoto que podemos observar. De nuevo, este tema recibió un segundo Premio en 2006, cuando se le otorgó a John Mather y George Smoot, por su descubrimiento de que la radiación cósmica de fondo sigue de manera prácticamente perfecta la for-ma de una radiación de cuerpo negro y por los sutiles cambios de brillo que presenta entre un punto y otro del cielo.El establecimiento de la radioastronomía y los éxitos que ha tenido propiciaron que se comenzara a observar el Universo en todas las las ventanas del espectro electromagnético. La astronomía pasó de ser de una banda (la visible) a ser multifrecuencia. Pero el mensajero seguía siendo sólo uno: el fotón.

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“Somos polvo de estrellas” dice una frase, fre-cuentemente usada en conferencias y videos de divulgación. Yo creo que es más adecuado

decir que somos material reciclado de las estrellas. La frase no es tan poética, pero va más de acuerdo con es-tos tiempos “ecológicos”. Fuera de los juegos de palabras, ambas expresiones encierran detrás de ellas muchos años de investigación sobre los procesos que transforman a las estrellas a lo largo del tiempo, la formación de nuestro planeta y el surgimiento de la vida.

La ciencia, en particular la astronomía, nos ha mostra-do que no somos ni el centro del sistema solar, ni de la galaxia, ni del universo; sin embargo, nos ha develado una conexión que va desde las estrellas hasta nosotros, dándole al fenómeno de la “vida” una dimensión cósmica: para comprender cómo se originó la vida en la Tierra,

podemos empezar por la vida de las estrellas.

Polvo de estrellas

Doctora Antígona Segura Peralta

Instituto de Ciencias Nucleares

Universidad Nacional Autónoma

de México [email protected]

DÓNDE NACEN LAS ESTRELLAS

Se llaman nubes moleculares y están compuestas por gas y polvo expulsado por estrellas en sus últimas etapas de evolución. Grumos densos dentro de estas nubes se co-lapsan hasta formar estructuras en forma de disco que contienen en su centro el embrión de una estrella. Aquí su-ceden dos procesos, de los que depende el surgimiento de la vida: a medida que la presión y la temperatura aumen-tan dentro de la estrella, se dan reacciones que generan nue-vos elementos químicos, mientras que en el disco que rodea a la estrella se van acumulando el polvo y el gas, formando rocas cada vez mayores, que finalmente se convierten en planetas. Así se generan los elementos que constituyen a los seres vivos y los lugares donde habitan.

COCINANDO ELEMENTOS

Todos los átomos de hidrógeno que existen se formaron en los primeros minutos de vida de nuestro universo; en

Antígona Segura PeraltaFigura 2. El espectro electromagnético y sus características. Este diagrama es muy útil, porque resume muchas de las características del espectro electromagnético. En la parte superior se nos indica si la onda penetra o no la atmósfera terrestre. Sólo las ondas de radio, la luz visible y parte de las ondas infrarrojas lo hacen; las demás ondas tienen que ser estudiadas desde satélites, por encima de la atmósfera. Luego tenemos la longitud de onda y su comparación con objetos conocidos. En la parte inferior esta la frecuencia y la temperatura de un cuerpo para que emita más intensamente a la longitud de onda respectiva.

LA ASTRONOMÍA MULTIMENSAJEROComo habíamos dicho, por sus características, el fotón es un mensajero ideal, puesto que es rápido y viaja en línea recta. Pero el astrónomo tiene que buscar y asimilar tanta información como le sea posible para entender mejor qué ocurre en el espacio. Algunos cuerpos cósmicos producen, además de fotones, partículas cargadas como los protones y los electrones, formando lo que se conoce como los ra-yos cósmicos. Ya habíamos mencionado que una desventaja de las partículas cargadas es que los campos magnéticos en el espacio curvan sus trayectorias, haciendo muy difícil decir de dónde provienen. Pero conforme la velocidad de estas partículas cargadas se acerca más y más a la velocidad de la luz, la curvatura de la trayectoria es menor. Instrumentos como el telescopio Auger (Figura 4) estu-dian la llegada de los rayos cósmicos y pueden determinar

la posición del cuerpo que los emitió con una modesta precisión como de medio grado (el tamaño de la Luna en el cielo). Con este tipo de telescopios, los rayos cósmicos han pasado a ser un nuevo mensajero espacial, si bien con limitaciones. Los resultados preliminares del telescopio Auger sugieren que los rayos cósmicos más energéticos que se conocen se producen en galaxias relativamente cer-canas, que tienen actividad inusual en su núcleo.Otra partícula que se ha detectado proveniente de cuerpos cósmicos es el neutrino, el cual tiene masa, pero no carga eléctrica. O sea, que viaja por el espacio sin ser afectado por los campos magnéticos. Los neutrinos se han detecta-do provenientes del Sol y de una supernova que explotó

en la Nube Mayor de Magallanes en 1987. El problema con estas partículas es que son extremadamente difíciles de detectar, puesto que interaccionan muy débilmente con la materia (por esto se les llama partículas débilmente inter-actuantes), o sea con lo que pongamos en su camino para detenerlos y detectarlos. En la práctica, los detectores de neutrinos son gigantescos depósitos de agua u otro material que sólo detienen una fracción infinitesimal de los neutrinos que los atraviesan. El detector japonés Super-Kamiokande es un depósito con 50 mil toneladas de agua pura, que sólo detiene una frac-ción muy pequeña de los neutrinos incidentes. A través de nuestro cuerpo pasan miles de millones de neutrinos por segundo, pero sólo detendremos a uno o dos durante toda nuestra vida. Tenemos entonces en los neutrinos a un nuevo tipo de mensajero sideral, si bien es elusivo y sólo se ha detectado proveniente de muy pocos cuerpos.

Finalmente, aunque no se han detectado directamente, las ondas gravitacionales son un posible mensajero en la as-tronomía del futuro. Los premios Nobel de Física Taylor y Hulse lo recibieron, como ya mencionamos, porque de-mostraron que la órbita del pulsar binario perdía energía precisamente de acuerdo a lo que se espera si el sistema emite ondas gravitacionales. Esto se tomó como evidencia indirecta de que las ondas gravitacionales existen. Se han construido ya detectores de ondas gravitacionales, como el llamado sistema LIGO, pero la detección directa de las ondas gravitacionales aún no se ha logrado. Sin embargo, llegará el día en que se detecten y con el tiempo será po-sible hasta hacer imágenes con estas ondas también.

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GALAXIAS OSCURAS

Una posible explicación a esta disparidad es que las ga-laxias más pequeñas nunca formaron estrellas, y enton-ces constituyen galaxias oscuras. Surge una posibilidad interesante: el número de galaxias satélites alrededor de galaxias mayores, como la nuestra, puede depender de las propiedades de la partícula de materia oscura. En una serie de trabajos del grupo de cosmología la UNAM, en colabo-ración con Pedro Colín y Vladimir Avila-Reese, se encontró que si la materia oscura está compuesta por una partícula tibia, como por ejemplo una nueva especie de neutrino llamado estéril, esto podría explicar la baja abundancia de galaxias satélites en nuestra Galaxia. Independientemente de cuál será la explicación final, este tipo de estudios

permiten realizar investigaciones de fenomenología de

física de partículas, analizando las propiedades de las

galaxias. En otras palabras, unen al macro-cosmos con

el micro-cosmos.Una duda razonable es si los candidatos de materia

oscura se proponen simplemente para explicar los fenó-menos que no podemos explicar en el cosmos, o si hay alguna motivación independiente. Las teorías fundamen-tales de las fuerzas en la naturaleza como las super- cuerdas y la supersimetría, predicen muchas partículas; de hecho, más de 4000000, si consideramos diferentes tipos de teorías microscópicas de las fuerzas.

Algunas de estas partículas son candidatos a consti-

tuir la materia oscura, tales como el neutralino. Es im-

portante aclarar que la existencia de estas partículas es

necesaria en teorías como la Supersimetría, aun y cuando no existiera el problema de la materia oscura. El neutrali-no es la partícula más ligera estable en varias teorías de Supersimetría, y produce radiación gamma cuando choca con otro neutralino. Esto puede ocurrir preferentemente en el centro de las galaxias, y es una posible manera de de-tectar su existencia, así como la de las galaxias oscuras.

Algunos candidatos de partículas de materia oscura, como las llamadas partículas ligeras de Kaluza Klein (LKP por su siglas en inglés) se asocian con la existencia de un universo multidimensional. Experimentos que detectan radiación gamma, como el satélite Fermi de la NASA y el experimento HAWC en México, buscarán detectar alguno de estos candidatos.

UNIVERSO MULTIDIMENSIONAL

Una hipótesis alternativa para explicar la gravedad ex-tra que mantiene unidas a las galaxias es que la ley de la gravedad es diferente a este tipo de escalas de galaxias. En este tipo de ideas no se requieren partículas nuevas, y la razón de este comportamiento nuevo de la gravedad podría también tener su origen en un Universo multidi-mensional. Aunque esta última idea es muy atractiva, el estudio de cúmulos de galaxias en colisión ha planteado grandes retos para al menos los modelos más simples de gravedad modificada.

Estudios que utilizan la técnica de lente gravitacional sugieren que el centro de gravedad de los cúmulos de ga-laxias y el centro de masa de la materia brillante no co-incide, lo cual es naturalmente explicado si se acude a la

hipótesis de materia oscura. Sin embargo, esto no descar-ta que un comportamiento más complejo de la gravedad pudiera producir fenómenos similares (ver figura). ¿Cuál

de las dos explicaciones es la correcta: materia oscura o

gravedad modificada? Esto es aún un misterio, pero su

solución, aunque sea muy diferente a las propuestas ex-

istentes, proporcionará pistas para nueva física y quizás

evidencia de un universo multidimensional. Quizás al-guno de los lectores de este texto podría estar en camino a contribuir con alguna pista para esclarecer tal misterio.

Figura 3. Mapa de todo el cielo, que muestra la temperatura de la radiación cósmica de fondo, fósil del origen del Universo. Las zonas en amarillo y rojo representan zonas más calientes, pero también con un mayor número de partículas. Estas semillas en densidad de materia oscura, crecen debido a la gravedad y dan lugar posteriormente a las galaxias y a la estructura del Universo. La amplitud y el tamaño de las regiones en la imagen depende de la abundancia de materia oscura y de las propiedades de la misma (Ver texto) F

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FUTURO DE LA RADIOASTRONOMÍA

Con el desarrollo de las astronomías en las ventanas dis-tintas a la de radio, y con la utilización de nuevos mensaje-ros (rayos cósmicos, neutrinos, y ondas gravitacionales) para estudiar el Cosmos, no puede uno menos que pre-guntarse si la radioastronomía tiene un futuro o si será sustituida por la observación en otras ventanas, en el caso de los fotones, o por otros mensajeros. Afortunadamente, varias consideraciones nos llevan a tranquilizarnos. En primer lugar, la astronomía en la parte visible del espectro es tan antigua como el ser humano y sigue floreciendo y ampliándose sin ningún problema. Lo que explica esta permanente vigencia es que hay fenó-menos (en el caso de la astronomía óptica, las estrellas), que se estudian de manera óptima en distintas ventanas. A pesar de todos los avances, la luz visible sigue siendo el mensajero ideal para estudiar a las estrellas porque és-tas la emiten copiosamente. Las otras ventanas nos han revelado nuevas facetas de las estrellas o han permitido el estudio de estrellas en situaciones extremas, pero para entender a la mayoría de las estrellas no hay sustituto al estudio de la luz visible.De igual manera, hay emisiones que se estudian de mane-ra más ventajosa en las ondas de radio. La fría radiación cósmica de fondo es un ejemplo, porque sólo emite fuerte-mente en la región de radio. Las moléculas existen prefe-rentemente en regiones frías (porque el calor las destruye), y son otro ejemplo de un fenómeno que se estudia prefe-rentemente en ondas de radio. Y lo mismo podemos decir

de las otras ventanas del espectro electromagnético: cada una de ellas es insustituible, porque nos proporciona in-formación única sobre distintos cuerpos y fenómenos cós-micos. De igual manera, los nuevos mensajeros cósmicos sólo vi-enen a fortalecer más al fotón y a proporcionarnos nuevas maneras de investigar al Universo y hay que darles la bien-venida. En lugar de competir entre sí, estas distintas

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analogía arroja una posibilidad muy interesante: el tama-ño mínimo de las ondas/semillas y, por lo tanto, la masa mínima de las galaxias guarda cierta información de las propiedades de la partícula de materia oscura.

NATURALEZA DE LA MATERIA OSCURA

Una de las preguntas más naturales que surge de este tipo de razonamientos es: ¿Cuál es la naturaleza de la mate-ria oscura no bariónica? Por sorprendente que parezca, se conoce ya una partícula llamada neutrino, que cumple con varias propiedades de la materia oscura; sin embargo, es muy poco masiva, y se mueve tan rápido, casi a la ve-locidad de la luz, de manera tal que no se podría haber acumulado para dar lugar a las galaxias aún. Entonces, el neutrino no podría ser el componente dominante de la materia oscura.

Para que las galaxias se puedan haber formado necesitamos que las partículas se muevan lentamente; esto suele denominarse como tibias o frías; es decir, que se muevan a unos cuantos kilómetros por segundo (ti-bias), o que prácticamente no lo hagan (frías), durante el nacimiento de las partículas. Si la materia oscura es fría, en un estudio realizado por astrónomos estadounidenses, españoles y mexicanos, en el cual tuve la fortuna de co-laborar, se predijo que podrían existir miles de pequeñas galaxias compañeras de nuestra galaxia, cuando sólo se observan del orden de 30 alrededor de la Vía Láctea, cabe hacer notar que sólo en los últimos cinco años se descu-brieron 10 nuevas galaxias compañeras.

tuviera compuesta de bariones, la presencia de deute-rio sería prácticamente nula, ya que los núcleos de deute-rio se habrían convertido en Helio.

PARTÍCULAS FUNDAMENTALES

Por esta razón, se cree que la materia oscura puede estar compuesta de partículas fundamentales no bariónicas, lla-madas en ocasiones partículas exóticas. La materia oscura sería la responsable, además, de la sobrevivencia de las semillas en densidad (grumosidades) que dieron lugar a las galaxias y a la estructura filamentaria y con grandes nudos y cavidades a gran escala del Universo.

De manera análoga a como una onda creada por un pequeño golpe sobrevive por tiempos diferentes en un só-lido como una taza de cristal, la onda se manifiesta en la taza como el sonido que se amortigua rápidamente. En contraste, la onda vive en el café líquido en el interior de la taza por mucho más tiempo. De manera similar, la am-plitud y tamaño de las semillas/ondas primordiales en el Universo joven contienen información de la abundancia relativa de materia bariónica y de materia oscura.

Si sólo existiera material bariónico, todas las semillas/ondas se hubieran amortiguado rápidamente, y no habría galaxias. Además de la existencia de las semillas primor-

diales, se han detectado como pequeñas fluctuaciones

en la temperatura de la radiación cósmica de fondo que

sobrevive del origen caliente del Universo (figura).

Como conclusión, la existencia misma de las galaxias apoya la hipótesis de materia oscura no bariónica. Esta

Figura 3. Mapa de todo el cielo, que muestra la temperatura de la radiación cósmica de fondo, fósil del origen del Universo. Las zonas en amarillo y rojo representan zonas más calientes, pero también con un mayor número de partículas. Estas semillas en densidad de materia oscura, crecen debido a la gravedad y dan lugar posteriormente a las galaxias y a la estructura del Universo. La amplitud y el tamaño de las regiones en la imagen depende de la abundancia de materia oscura y de las propiedades de la misma (Ver texto).

Figura 4. Simulación en computadora de la componente de materia oscura fría como el neutralino, dentro de una galaxia similar a nuestra Vía Láctea inmersa en la telaraña cósmica (verde/azul). El recuadro del lado inferior derecho muestra sólo las regiones centrales de la galaxia principal y de sus galaxias satélites. Cada punto brillante corresponde a una galaxia oscura. Es un gran reto para los modelos detectar o en su defecto descartar la existencia de las miles de galaxias oscuras.

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maneras de interrogar al Cosmos se complementan.

LOS RADIOTELESCOPIOS DEL FUTURO

No es, pues, de sorprender que existan en el mundo grandes proyectos en desarrollo para construir nuevos y más poderosos radiotelescopios. Y es aquí donde intro-duciremos cómo es que los radioastrónomos subdividi-mos la ventana de radio en tres “ventanitas”. La necesidad de esto es que en la ventana de radio se hacen estudios de ondas con longitudes que van de 30 metros a 0.3 milíme-tros; o sea, a diferencia de la ventana óptica, que, al cubrir de 0.7 a 0.4 micras, estudia ondas que cambian por sólo un factor de 2 su longitud, ¡la radioastronomía estudia on-das cuyas longitudes pueden diferir hasta en un factor de ¡cien mil!Cada telescopio está especializado para detectar ondas en un cierto intervalo de longitudes, y es imposible construir

un telescopio tan versátil que detecte ondas de muy dis-tintas longitudes.

EL LOFAR

A la región de las longitudes de onda más largas, de aproximadamente entre 30 metros y un metro, se le llama radioastronomía métrica y decamétrica (obviamente, por la longitud de las ondas). El instrumento más poderoso que se planea para el futuro en esta región espectral es el llamado LOFAR (por sus siglas en inglés LOw Frequency ARray for radio astronomy o conjunto de baja frecuencia para la radioastronomía). Los elementos detectores de LOFAR son antenas omnidi-reccionales (captan radiación en todas las direcciones) con la mayoría distribuidas a lo largo de Holanda y Alemania (ver Figura 5). Posiblemente el proyecto más importante que emprenderá LOFAR será el estudio de la época de la

reionización, cuando se formaron las primeras estrellas y el hidrógeno se volvió a ionizar (los electrones se sepa-raron de los protones), regresando a como era el caso al principio del Universo. Esto ocurrió hace mucho tiempo, cuando el Universo era muy joven. Esto quiere decir que, para estudiar la época de la reionización, hay que contar con telescopios muy sensitivos, porque lo que ocurrió hace mucho lo vemos muy lejos. Esto es así porque todas las radiaciones elec-tromagnéticas viajan a la velocidad de la luz y la radiación que llega de muy lejos nos trae la historia del Universo hace mucho. El proyecto LOFAR deberá de estar terminado alrededor del año 2011.La segunda región en que se subdivide la ventana de radio es la centimétrica, donde de manera aproximada están las ondas con longitud entre un metro y un centímetro. Es en esta región en la que cae la famosa línea de 21 centíme-

tros, que es emitida por el átomo del hidrógeno neutro, el más abundante del Universo.

EL INTERFERÓMETRO

Ésta es la región más explorada de la ventana de radio pero no por esto ha dejado de ser importante. A corto plazo, esta región estará dominada por el EVLA (por sus siglas en inglés, Expanded Very Large Array o Conjunto Muy Grande Expandido) que no es otra cosa que el inter-ferómetro conocido como el VLA al que se le ha cambiado toda la electrónica y los receptores para tener una sensi-tividad 10 veces mayor que antes. El EVLA estará terminado para 2012. A un plazo de una década, se plantea la construcción de un instrumento sin precedentes, el cual, por su costo (alrededor de dos mil 500 millones de dólares) requerirá de una colaboración de tantos países como sea posible. Se trata del SKA (por sus

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Un caso similar sucede en nuestro sistema solar cuando el planeta Mercurio o el planeta Venus cruzan (transitan) por el disco solar observados desde la Tierra. Mientras que el método de velocidades radiales puede dar solamente un estimado de la masa del exoplaneta (porque la inclinación de su órbita es desconocida), en el método de tránsitos sabemos exactamente la inclinación de la órbita (casi 90 por ciento) y podemos determinar con precisión no sólo la masa del exoplaneta, sino también su tamaño, ya que los planetas grandes obstruyen una mayor cantidad de luz que los planetas menores.

PREGUNTAS SIN RESPUESTA… TODAVÍA

Existen otras técnicas de detección de planetas extraso-lares, pero no son tan exitosas como las ya mencionadas. Y, ¿cómo son estos planetas extrasolares que estamos de-tectando? ¿Hay algunos como la Tierra? Desafortunada-mente todavía no podemos contestar esta pregunta. Nues-tra tecnología nos limita por el momento a la detección de los planetas más masivos y más cercanos a sus estrellas.

Esto es evidente, ya que este tipo de planetas son los que más pueden afectar el comportamiento de sus soles. Los planetas de menores tamaños y masas y más aleja-

dos afectan en menor grado el movimiento de sus es-

trellas. Aún no podemos detectar estos planetas. Habrá que esperar tecnologías más avanzadas y observaciones espaciales.

Muchos de los exoplanetas encontrados en otras es-trellas tienen una característica interesante, que difiere marcadamente de la experiencia de nuestro sistema solar. Mientras que en el sistema solar los pequeños planetas terrestres se encuentran relativamente cerca del Sol, y los gigantes gaseosos se encuentran alejados, en muchos sistemas extrasolares los planetas encontrados son más masivos que nuestro Júpiter, y se encuentran en órbitas mucho más cercanas a su estrella de lo que nuestro Mer-curio se encuentra del Sol. Esto presenta un problema particular que corresponde resolver a los investigadores que tratan de modelar la historia de la formación de un sistema solar.

¿Acaso el planeta se formó tan cerca de su sol? (poco probable) o ¿acaso el planeta se formó lejos de su sol pero “emigró” de alguna manera a su órbita actual? ¿Qué me-canismo físico puede causar este tipo de movimientos? ¿Por qué esto no sucedió en nuestro sistema solar? ¿Qué les pasó a los pequeños planetas terrestres si los gigantes gaseosos emigraron a las cercanías de su estrella? Éstas son algunas de las fascinantes preguntas que aún falta res-ponder.

EN EL UMBRAL DE HALLAR NUEVAS TIERRAS

El futuro de la investigación en el campo de los planetas extrasolares apenas comienza. Existen decenas de proyec-tos alrededor del mundo dedicados al descubrimiento y estudio de los exoplanetas, y una cantidad cada vez mayor de astrónomos dedican sus esfuerzos a esta empresa. Es-tamos en el umbral de encontrar nuevas Tierras.

La noche del viernes 6 de marzo del año en curso,

tuvo lugar el lanzamiento de la nave espacial “Kepler”,

cuyo objetivo es monitorear las estrellas de una parte

del cielo en las constelaciones de Cygnus y Lira. Los ins-trumentos de la nave son tan sofisticados, que podrán detectar planetas con dimensiones similares a las de la Tierra. Éste será apenas el primer paso para determinar la existencia de otros mundos parecidos al nuestro. Por fin comenzaremos a tener evidencias cuantitativas para po-der contestar esa pregunta que tanto anhelamos respon-der: ¿Estamos solos en el Universo?

1. Orbitar alrededor del Sol. (Elimina objetos como lunas y anillos).

2. Tener suficiente masa para estar en equilibrio hidroestático y adquirir una forma aproximadamente redonda. (Elimina objetos de forma irregular como los asteroides y los cometas).

3. Debe haber “limpiado” su entorno orbital. (Elimina objetos de poca masa que no alcanzan a ser únicos en su posición en el sistema solar y comparten su espacio con otros similares… como Plutón).

Requisitos de la Unión Astronómica Internacional para considerar a un objeto como “planeta”.

Un proyecto que se realiza en el Observatorio de la Universidad de Monterrey consiste en registrar el mayor número de tránsitos de

planetas extrasolares conocidos, con el propósito de refinar sus órbitas, determinar sus diámetros y mejorar las efemérides de los mismos. La figura muestra los datos fotométricos de dos tránsitos combinados de

la estrella HD 189733 (puntos) y el modelo que mejor se ajusta a las observaciones (línea verde).

la evolución cultural humana. Mientras que muchos otros aspectos de la cultura (como la dieta o el vestido) son suje-tos a múltiples variables naturales, la constancia del cielo lo convertía en un elemento de cultura universal que per-mitía comparaciones globales más precisas a través del tiempo, marcando así los pasos evolutivos que culminan en la ciencia de la astronomía moderna.

Dicho en esas palabras, se nota de inmediato el etno-centrismo de esa postura y las limitaciones del concepto de cultura que maneja. Al proclamar un solo cielo univer-

sal, perdemos de vista por completo los cielos presentes

en cada cultura. A la vez, olvidamos los elementos de

nuestra propia visión del cielo, que la ubica plenamente

en la tradición de la Cultura Occidental.

Después de todo, las raíces culturales de la astronomía científica son plenamente visibles en su misma nomen-clatura. Galaxias, supernovas, auroras, lunas, constelacio-nes, cometas –entre otras- son todas palabras derivadas del latín o el griego. El lenguaje de la ciencia astronómica actual, igual que los nombres de las estrellas y las con-stelaciones, tiene antecedentes muy reconocidos en la an-tigua Grecia y Babilonia, derivada de una visión del cielo, tal como se percibe desde el mundo del Mediterráneo y el Medio Oriente.

NOMENCLATURA ASTRONÓMICA

Claro que los objetos no visibles a los antiguos –asteroides, hoyos negros, púlsares y demás- a menudo llevan etiqu-etas codificadas, como asteroide 2009 DD45 o el quásar 3C 273. Los cielos del astrónomo son también amplia-mente poblados con los nombres de descubridores mod-ernos. De hecho, tal es la competencia, que la Unión As-tronómica Internacional tiene reglas muy específicas que otorgan reconocimiento oficial a los nombres designados! No obstante, la columna vertebral de la nomenclatura as-

tronómica sigue siendo una herencia de gran abolengo

y firmemente enraizada en las antiguas civilizaciones

del Occidente.

Por el otro lado, aunque los griegos viajaron mucho, sus exploraciones quedaron básicamente bajo el cielo de las latitudes subtropicales y templadas del Hemisferio Norte. Nunca conocieron el cielo del Hemisferio Sur, por ejemplo. Por ende, cuando los navegantes y astrónomos de las generaciones posteriores lo descubrieron por primera vez, tuvieron que inventar un nuevo elenco de nombres en griego y latín para identificar los objetos celestes que

nunca fueron vistos por los griegos y romanos –un último brote de creatividad cultural en el vocabulario de lenguas ya moribundas.

Figura 1. Las constelaciones oscuras del Hemisferio Sur vistos desde Misminay (Perú).(Fuente: Urton 1981: fig. 65)

EL CIELO DEL HEMISFERIO SUR

Visto desde el Hemisferio Sur, nos damos cuenta que, aun cuando es el mis-mo cielo astronómico, su aspecto cambia de acuerdo a nuestro punto de vista terrestre, generando así un cielo algo diferente en cada latitud.

A pesar de sus elementos compartidos, el cielo del Hemisferio Sur resulta muy diferente en varios aspectos al cielo del Hemisferio Norte. Lo descubrí plenamente en una noche de visita al Observatorio del Hemisferio Sur de la Unión Europea, en la cordillera Andina, arriba de La Serena, Chile a 30º Latitud Sur. Desde este ángulo, desaparecen por completo la mitad del cielo del Hemisferio Norte y todas las constelaciones circumpolares. Aun las constela-ciones compartidas se ven distintas, de tal manera que Orión el Cazador camina por el cielo sobre su cabeza y con las piernas hacia arriba. Tampoco hay una estrella polar en el cielo del Sur, y nuestros anfitriones chilenos nos enseñaron cómo se calcula su posición aproximada utilizando los brazos de la Cruz del Sur.

Sin embargo, la mayor diferencia es que en el Hemisferio Sur, una parte

de la Vía Láctea es oscurecida por las grandes nebulosas que dominan

el cielo. Sus formas se trazan con facilidad en contraluz de las estrellas

a trasfondo. Las constelaciones reconocidas en el Hemisferio Sur no son solamente conjuntos de estrellas, sino también las llamadas “constelaciones oscuras”, asociadas con los perfiles de las nebulosas en distintas tempora-das.

En el cielo andino, por ejemplo, los incas reconocieron siete animales e-levados a la esfera celeste (Figura 1), incluyendo “La Llama” y “La Serpiente” entre otros, una visión que se preserva todavía en muchas comunidades an-dinas del viejo Tiwantinsuyu (Urton 1981). Otros pueblos sudamericanos en las tierras bajas, como los guaraníes del Gran Chaco (Pereira Quiroga 2004), ven otros animales en la Vía Láctea, conocida entre ellos como el Ñandurape, o camino del ñandú (una especie de ave no voladora).

EL CIELO DE LOS INCAS

Ahora, surge la pregunta: ¿qué astronomía debe aprender un joven chileno? ¿La astronomía de los antiguos griegos, que se refiere a un cielo literalmente invisible desde su lugar en el mundo? ¿O el cielo de los incas que se ve sobre uno? Mi colega David Orellana, de la Universidad de La Serena, ha promovido la segunda opción en las escuelas de Chile, dando así a los escolares chilenos

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planeta próximo. Esta es de varios órdenes de magnitud y es similar a intentar detectar a gran distancia el brillo de una luciérnaga que vuela a unos centímetros de una luminaria encendida de un estadio deportivo. Esto hace

que las detecciones directas (imágenes) de planetas en

órbita alrededor de otras estrellas sean extremadamente

difíciles.

La forma más común de detectar lo que ahora llama-mos planetas extrasolares, o exoplanetas, es utilizando métodos indirectos, que no requieran que el planeta se “vea” en una imagen. La idea principal no es tratar de ob-servar al planeta en sí, sino observar cuidadosamente a la estrella y notar si algún comportamiento extraño pueda ser atribuible a la presencia de un planeta en órbita a su alrededor.

Una técnica para la detección de exoplanetas, uti-lizada desde hace más de cien años, consiste en medir la posición precisa de una estrella que se mueve por la esfera celeste. Si la estrella tiene un planeta, entonces la influen-cia gravitacional de éste puede causar que la estrella mis-ma se mueva en un pequeño círculo alrededor del centro de masa común de los dos objetos. Si la estrella está lo suficientemente cerca de la Tierra, este movimiento puede ser observado. Desafortunadamente, hay muy pocas es-

trellas lo suficientemente próximas como para hacer de

utilidad práctica esta técnica.

Otra forma de encontrar planetas alrededor de otras estrellas, relacionada con la anterior, consiste en medir el cambio de velocidad de la estrella y no necesariamente el cambio de posición de la misma. La presencia de un exo-

planeta afecta la velocidad de movimiento de la estrella

de forma similar al cambio de posición. Este cambio de

velocidad puede ser medido con mucha mayor facilidad

utilizando el “espectro” de la estrella. En este método, la luz blanca de la estrella es separada en sus diferentes colores, o longitudes de onda, utilizando instrumentos lla-mados espectrómetros.

El mecanismo es exactamente el mismo que utilizamos cuando pasamos la luz del sol por un prisma y observamos el arco iris de colores en que se divide, pero con mayor so-fisticación y precisión. Si observamos detalladamente este espectro de colores, notamos que algunos colores “faltan”; es decir, que en su lugar hay un pequeño y angosto es-pacio negro. Esto quiere decir que ese color en particular nunca llegó a nuestro instrumento, sino que fue absorbido en el camino. La mayoría de estas absorciones suceden en la misma estrella y son causadas por diversos elementos y moléculas químicas en la atmósfera de la estrella.

COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LOS OBJETOS CELESTES

Cada elemento de la tabla periódica y cada molécula en particular, producen un patrón definido y único de estas líneas oscuras, que también llamamos líneas de absorción. Ésta es la forma más común en la que podemos determi-nar a distancia la composición química de los objetos ce-lestes. Si ahora notamos cuidadosamente la posición, la longitud de onda de esta línea de absorción, vemos que ésta puede variar un poco de la que podemos medir en el laboratorio.

Eso es causado por la velocidad a la que se está moviendo la estrella. Si la estrella se aleja de nosotros, el desplazamiento de sus líneas de absorción será hacia longitudes de onda más largas. Si la estrella se aproxima a nosotros, el des-plazamiento será hacia longitudes de onda más cortas. Entre mayor sea la velo-

cidad de la estrella, mayor será el desplazamiento de sus líneas de absorción

de su posición de laboratorio. Este mismo fenómeno, llamado “Efecto Doppler”, lo podemos experimentar en el mundo cotidiano con el sonido.

Por ejemplo, la frecuencia (tono) de la sirena de una ambulancia cambia de-pendiendo de la velocidad con que se acerca o se aleja de nosotros. En el caso de las estrellas, podemos medir la velocidad a la que se alejan o se acercan de nosotros de esta manera. Utilizando esta misma técnica, Edwin Hubble pudo medir la expansión del Universo a principios del siglo pasado.

DETECTADOS 342 EXOPLANETAS

Resulta que la gran mayoría de los descubrimientos de planetas extrasolares han sido realizados utilizando esta técnica. Hasta febrero de 2009, 316 exoplanetas de los 342 detectados han sido encontrados utilizando esta técnica denominada de “velocidades radiales”.

La siguiente técnica exitosa para detectar planetas alrededor de otras estre-llas depende de que la órbita del posible planeta esté alineada a 90 grados del plano del cielo, de tal manera que el planeta pueda cruzar por enfrente y por detrás de su estrella. Esto no sucede con mucha frecuencia.

Estadísticamente, la mayoría de las órbitas de los exoplanetas no son de este tipo. Sin embargo, hay suficientes casos con esta geometría en particular y se

han podido descubrir 58 planetas extrasolares mediante el método de “trán-

sitos”. En este caso, la idea es medir cuidadosamente el brillo de una estrella

y esperar a que éste disminuya levemente (0.3%-3%) cuando un planeta cruza

por enfrente.

Cuerpo Celeste Español Inglés LatínSol Domingo Sunday dies Solis

Luna Lunes Monday dies Lunae

Marte Martes Tuesday dies Martis

Mercurio Miércoles Wednesday dies Mercurio

Júpiter Jueves Thursday dies Jovis

Venus Viernes Friday dies Veneris

Saturno Sábado Saturday dies Saruni

Los nombres de los días de la semana en varios idiomas y su relación con los objetos celestes.

Saturno

una doble visión del cielo, que reconoce su dimensión cultural. Es un caso práctico en la aplicación de la nueva etnoastronomía, que ha surgido en las últimas décadas y recoge las diversas visiones del cielo por su propio valor como expresiones distintas de la cultura humana.

La astronomía cultural surgió en Europa en las

décadas de 1970 y 1980, como una fusión de la etno-

astronomía recopilada por los etnólogos y folkloristas

en toda Europa, que relata las muchas tradiciones popu-

lares relacionadas con el cielo, y la arqueoastronomía,

especialmente de los enigmáticos monumentos megalíti-

cos como Stonehenge (Inglaterra), Newgrange (Irlanda),

y Carnac (Francia), que remontan a épocas muy ante-

riores.

A pesar de la distancia temporal y los desplazamientos migratorios de los pueblos, a veces los dos estudios se ilu-minan mutuamente. La nueva perspectiva se manifiesta en el mismo nombre de la agrupación que reúne anualmente a los especialistas en el tema, la Sociedad Europea para la Astronomía en la Cultura, fundada en Smolyan, Bulgaria en 1994.

Al mismo tiempo, en el Nuevo Mundo, la astronomía

cultural surge a raíz del estudio y la medición más pre-

cisa de los monumentos arquitectónicos, y en el caso

de México, los avances en la traducción de los antiguos

sistemas de escritura, especialmente el maya. Ambos es-fuerzos plantearon nuevas interrogantes en el estudio de la astronomía mesoamericana ya conocida. A diferencia del Viejo Mundo, en México, la continuidad histórica per-mite confirmar la identidad de la tradición cultural desde sus inicios hasta hoy en día.

ANTROPÓLOGOS MEXICANOS

Y LA ETNOASTRONOMÍA

Los pocos códices y los documentos coloniales forman un enlace valioso, pero los antropólogos mexicanos descubrieron la etnoastronomía a través de su vivencia con todos los pueblos indígenas de la nación. A veces, la asociación de sus tradiciones vivas con los vestigios arqueológicos es muy directa y elocuente, revelando así algo del cielo que brillaba sobre las ciudades y centros ceremoniales del México antiguo: el cielo de Tonatiuh y la Estrella de la Mañana; el planeta Venus, no la diosa del amor, sino el heraldo de la guerra.

La diversidad revelada por la astronomía cultural tampoco se limita a México y el Mediterráneo, y realza las muchas funciones que el cielo puede tener en la vida cotidiana. Si tomamos el caso de los antiguos polinesios, encontramos una tradición que conocía el cielo de ambos hemisferios, y por otros motivos que los augureros mayas y aztecas.

A menudo, olvidamos que, en buena medida, el con-ocimiento del cielo nace de las necesidades de la nave-gación marítima. En este aspecto, los antiguos griegos y

romanos, igual que los mayas, eran navegantes costeros

que raras veces se aventuraban en el mar abierto. En

cambio, durante más de un milenio, los polinesios po-

blaron poco a poco un mundo de miles de islas en el

Pacífico, que se extendía desde las Islas Hawaianas (23º

Latitud Norte) hasta Nueva Zelanda (35º Latitud Sur) y a lo largo de casi 90 grados de Longitud terrestre. Sus épicos viajes recorrían miles de kilómetros en altamar, y llegaron a islas tan pequeñas y remotas que parecen hazañas in-creíbles de navegación.

Muy aparte de las embarcaciones que inventaron para dichos viajes, los antropólogos descubrieron que esta tradición marítima depende sobre todo de un cono-cimiento muy íntimo y detallado del oleaje y corrientes oceánicos y de las estrellas en ambos lados del Ecuador para orientarse en altamar. Los polinesios son los únicos

navegantes que regularmente cruzaron el Ecuador, y el

poblamiento del Pacífico no hubiera sido posible si no

fuera por su conceptualización del cielo.

Figura 2. Ruta de las Islas Hawaianas a Tahití, Marzo-Abril de 1980. La línea sólida representa el verdadero trayecto del barco y los círculos registran las lecturas oculares diarios tomados por el navegador polinesio Nainoa Thompson al amanecer (a) y atardecer (b).

VIAJE DE HAWAII A TAHITÍ

La verdad de este cielo fue demostrada cuando marineros modernos navegaron por las mismas rutas, utilizando los métodos y los conocimientos tradicionales guiados por un navegador polinesio (Finney 1983/2005). El viaje de Ha-waii a Tahití (Figura 2), por ejemplo, cubre más de tres mil kilómetros en mar abierto, que cruza el Ecuador.

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Estos cuerpos ambulantes en el cielo eran considerados dioses por las cul-turas antiguas. Esta herencia la llevamos actualmente en el número y los

nombres de los días de la semana: siete días para siete dioses celestes. Los planetas fueron inicialmente tan importantes que, para poder registrar sus mov-imientos en el cielo, los primeros grupos de estrellas en formarse como figuras (cons-telaciones) fueron las correspondientes a la franja del cielo por donde pasan los planetas. Éstas son las famosas constelaciones del zodiaco. Los plan-etas no viajan por toda la esfera celeste a voluntad, sino que se limitan a las constelaciones del zodiaco. Este punto era ya conocido desde mucho antes de las épocas de Claudio Ptolomeo (Siglo I).

COPÉRNICO, BRAHE, KEPLER, GALILEO…

Las primeras concepciones modernas de lo que son los planetas se las debe-

mos a personajes tales como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes

Kepler. Mientras que Copérnico puso al Sol en el centro del sistema solar y los planetas a su alrededor, Kepler refinó la forma de sus trayectorias como elipses, gracias a las cuidadosas observaciones visuales de Brahe. Galileo Galilei dio el golpe final y definitivo a la concepción de lo que son los planetas gracias a su utilización del telescopio. Él, más que nadie, nos mostró la existencia de nuevos mundos como el nuestro en el universo.

Posteriormente, Isaac Newton, con sus estudios y modelos de la fuerza de la gravedad, definió matemáticamente con exactitud las trayectorias de los plane-tas en el sistema solar. Las puertas estaban ahora abiertas al descubrimiento

de nuevos planetas.

DESCUBRIMIENTO DE URANO Y NEPTUNO

El primer planeta en ser descubierto en la era moderna fue Urano. William Hers-chell, en 1781, lo localizó accidentalmente por su movimiento, mientras regis-traba las posiciones de las estrellas circundantes. Años después, variaciones en las posiciones de Urano con respecto a las predichas llevaron a suponer que otro planeta exterior afectaba gravitacionalmente al movimiento de Urano. Efec-tivamente, en 1846, una colaboración entre astrónomos teóricos (John Adams y Urbain Le Verrier) y observacionales (Johann Galle) logró localizar a Neptuno. El número de planetas en el sistema solar aumentó de seis a ocho.

Es interesante notar que análisis posteriores de viejas observaciones lleva-ron a la conclusión de que Urano y Neptuno habían sido avistados, pero no reconocidos, con anterioridad. Por ejemplo, unos dibujos de Galileo notan una

estrella cerca de Júpiter, en 1612, que en realidad era el planeta Neptuno.

Igualmente, Urano había sido catalogado como una débil estrella en la con-

stelación de Tauro en 1690.

El sistema solar tuvo ocho planetas hasta 1930, cuando Clyde Tombaugh descubrió al pequeño Plutón en los límites del sistema solar. Ahora había nueve planetas que estudiar. Recientemente se ha dicho que Plutón ya no es planeta. Esto es cierto. En 2006, la Unión Astronómica Internacional, tras acaloradas dis-cusiones, definió formalmente lo que es un planeta y Plutón fue degradado a la (nueva) categoría de “planeta enano”, por no cumplir con todas las condiciones impuestas. Nos quedamos de nuevo con ocho planetas mayores en el sistema solar.

El concepto de “planeta” ha evolucionado a través de la historia. desde ser una estrella que se mueve entre las demás, hasta un objeto de dimensiones con-siderables que orbita alrededor de nuestro sol. Pero… ¿puede haber planetas en otras estrellas?

PLANETAS SIMILARES A LA TIERRA

La existencia de otros mundos como el nuestro, o siquiera como Júpiter, que or-bitan alrededor de otros soles fue un tema meramente especulativo por mucho tiempo, debido a que la observación de planetas en el entorno de otras estre-llas es una hazaña tecnológica alcanzada solamente en los últimos 20 años. La dificultad principal radica en la diferencia de brillo entre la estrella y un posible

Cada día, el navegador polinesio tomó una lectura ocular de la posición del la canoa, utilizando una brújula de treinta y dos estrellas que marcaban los acimuts. Las fuertes corrientes ecuatoriales complicaron la navegación y desviaron la canoa en ciertos tramos de la ruta, pero a la larga el navegador polinesio hizo las correcciones necesa-rias y llegaron a su destino en aproximadamente un mes.

Al replicar los mismos viajes, los investigadores comprobaron la verdad histórica de muchas leyendas y tradiciones polinesias, y generaron un nuevo orgullo en sus descendientes. Recuperaron una parte de la cultura

tradicional, ahora casi olvidada, que no dependía del uso

de instrumentos y sistemas de rastreo satelital, sino de

la observación ocular del cielo y el conocimiento trans-

mitido a través de las generaciones.

Gracias a los esfuerzos de investigadores en todo el mundo, que han enriquecido a la nueva etnoastronomía, las facetas culturales del cielo se han multiplicado (Fabian 2001). Ilumina no solamente las culturas del pas-ado, sino nuestro mundo actual también. A diferencia de los astrónomos y su poderoso instrumental, para la gente de hoy, el cielo visible ha quedado cada vez más oculto atrás de la contaminación ambiental y la iluminación ur-bana. El cielo está poblado más bien de satélites y basura espacial en vez de animales, y ya no guía nuestras vidas.

Es el mundo de la guerra de las galaxias y la descarga masiva de energía, que convierte nuestro planeta en un faro visible desde lejos en el espacio, para guiar a los visi-tantes extraterrestres que esperamos encontrar. ¿Más, o menos acertado que antes? ¿Señales de Progreso? ¿O es-caparate de ilusión?

Tal vez la apocalíptica fecha de 2012 nos dará la in-

dicación final que todos quieren encontrar.

Fabian, Stephen M. 2001. Patterns in the Sky: an Introduction

to Ethnoastronomy. Long Grove IL (USA): Waveland Press inc.

Finney, Ben 1996/2005. “Applied Ethnoastronomy:

Navigating by the Stars Across the Pacific”. En: Songs from the

Sky: Indigenous Astronomical and Cosmological Traditions of

the World (editado por Von Del Chamberlain, John B. Carlson,

& M. Jane Young), pags. 336-347. Leicester (UK): Ocarina

Books(UK)/ Center for Archaeoastronomy (USA)

Pereira Quiroga, Gonzalo. 2004. “Persistencia y Renovación:

la Vía Láctea entre los Guaraníes del Chaco Boliviano”. En:

Etno y Arqueoastronomía en las Americas (editado por

Maxime Boccas, Gonzalo Pereira & Johanna Broda), pags. 299-

314. Santiago de Chile: Memorias, 51º Congreso Internacional

de Americanistas.

Urton, Gary. 1981. At the Crossroads of the Earth and the Sky.

Austin: University of Texas Press

REFERENCIAS

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Los planetas extrasolares

Doctor Pedro A. Valdés SadaDepartamento de Física y MatemáticasUniversidad de Monterrey [email protected]

Pedro A. Valdés Sada

¿Qué es un planeta? Todos tenemos una idea intuitiva de lo que son los planetas. La palabra misma evoca imágenes de un globo o una esfera que flota en el espacio, quizás acompañada de una o más lunas o tal vez de un sistema de anillos. Originalmente, la palabra “planeta” se deriva del antiguo término griego “planetes asteres”, que significa literalmente “estrella ambulante”.

Esto es evidente al saber que, para los antiguos, sin el beneficio que ahora tenemos de observaciones telescópicas, un planeta era simplemente una estrella que se movía entre las demás estrellas fijas. Esta carac-terística era más que suficiente como para asignarles a los planetas un estatus privilegiado entre los objetos de la esfera celeste, junto con el Sol y la Luna.

El espacio exterior es un lugar hostil. Los seres humanos somos organismos mesófilos, a quienes nos gusta que la temperatura fluctúe entre 15 y 30 grados; encon-

trarnos en una atmósfera respirable, que ejerza una pre-sión moderada sobre nuestros cuerpos, y que la gravedad nos mantenga pegados al suelo, entre otras comodidades. Cualquier sitio que no cumpla con estas características es considerado, para todos fines prácticos, inhabitable.

En el espacio no hay atmósfera ni gravedad, y la

temperatura fluctúa entre los gélidos doscientos grados

bajo cero a la sombra y más de 120 grados si nos pega

directamente la luz del Sol. Además, hay que tomar en cuenta el viento solar, que en la Tierra es desviado por los

Bióloga Alejandra Arreola

[email protected]

una cuestión de gravedadFisiología espacial: Alejandra Arreola

cinturones de Van Allen, pero fuera de este manto protec-tor, convierte al espacio en algo parecido a un horno de microondas de proporciones cósmicas.

Nuestros cuerpos están tan acostumbrados a vivir en la Tierra, que no somos conscientes de la manera en que la Tierra, su temperatura, su atmósfera y sobre todo su gravedad, influye en el comportamiento de nuestro orga-nismo.

ESTÁNDARES DE CALIDAD

El cuerpo humano tiene altos estándares de calidad. Siem-pre procura mantener sus niveles –de oxígeno, de azúcar, de agua, etcétera- dentro de unos márgenes conocidos y

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RADIACIÓN INFRARROJA

O RADIOFRECUENCIAS

El paso de un modo de vibración a otro, o de un eje de rotación a otro, conlleva una diferencia de energía. Si una molécula es excitada hacia uno de estos modos y luego regresa a su modo original, puede emitir ra- diación infrarroja o en radiofrecuencias. En ambos casos, se trata de un tipo de luz invisible para el ojo humano, pero detectable gracias a los telescopios in-frarrojos y a los radiotelescopios. Con estos instrumen-tos se han detectado decenas de moléculas, las cuales incluyen agua, monóxido de carbono, ácido fórmico, alcohol etílico, metano, cianógeno y ¡hasta azúcares como el glicoaldehído!

Contrariamente a lo que pudiera pensarse, la for-

mación de moléculas orgánicas en el Universo parece

ser algo común. Ésta es una de las evidencias más

fuertes en apoyo a la factibilidad de que exista vida

en otras partes del Universo.

VIDA EN LA TIERRA Y FUERA DE ELLA

La Astrobiología es una ciencia interdisciplinaria que aborda la problemática sobre el origen, evolución, distribución y destino de la vida en la Tierra y fuera de ella. Una de sus estrategias de estudio implica la

búsqueda de aminoácidos o proteínas en nubes in-

terestelares, cometas, meteoritos, etcétera. Por otra parte, la presencia de gases orgánicos en otros planetas, que en la Tierra están relacionados directamente con la presencia de la vida, obliga a los astrobiólogos a investigar cuidadosamente su origen.

COMENTARIOS FINALES

A manera de conclusiones quisiera dejarte estos co-mentarios para motivar tu reflexión:

(1) Prácticamente TODOS los átomos de los elemen-

tos químicos más pesados que el helio se forman

como producto de la evolución de las estrellas. Los átomos de nuestro cuerpo y los de todo lo que nos ro-dea alguna vez formaron parte de una estrella.

(2) La composición elemental de estrellas, nebulosas,

galaxias, etcétera, se puede conocer a través de la ra-

diación electromagnética proveniente de ellas, ya sea observando la luz visible o incluso detectando radia-ciones invisibles al ojo humano.

(3) El enriquecimiento químico del Universo es un

proceso irreversible. Conforme las estrellas llegan a

su fin, su material enriquecido químicamente es a-

rrojado hacia el medio interestelar. Esto ha permitido el surgimiento de la vida en la Tierra y la tremenda variedad de materiales en ella. La misma química reina en el todo del Universo.

con muy poca variación. A esto se le llama homeostasis. Si, por ejemplo, el nivel de azúcar sube, se libera insulina para que regrese a la normalidad; si el azúcar baja de-masiado, se libera glucagón; si hace calor, sudamos para bajar la temperatura, y si hace frío, tiritamos. Si por algún motivo no podemos regular estos niveles, entonces nos enfermamos.

En el espacio, el principal enemigo de la homeostasis

es la falta de gravedad. Mientras que aquí en la Tierra la gravedad jala la sangre hacia nuestros pies, en el espacio la sangre se concentra en el pecho y la cabeza. Estos cam-bios confunden al corazón, que no sabe de gravedad, y hacen que se esfuerce más.

Para volver a la homeostasis, se libera una hormona, el péptido auricular natriurético, cuyo trabajo es deshacerse de este “exceso de volumen”, aumentando la diuresis; es decir, poniendo a los riñones a trabajar horas extra y a los astronautas a orinar frecuentemente.

Toda esta pérdida de líquidos dará al cuerpo la idea de que la sangre se ha vuelto muy densa, y tratará de com-pensar esto destruyendo una buena parte de los glóbu-los rojos, que de cualquier manera no necesita, pues ha disminuido también la demanda de oxígeno. En pocas palabras, para mantener la homeostasis en el espacio, un astronauta “sufrirá” anemia y deshidratación.

PÉRDIDA DE MASA

MUSCULAR Y MASA ÓSEA

Otro de los problemas más serios que enfrentan los astro-nautas es la pérdida de masa muscular y masa ósea. En la Tierra, nuestros músculos y huesos están adaptados a car-gar con su propio peso. En el espacio, por no haber grave-dad, las cosas carecen de peso, por lo que nuestros músculos trabajan menos y comienzan a atrofiarse; se vuelven débiles.

La pérdida de masa ósea es un asunto más preocupante y más difícil de resolver. El tono

muscular puede mantenerse en el espacio mediante ru-

tinas de ejercicios a base de ligas, cuerdas y poleas, pero

aún no hemos encontrado una manera de evitar la pér-

dida de calcio en el espacio. Debido a los cambios fisiológicos que trae la ingravi-

dez, los huesos pierden 0.5 por ciento de calcio al mes. Ese porcentaje no parece mucho, pero es la principal limitante para los viajes espaciales largos. Mientras el astronauta esté en órbita, la pérdida de hueso no será un problema, pero en cuanto ponga pie en cualquier planeta, esta osteo-porosis prematura lo hará mucho más propenso a las frac-turas, que podrían poner en riesgo la misión, o su vida.

ATROFIA DE LOS SENTIDOS

La sangre acumulada en la parte superior del cuerpo trae a los astronautas otros problemas que, si bien no son

Los astronautas realizan ejercicio para contrarrestar la pérdidad muscular

graves, ciertamente son muy molestos. Los sentidos se atrofian. Los astronautas pierden el sentido del olfato como si tu-vieran un resfriado permanente, aunque esto tal vez sea ventajoso, ya que las naves espaciales son un espacio cerrado, con poca circulación de aire y no suelen oler muy bien. El sentido del gusto también se modifica, haciendo más difícil percibir el sabor de los alimentos, y la atmósfera del-gada dentro de la nave, aunada al ruido de la maquinaria, impide que los astronautas puedan escucharse con claridad.

El sentido que más se ve afectado es

el del equilibrio. En la Tierra, si giramos o ladeamos la cabeza, la interacción de los otolitos con las cerdas en los canales semi-

circulares dentro de nuestros oídos informará al cerebro de la posición en la que se encuentra con respecto al resto del cuerpo, incluso con los ojos cerrados. En el espacio la falta de gravedad hace que los otolitos floten, y por lo mismo, no pueden interactuar con las cerdas de los canales semicirculares, por lo que el cerebro no tiene idea de la posición del cuerpo.

Un astronauta pasa los primeros días en el espacio mareado y desorientado. Con el tiempo, el cerebro aprenderá a ignorar las señales que el oído medio envía, y se basará únicamente en la información que le llega a través de la vista, utilizando los letreros y la organización de los paneles de instrumentos en la nave como única referencia de “arriba” y “abajo”.

RITMO CARDÍACO

Alguna vez escuché, en una conferencia impartida por uno de los médicos del programa Apollo, que el primer electrocardiograma recibido desde el espacio fue una gran sorpresa. El ritmo cardíaco del astronauta era tan lento, que, de haber estado en Tierra, hubiera sido llevado de inmediato a la sala de cuida-dos intensivos; y, sin embargo, el astronauta se sentía perfectamente bien. Ese día aprendió que lo que en la Tierra se considera patológico, fisiológicamente hablando, en el espacio es normal.

Sí, los seres humanos somos organismos mesófilos, cuyo cuerpo está muy acostumbrado a las comodidades que ofrece el planeta Tierra; y, sin embargo, muchos de nosotros preferimos sacrificar esta cómoda seguridad en aras de nuestra curiosidad científica.

Los cambios que sufre el cuerpo humano en el espacio nos desorientan,

nos deshidratan, nos provocan una falsa anemia, nos pueden llegar a causar

osteoporosis; y, sin embargo, cada minuto que cualquiera de nuestros congé-neres pasa allá arriba, nos aporta invaluable información que nos permite en-tender a nuestro planeta, desarrollar mejor tecnología, y, sobre todo, nos deja lecciones invaluables sobre el cuerpo humano y su maravillosa capacidad de adaptación.

La sangre se redistribuye debido a la falta de gravedad.

La acumulación de sangre en la parte superior del cuerpo da al rostro una apariencia orientaloide.

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SIGUIENDO LA HUELLA































tado de propuesta.








De Newton a Hubble




del telescopio

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SIGUIENDO LA HUELLA































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De Newton a Hubble




del telescopio

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del 90 por ciento de la energía irradiada por el Sol. La fusión de hidrógeno en helio es la que ha mantenido al Sol brillante los últimos cinco mil millones de años y lo mantendrá así otro tanto.

EL CICLO DE CARBONO

A temperaturas menores a 20 millones de grados, las reacciones protón-protón son el mecanismo principal de producción de energía. Sin embargo, a temperatu-

ras mayores (como las que se encuentran en estrellas con masas superiores a

1.5 veces la masa del Sol), el ciclo de carbono se vuelve el proceso dominante. En este proceso se supone que existe ya una pequeña abundancia de carbono. Esto puede suceder para estrellas de segunda generación, las cuales nacen de nubes de gas y polvo enriquecidas por la diseminación del material de una prime-ra generación de estrellas. Esta reacción empieza con la fusión de un átomo de carbono-12 con uno de hidrógeno, lo cual forma un átomo de nitrógeno-13, el cual es inestable y decae espontáneamente en un carbono-13.

El carbono-13 se fusiona con otro hidrógeno y forman nitrógeno-14, el cual hace lo propio para formar oxígeno-15. El oxígeno-15 decae espontáneamente en nitrógeno-15, el cual se fusiona con otro hidrógeno para formar finalmente helio-4 y devolver un carbono-12, igual al que participó en el primer paso del proceso. Así, el carbono-12 sólo actúa como un catalizador, y aunque durante el proceso existe la transformación en varios elementos, el producto final es ¡helio-4 y mucha energía!

REACCIONES TRIPLE ALFA

Como resultado de las reacciones anteriores, la abundan-cia de He en el interior de las estrellas se incrementa. A temperaturas mayores de cien millones de grados, el he-lio puede transformarse en carbono mediante la reacción triple-alfa. Esta reacción consiste en la fusión de dos áto-mos de helio-4 en berilio-8, que a su vez se fusiona con un tercer átomo de helio-4 para producir carbono-12 y liberar energía.

OTRAS REACCIONES ALFA

Durante el proceso de fusión o quemado de helio, algunos átomos de carbono reaccionan con núcleos de helio y for-man oxígeno, el cual reacciona para formar neón, magne-sio y sodio. También los oxígenos reaccionan entre sí y forman azufre, fósforo y silicio. El silicio se fusiona en

níquel, y éste, a su vez, decae en hierro. Este es el último

elemento que se forma en el interior de las estrellas. En general, los elementos más pesados que el hierro se pro-ducen por captura de neutrones durante las etapas finales violentas de la evolución de estrellas masivas.

LA MUERTE DE LAS ESTRELLAS

ENRIQUECE EL MEDIO INTERESTELAR

En la sección anterior describimos los procesos mediante los cuales las estrellas crean nuevos elementos. La masa que una estrella tenga en las últimas etapas de su existen-cia determinará el fin que le espera y por ende la forma en la que enriquecerá el medio interestelar.

Para una estrella que llega al final de su evolución con una masa menor a 1.4 veces la masa del Sol, sus capas externas serán expelidas en forma de un cascarón ga-seoso, mientras que sus capas internas se contraerán, au-mentando así su temperatura. Este núcleo caliente emitirá radiación ultravioleta, la cual, mediante los procesos de fotoionización y recombinación, provocará que el cas-carón gaseoso brille en luz visible.

Este sistema, formado por la estrella central caliente y el cascarón de gas brillante en expansión, se conoce como “Nebulosa Planetaria” (aunque no tenga ninguna relación con los planetas). Las nebulosas planetarias se expan-

den hasta que su material termina difuminándose en el

medio interestelar, enriqueciendo así su entorno con el

material procesado en el interior de las estrellas.

Por otra parte, si la masa final de una estrella es mayor a 1.4 veces la masa del Sol, ésta explotará como supernova. Es posible que la estrella se destruya totalmente o que el estado final sea una estrella de neutrones o un agujero ne-gro. En cualquier caso, la explosión de supernova provee de un gran flujo de neutrones (¡densidades de diez mil tri-llones de partículas por centímetro cúbico!) que permite el desarrollo de los procesos de captura rápida de neutrones. Mediante estos procesos, un núcleo atómico captura neu-trones hasta volverse inestable y decae hacia un isótopo estable, en donde la captura de neutrones prosigue. Este proceso se repite hasta que el flujo de neutrones dis-minuye. A partir de ahí, los átomos que se hayan formado decaen hasta alcanzar la estabilidad. De esta manera se pueden formar elementos pesados como el uranio, el torio

Figura 3: El telescopio de

2.1metros, del

Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de

San Pedro Mártir, Baja

California (OAN-

SPM). Este telescopio

cuenta con instrumentos

que le permiten

estudiar la composición

química de estrellas,

nebulosas y galaxias. Fotografía

cortesía de Elisa Iñiguez.

En 1765, Peter Dollond encontró una forma de eliminar por completo la aberración cromática, mediante la unión de tres lentes diferentes, a fin de crear el objetivo trillizo. A pesar de esta mejoría, los lentes de más de cuatro pul-gadas de los refractores tenían imperfecciones tales como burbujas y rayas que alteraban el aspecto de los objetos celestiales. Estos inconvenientes frenaron la evolución de los refractores, hasta que alguien fue capaz de fabricar un lente más grande, libre de defectos.

LENTES SIN DEFECTOS

En 1785, el artesano suizo Pierre Louis Guinand, tras casi 20 años de pruebas y errores, inventó una nueva técnica, que utilizaba un agitador de arcilla en lugar de un palo de madera, para mezclar el vidrio líquido. Con este agi-tador de arcilla, las burbujas salían a la superficie, y el

vidrio permanecía mezclado más tiempo. Como resultado de ello, los lentes de Guinand estaban casi por completo libres de defectos.

Con apoyo de una firma financiera alemana, Guinand enseñó su método de fabricación de lentes al físico Joseph Fraunhofer. Éste fabricó un buen número de excelentes telescopios. De hecho, el refractor Dorpat, de 9.5 pulgadas de diámetro, que construyó en 1824, fue el primer telesco-pio en usar soporte ecuatorial.

LOS REFLECTORES SE PONEN AL DÍA

Los telescopios reflectores se quedaron estancados por unos 40 años, hasta que los técnicos en óptica idearon cómo fabricar espejos no esféricos. En 1721, John Hadley se enseñó a sí mismo a manejar el material especular y él y sus dos hermanos crearon un espejo parabólico para un telescopio gregoriano.

Pocos fabricantes de telescopios lograron más avances que el astróno-

mo alemán –inglés de nacimiento- William Herschel. En 1773 inició la pro-

ducción de pequeños telescopios de unas cuantas pulgadas de diámetro. Sin embargo, en 1778 pulió un espejo fabricado con material especular, de aproximadamente seis pulgadas de diámetro. Este telescopio, de siete pies de largo, y de diseño newtoniano, fue el instrumento que utilizó unos dos años y medio más tarde, para descubrir el planeta Urano.

Las superficies reflejantes de Herschel, igual que otros espejos de espe-cular, tenían que ser pulidos de manera constante. Así, fabricó dos espejos para la mayor parte de sus telescopios, a fin de poder seguir sus observacio-nes con uno, mientras pulía el otro. En 1783, Herschel fabricó su telescopio más usado, el cual tenía un espejo de aproximadamente 18.5 pulgadas de diámetro y un tubo de veinte pies de largo. Su siguiente telescopio fue un instrumento con apertura de 48 pulgadas, el cual instaló en un tubo de 40 pies de largo. Para subir y bajar sus telescopios de 20 y 40 pies, Herschel

utilizaba cables soportados por estructuras de madera. Su monstruo de 40

pies fue, a partir de 1789, el telescopio más largo, hasta que, en 1845,

William Parsons, el tercer conde de Rosse, completó su versión de 72 pul-

gadas de diámetro.

Parsons deseaba un telescopio mejor y más grande que el de Herschel, y la única manera de lograrlo era fabricándolo él mismo. Afortunadamente para él, tenía recursos ilimitados, tanto económicos como materiales. Así pues, puso manos a la obra en Birr Castle, en Irlanda.

EL LEVIATÁN DE PARSONSTOWN

A fin de perfeccionar su método, Parsons moldeó primero un espejo de 15 pulgadas; después, uno de 24, y finalmente, uno de 36. Este último producía imágenes más brillantes y más nítidas que los espejos de Herschel. Entonces, ¿cuál sería el siguiente paso? Hacerlo más grande. Lo logró simplemente duplicando el diámetro. Después de haber vaciado su espejo de 72 pulgadas, tuvieron que transcurrir más de 16 semanas para que se enfriara. Durante el proceso de pulido, el espejo se quebró. Sin desmoralizarse, vació un se

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Figura 2

















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Figura 2

















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INTRODUCCIÓN

Mira a tu alrededor. Observa las cosas que te rodean. Una mesa, una silla, el papel de esta revista, tu pro-pio cuerpo. Si fuésemos capaces de identificar un

átomo de alguna molécula de nuestro cuerpo, quizás un átomo de carbono, y pudiésemos pedirle que nos contara su historia, ¿qué crees que nos diría? “Yo estuve antes en una cadena de proteínas en la carne de un pez que tú te comiste. Luego me procesaste mediante tu sistema diges-tivo, y fui absorbido por tu cuerpo. Ahora soy parte de tu brazo izquierdo. Pero antes estuve en una alga marina, que a su vez me había absorbido como parte de los nu-trientes del suelo... bla bla bla....” El átomo de carbono seguiría narrando su historia; tal vez hasta nos contaría de cuando formó parte de un di-

La alquimia del universoDoctor Roberto

Vázquez MezaInvestigador Titular

/ Instituto de Astronomía

/ Universidad Nacional

Autónoma de México

en Ensenada, B. C. Jefe del

Departamento de Astronomía

Observacional / Área de

investigación: Astrofísica del

Medio Interestelar vazque@astrosen.

unam.mx

Roberto Vázquez Meza

nosaurio o de un helecho prehistórico. Pero, sea cual sea su recorrido, invariablemente nos diría, refirién-dose a su origen: “Nací en el interior de una estrella”.

Lo mismo pasaría para casi todos nuestros átomos. Estamos hechos de bloques construidos por las es-

trellas. ¡Todos nosotros! ¡Todo lo que nos rodea!

LOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Y EL ORIGEN DEL UNIVERSO

Se cree que, en sus inicios, la densidad y temperatura del Universo eran tan altas, que la física que conocemos no es capaz de describir este escenario. Después del rom-pimiento de la simetría (por alguna razón el número de partículas de materia excedió al de las de antimateria por un factor de 1.000000001), el exceso de materia condujo a

Figura 1: Imagen del Sol en luz

ultravioleta, tomada por el satélite SOHO.

La superficie del Sol brilla por la

temperatura que alcanza debido

a las reacciones termonucleares

de su interior. Imagen tomada del sitio web de

la NASA.

Figura 1

pero sin compradores.Entonces hizo su aparición George Ellery Hale, de la

Universidad de Chicago. Reconociendo la importancia de un observatorio para un programa académico de astrofísi-ca, Hale y el presidente de la universidad convencieron

a Charles Tyson Yerkes, un magnate Ferroviario de Chi-

cago, de que pagara los lentes del telescopio, el montaje

y el resto del observatorio. Hale eligió un sitio en el sur-este de Wisconsin, en la orilla del lago Ginebra. Las noches extremadamente frías permitían una clara visibilidad.

El Yerkes de 40 pulgadas vio la primera luz en 1897. El tubo de este telescopio gigante es de 64 pies de largo y pesa seis toneladas. Este peso no incluye el sistema de montaje. Tan sólo los lentes pesan unas 500 libras –más de 226 kilogramos. El telescopio de refracción Yerkes, to-davía en uso en nuestros días, sigue siendo uno de los telescopios más grandes del mundo.

Desgraciadamente, los lentes más grandes y más grue-sos se comban por su propio peso. Asimismo, absorben

algo de la luz entrante. Estos problemas, combinados con los avances en la fabricación de espejos, popularizaron nuevamente los telescopios reflejantes. El siglo XX fue tes-tigo de la construcción de enormes reflectores.

REGRESO DE LOS REFLECTORES

El deseo de los astrónomos de obtener más luz para sus fotografías y para su investigación espectroscópica ayudó a revivir el telescopio reflejante. La nueva tecnología –uso de espejos cubiertos de aluminio en lugar de metal- sig-nificó espejos con menos exigencias de mantenimiento. Asimismo, eran mucho más ligeros y más fáciles de mane-jar. Mientras en otros países los ópticos construían len-

tes reflectores de vidrio recubierto, su aceptación fue

lenta en los Estados Unidos. Hale jugó un papel determi-

nante en el impulso hacia los grandes reflectores.

Incluso antes de que estuviera terminado el refractor

Progresivamente, conforme fue avanzando la tecnología, los reflectores fueron siendo más grandes. El telescopio de Hooker marcó el límite para los espejos de vidrio, de modo que, a partir de entonces, se fabricaron espejos de dife-rentes materiales, recubiertos con aluminio. El reflector Hale, de 200 pulgadas, de Monte Palomar, mantuvo durante casi treinta años el rango del telescopio más grande del mundo, de 1948 a 1975. El ruso BTA-6 (Gran Telescopio Alt-azimuthal), fue el reflector de 236 pulgadas que superó en 1975 al Hale de 200 pulgadas, pero la óptica del Hale era superior. En la década de los años noventa, los astrónomos construyeron un buen número de reflectores masivos, a fin de superar el poder de resolución del Hale.

Para fines del siglo XX, los astrónomos estaban utilizando espejos seg-

mentados a fin de crear telescopios de reflexión todavía más grandes. A fin de superar las distorsiones causadas por la atmósfera, han colocado telescopios en órbita alrededor de nuestro planeta. La búsqueda tendiente a ver y a comprender más sobre nuestro universo sigue su marcha. Es un objetivo que se planteó hace 400 años, y no hay señales de que se vaya a detener.

de 40 pulgadas de Yerkes, Hale empezó a planear un reflector de 60 pulgadas. Dado que el Medio Oeste superior no gozaba de las mejores condiciones para la observación, decidió instalarlo en lo alto del Monte Wilson, en California.

Hale contrató a un óptico de nombre George W. Ritchey, quien fabricaba es-pejos telescópicos de la más alta calidad, incluido uno de 24 pulgadas, utilizado en el Observatorio Yerkes. La tarea de Ritchey consistía en hacer el espejo de 60 pulgadas. Para empezar, acondicionó una habitación limpia en su tienda de pulido. Selló las ventanas; mantuvo la temperatura tan uniforme como le fue po-sible; instaló una pantalla de lona sobre el espejo, a fin de protegerlo del polvo, y utilizaba una bata y una gorra de médico. El reflector de 60 pulgadas inició operaciones en 1908.

Hale no se detuvo ahí. Unos años más tarde, el empresario de Los Ángeles,

John D. Hooker, junto con la Institución Carnegie, aportó el dinero para un

reflector de cien pulgadas, también en lo alto del Monte Wilson. Una vez ter-

minado, todo el instrumento –espejo, tubo y contrapesos- pesaba más de cien

toneladas, a pesar de lo cual se podía mover con gran precisión. El telescopio Hooker de cien pulgadas vio la luz primera en 1917, y la investigación normal se inició en 1918. Después de más de 70 años, un telescopio había superado en tamaño al Leviatán de Parsonstown.

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NEBULOSA PLANETARIA


















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HAZAÑA DEL HOMBRE














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y corresponden a emisiones en longitudes de onda que son entre 6 y 16 veces mayor que la luz visible. Básica-

mente hablando, estamos observando el calor emitido

por fuentes en el cielo. Parecería que las estructuras de

las fuentes tienen una forma bipolar, y en todos los ca-sos, ellas están centradas encima de estrellas frías en el proceso de formación.

Estas estrellas eventualmente se calientan, y emiten fuertes vientos estelares, vientos que conducen a disper-sar el material del cual se formaron. A los lectores de este artículo quizá les interese saber que las nubes intereste-lares son removidas también por la presión de radiación de estas estrellas –un concepto con el que la mayoría de nosotros no estamos muy familiarizados. Sin embargo, si tuviéramos manos extremadamente sensibles y delicadas, y las sostuviéramos hacia el Sol, entonces uno podría en principio, detectar la fuerza de la luz del sol empujándo-las hacia atrás. Un ejemplo típico de esto se ilustra en la figura 7, donde un grupo de estrellas calientes recién for-mado, ubicado en el centro de la nube, ha empujado el ma-terial hacia fuera en forma de un precioso anillo de gas.

GAS LUMINOSO

Este anillo está brillando porque los átomos internos se han roto por radiación de alta energía de las estrellas, y forman un “plasma” de gas caliente – como en el caso de rayos X tomados por nuestros médicos, donde si no tuviésemos suficiente cuidado, los rayos podrían dañar los núcleos de nuestras células, y originar tumores can-cerosos. Hemos estado estudiando estas regiones de gas luminoso utilizando el Telescopio Espacial Spitzer, y es-tamos investigando su estructura y evolución, intentando entender cómo las regiones de gas neutro interactúan con el plasma.

Eventualmente estas estrellas se liberan de este gas, y se convierten en algo como nuestro Sol, o quizá estrellas más calientes y más masivas, o más frías y menos masivas. Las estrellas se mantendrán así por miles de millones

de años en el caso de nuestro Sol, y pocas decenas de

millones de años para estrellas mucho más calientes. Esta fase de evolución puede estar ligada a una persona de mediana edad, quien parece conservarse igual y sin cambios por veinte o treinta años. Tarde o temprano, las estrellas entran en su fase de la tercera edad, y el com-bustible nuclear que es responsable de la luminosidad va a extinguirse.

Las primeras en desaparecer son las estrellas más ma-sivas, cuyos núcleos están hechos de carbón, oxígeno, si-licón y hierro. Eventualmente la temperatura es tan grande, que los átomos de hierro se desintegran y convierten en protones y neutrones, y ahora comenzará una serie de procesos complejos que ocurren en un corto tiempo. El re-sultado es que el núcleo de la estrella colapsa y, si es sufi-cientemente masiva, puede convertirse en un hoyo negro. Por contraste, sonidos de ondas internas y fuertes flujos de neutrinos causan que las superficies de estas estrellas sean expulsadas de manera explosiva hacia el espacio.

Este suceso es asombroso en realidad. Piense por un momento que aproximadamente 50 millones de billones

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1

Tierra y en órbita, que nos permiten escudriñar el Universo tan lejos como 10 mil millones de años luz de distancia.

Observar el cielo nocturno cada vez con más detalle ha sido fundamental para la evolución humana, probablemente desde Lucy hasta estos días. Todas las civilizaciones han tenido en su base hurgar el cielo con todo detalle. Las de los habitantes de nuestro territorio, México, no han sido la excepción. Hoy todas

las naciones reconocen la astronomía avanzada de nuestro país desde los an-

tiguos mexicanos, quienes organizaron su vida, sus ciudades, sus sociedades

de acuerdo a la posición de los astros y sus aparentes movimientos, o su

aparente inamovilidad.

LOS ANTIGUOS ASTRÓNOMOS MEXICANOS

En Xochicalco (“casa de las flores”), por ejemplo, hace mil 309 años, 909 antes que Galileo observara por vez primera el cielo nocturno con telescopio, sus ha-bitantes construyeron en la urbe celeste un observatorio para el día en que la luz del Sol no hace sombra. Hasta la fecha, los días 15 de mayo y 29 de julio, al alba, pareciera que el Sol surge del volcán Popocatépetl, visto desde el complejo habitacional llamado La Acrópolis. Esto evidencia que el centro de la ciudad

fue escogido minuciosamente para ajustar su posición Norte-Sur y así poder

observar esta conjunción del alba solar con el volcán.

Asimismo, al iniciar el año, esa conformación de luceros parecida a un es-corpión, con la estrella roja Antares vista desde Xochicalco, pareciera surgir del cerro Colotepec (escorpión) en el horizonte del lado Oriente. En la pirámide de las Serpientes Emplumadas, sus tableros y taludes contienen representaciones relacionadas con la cuenta del tiempo, como el ciclo de 52 años solares; la di-visión del año en dos partes. En la cancha del Juego de la Pelota, el Sol puede verse a través de los anillos del juego en los días del equinoccio.

Prácticamente todas las estructuras arquitectónicas de las civilizaciones me-soamericanas tienen una disposición relativa al movimiento de los astros, acusa-damente el Sol, la Luna y Venus.

La observación humana del cielo nocturno fue a simple vista hasta el año 1609, cuando uno de nuestra especie, Galileo Galilei, usó un telescopio para ob-servar las luces del cielo nocturno, y todo empezó a cambiar en nuestra manera de pensar y de ver el mundo, que ha ido desplazando nuestra arrogancia egocén-trica desde el centro del firmamento hasta un modesto suburbio exterior de una más, la Vía Láctea, de entre miles de millones de galaxias.

HAZAÑAS DE LA ASTRONOMÍA MODERNA

La astronomía mexicana ha tenido su modesta pero rele-vante contribución a esa comprensión cada vez más deta-llada de ese Universo; de los tabiques que lo constituyen, que fabrican sus estrellas, de los que se formaron las ga-laxias, la estrella Sol y sus planetas, incluida la motita azul pálida, la Tierra.

Si bien nuestro país se incorporó tarde a la astronomía moderna, desde sus inicios nuestros astrónomos

mostraron gran capacidad, talento y competencia inter-

nacional. En 1874, Francisco Díaz Covarrubias encabezó una expedición a Japón para observar el tránsito de Venus frente al Sol, logrando uno de los primeros y mejores re-portes del evento.

En su grupo iba el historiador Francisco Bulnes, cuyos apuntes sobre Japón impulsaron las relaciones diplomáti-cas de México con aquél país, en una nación que con difi-cultad se restauraba de la devastación de las guerras de intervención, presidida entonces por Sebastián Lerdo de Tejada, quien, no obstante las penurias económicas, supo de la importancia de apoyar a Covarrubias en su propósito astronómico.

OBSERVATORIO DE CHAPULTEPEC

El 5 de mayo de 1878 se inauguró el Observatorio de

Chapultepec, ubicado en el llamado “Caballero Alto”

del legendario y emblemático Castillo. Al día siguiente de la inauguración, los astrónomos mexicanos observaron el tránsito del planeta Mercurio frente al disco solar. En septiembre de 1882, detectaron el paso del Gran Cometa (uno de los dos fragmentos del cometa Ikeya-Seki) con un telescopio refractor de 38 centímetros.

La divulgación de la astronomía ha sido también de la mayor importancia en el país, desde sus albores moder-nos. En 1881, el director del Observatorio, ingeniero José Ángel Anguiano, inició la publicación del Anuario del Ob-servatorio de Chapultepec, con datos de la posición celeste de los astros, resúmenes meteorológicos y artículos de divulgación.

EL “CARTA DEL CIELO”

El telescopio tipo Carta del Cielo fue adquirido por el gobierno de Porfirio Díaz en 1889, a solicitud del inge-niero José Ángel Anguiano, director del Observatorio As-tronómico Nacional, fundado el 5 de mayo de 1878. Que el gobierno de Díaz concediera su adquisición fue resultado de la exitosa presentación de una fotografía de la Luna en un Congreso Internacional de Astronomía efectuado en París, cuya temática era justamente la fotografía del cielo.

La placa fue obtenida por Guillermo Beltrán y Puga,

Teodoro Quintana y José María Chacón, abnegados co-

laboradores de Anguiano, con un telescopio llamado

pomposamente “Gran Ecuatorial”, un refractor de 38

centímetros de diámetro y cinco metros de distancia fo-

cal, que no estaba diseñado para realizar fotografías.

Considerando que la fotografía a base de gelatina de bromuro con nitrato de plata sobre placas de cristal se inventó en 1871, y que las exposiciones aun a la luz del día eran tan largas como segundos, tomar aquella fotografía

Telescopio tipo Carta del Cielo.

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mil millones de pesos. Precisamente son el resultado de estas reacciones las que vemos cada noche cuando mi-ramos el cielo, y vemos las estrellas. Sin embargo como en la mayoría de las cosas, lo que nos parece difícil para nosotros es algo común y corriente en el mundo natural.

NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA

Así, una nueva estrella se ha formado, pero ésta es todavía difícil de ver con un telescopio normal –está todavía en-vuelta en las densas nubes interestelares fuera de las cuales se formó, y su luz es fuertemente extinguida por polvo dentro de las nubes. Sin embargo, ahora podemos ver estrellas como ésta gracias a las observaciones en el infrarrojo, un tipo de luz (o más bien calor) que puede penetrar la oscuridad de estas nubes. ¿Y qué vemos?

Bien, una imagen de estrellas de este tipo se muestran en las Figuras 2 y 3, tomada con el Telescopio Espacial

Hubble, y el llamado The Very Large Telescope (Telesco-

pio Muy Grande) en Chile, y es claro por estos y otros resultados, que las estrellas están rodeadas por gruesos discos de material –discos que a través de una larga evo-lución se convertirán en sistemas planetarios. Estrellas como ésta tienen también delgados chorros o “jets” que emergen desde la estrella central, causado por efectos de campos magnéticos dentro de los discos.

Aunque los procesos que crean estos jets todavía no

están completamente comprendidos, parece que material del disco puede ser transferido hacia los ejes rotacionales de las estrellas y entonces ser expulsados en chorros alta-mente colimados - los jets que se muestran en las Figuras 2 y 3. Al mismo tiempo, es muy posible que estos delgados jets estén asociados con chorros de material más anchos y menos colimados, y que éstos resulten en estructuras bi-polares que hemos estado observando mediante el Telescopio Espacial Spitzer. En la Figura 4 se muestra una imagen de una de estas estructuras tomada en el infrarrojo, reciente-mente obtenida usando el Telescopio Subaru, de Japón.

TELESCOPIO ESPACIAL SPITZER

Aprovecho este momento para explicar algo de nuestro traba-jo en esta área, describiendo primeramente el Telescopio Es-pacial Spitzer. Éste es un telescopio en órbita alrededor de la tierra, designado para observar objetos muy fríos –para lo cual necesitamos enfriar el espejo, que está hecho de berilio, a temperaturas de sólo 5.5 grados por encima del cero absoluto (o -268° C). Éste es un gran reto tecnológi-co, y nos muestra la forma en la cual la Astronomía está evolucionando al frente de las innovaciones tecnológicas. Hemos estado utilizando resultados de este telescopio para observar estrellas que están naciendo, y otras en pro-ceso de muerte. Algunas de nuestras imágenes tomadas con este telescopio se muestran en las Figuras 5 y 6,

Figu

ra 6

Figu

ra 7

del cielo nocturno fue en verdad una proeza Por el im-pacto del trabajo de los astrónomos de Tacubaya en aquel congreso, en 1887, el almirante Amédée Ernest Mouchez, director del Observatorio de París, que había ideado un proyecto de 22 mil placas fotográficas del cielo para car-tografiarlo, invitó al gobierno mexicano a participar, con el compromiso de capturar imágenes de estrellas desde magnitud 11, más luminosas; hasta 14, menos luminosas, cubriendo una área comprendida entre -10 y -16 grados de declinación (coordenadas de medición de posiciones Norte-Sur), reuniendo un total de mil 260 placas, esfuerzo que concluyó en 1943.

El reporte de los resultados debía contener las medi-das cartesianas, las constantes necesarias para su trans-formación en medidas celestes, el tiempo de exposición da cada placa, el estado atmosférico, la fecha y las condi-ciones de visibilidad.

El telescopio tipo Carta del Cielo del Observatorio As-tronómico Nacional (OAN) se compró en la Casa Grubb de Dublín, Irlanda. Había otros fabricantes que podían hacer este instrumento, pero México había adquirido ya otros instrumentos de esa casa, existían referencias, era un fa-bricante serio, de los mejores en aquel entonces.

Para ilustrar la calidad de este fabricante de instrumen-tos astronómicos, hay un documento en la biblioteca del Instituto de Astronomía de la UNAM titulado Telescopios Victorianos, que trata de los telescopios que se fabricaban en aquella época en Inglaterra, varios de la Casa Grubb. Entre ellos aparece una fotografía de un Carta del Cielo aún en proceso de fabricación. El pie de foto dice que se trata del telescopio destinado para México.

ESTRELLAS EN FORMACIÓN

En el siglo XIX, el británico Sheburne Wesley Burnham observó el extraño fenómeno astronómico de un objeto brillante que lanzaba chorros por sus dos extremos, pero no pudo ofrecer una explicación. Fue hasta la década de los cuarenta del siglo veinte cuando se supo que se tra-taba de estrellas en formación, que engullían material circundante. Por lo mismo, el material se arremolina al-rededor de la estrella en forma de plato, llamada disco de acreción o circumestelar, y en momentos la estrella en formación pareciera vomitar el material tragado en forma de jets, o chorros perpendiculares al disco.

Los chorros lanzan material a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, el cual choca con el gas y polvo interestelar, y forma unos patrones de bri-llos muy peculiares. Los astrónomos que estudiaron

este proceso en detalle, entre 1946 y 1947, cada uno

por su lado, fueron George Herbig y el mexicano Gui-

llermo Haro. Por eso reciben el nombre de Objetos Her-big-Haro.

POCOS, PERO TALENTOSOS

En general en nuestro país ha habido pocos científicos por habitante, pues hemos carecido del impulso de una cultura que haga de la ciencia el motor de nuestro desa-rrollo, como sucede con las grandes potencias. No obstan-te, nuestros científicos son muy competentes a escala

internacional. Los astrónomos son un buen ejemplo de

ellos. Sus contribuciones son de las más citadas en la

literatura científica, amén de sus contribuciones con ins-trumentos de tecnología de última generación.

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una taza similar de aire contiene cerca de diez mil bil-lones de átomos más que éstas.

Sin embargo, aunque esto nos parece casi como un vacío total –y en realidad, es extremadamente difícil con-seguir un vacío tan bueno en laboratorios aquí en la Tie-rra– es precisamente en estas regiones en donde sabemos ahora que las estrellas se forman.

FUERZA GRAVITACIONAL

Así que regresemos al punto donde estamos, flotando den-tro de una de estas nubes. Quizá bajo las circunstancias correctas, sintamos un ligero tirón en uno de nuestros brazos o piernas. Esta fuerza es muy suave, y pudiera parecer imperceptible inicialmente. Pero señala el hecho de que hay material concentrado en una pequeña región más profunda de la nube, y nos jala gravitacionalmente hacia un lado. Cuando nos movemos, con una creciente ve-locidad hacia el centro de la región, quizá sintamos que la temperatura y densidad están aumentando –un resultado que no es del todo sorpresivo.

Quizás hayas sentido un efecto así aquí en la tierra, cuando estás inflando las llantas de tu bicicleta. La com-presión del aire resulta en un aumento en su temperatura, en concordancia con una ley de gas descubierta por pri-mera vez en 1802 por el físico francés Joseph Louis Gay-Lussac.

REACCIONES NUCLEARES

Eventualmente, el material en caída libre se vuelve mucho más denso, y la temperatura aumenta hasta el punto en que las primeras reacciones nucleares ocurren -esas que causan los átomos de deuterio, las cuales son un tipo de átomo de hidrógeno pesado (más precisamente, hidró-geno que tiene un protón y un neutrón en su núcleo) para fusionarse en una forma ligera de helio (un átomo al que le falta un neutrón comparado con la forma más abundante de este elemento).

Así, el proceso continúa en una compleja serie de fases, hasta que obtenemos una protoestrella en la cual el núcleo está transformando el hidrógeno a helio y ge-nerando grandes cantidades de energía – o, si la estrella es más masiva, es posible que el proceso pueda involucrar carbón, nitrógeno y oxígeno.

Ésta es la reacción que causa que estrellas como

nuestro Sol brillen, y que tratamos de reproducir aquí

en la Tierra, en un intento de obtener energía barata y

limpia. Esa fusión ocurre, sin embargo, sólo en las condi-ciones más inhóspitas, y ha sido frustrante reproducirlas. Ha tomado mucho tiempo desarrollar reactores de fusión, y parece que pasarán 30 años más por lo menos antes que emerja algún beneficio positivo. Es difícil y costoso confinar plasma a 100 millones de grados centígrados, y el próximo experimento multinacional costará cerca de 50

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ra 4

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ra 5

LA DÉCADA MÁS RECIENTE

En los últimos diez años han sido frecuentes las aportacio-nes de conocimientos nuevos y descubrimientos de los as-trónomos mexicanos a la astrofísica. Bástenos mencionar

el descubrimiento de una estrella en formación, rodeada

de una esfera de vapor de agua, por el grupo de Luis

Felipe Rodríguez, Salvador Curiel y Jorge Cantó; años

después, el mismo Salvador Curiel descubrió un disco

de acreción en una estrella muy masiva, cuando se pen-

saba que estos discos sólo se presentaban en estrellas

pequeñas parecidas al Sol.

EL UNIVERSO SE ENFRÍA

Por su parte, Vladimir Ávila reportó que los estallidos de rayos gamma, eventos poderosísimamente energéticos, han decrecido desde hace decenas de miles de millones de años hasta nuestros días, lo que induce a pensar en el enfriamiento del Universo.

Materia perdida, encontrada. ¿Cómo llegó ahí? Del cál-culo de la materia y energía que compone el Universo, sólo el cinco por ciento es materia conocida, común y corriente (protones, neutrones, electrones, etcétera) o “bariónica”, como la llaman los físicos; el resto es materia y energía exóticas, que llaman “oscura”. Resulta que del inventario de ese cinco por ciento de materia conocida, faltaba la mi-tad ¿dónde estaba?

Fabrizio Nicastro y Yair Krongold la encontraron de manera muy ingeniosa, usando el poderoso destello de un jet de cuásar que atravesó el espacio intergaláctico hasta nosotros y en los registros presentó zonas de absorción indicando la presencia de varios elementos muy dispersos en un espacio intergaláctico poco denso pero muy ca-liente: ahí estaba la materia perdida. ¿Cómo llegó ahí?

El colapso o estallido en la muerte de estrellas muy masivas no es lo suficientemente poderoso como para lanzar el material fuera de las galaxias. Yair Krongold en-

contró la respuesta: los hoyos negros. No es del todo

correcto que estos “monstruos” engullan absolutamente

todo a su alrededor. En lo que los astrónomos llaman el

“horizonte de eventos” de un hoyo negro suceden co-

sas extrañas, como si se tratara de la superficie de un

esmeril que, al acercarle un metal, vemos cómo lanza

chispitas por todos lados. El fenómeno es tan poderoso que el material es lanzado hasta el espacio intergaláctico por los hoyos negros, que acusadamente habitan en el zó-calo de las galaxias.

IMÁGENES ASTRONÓMICAS

CON TÉCNICA DOPPLER

¿Pueden imaginarse tomar una fotografía de un avión jet con sólo la emisión de su sonido? Es perfectamente po-sible. Eso hace el sonar de los submarinos o el ultrasonido para ver bebés en el vientre de sus madres sin dañarlos; pero parecería de ficción poder ver una estrella binaria con el llamado efecto “doppler” (si la sirena de una ambu-lancia se acerca, escuchamos su sonido agudo; si se aleja, cambia a un tono más grave.

La onda de sonido se aplasta hacia adelante de la am-bulancia y se elonga detrás de ella. En la luz sucede igual,

pero se manifiesta corriéndose al rojo del espectro de luz si se aleja y hacia el azul si se acerca). Juan Echevarría pudo “fotografiar” una estrella binaria usando por vez primera la técnica del efecto doppler, con el telescopio de dos metros del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir.

ESTALLIDOS DE SUPERNOVAS

Y EL VOLCÁN POPOCATÉPETL

A Jorge Cantó y Alejandro Raga les fascina hacer mode-los matemáticos para entender la formación y colapso de las estrellas, y el comportamiento de las ondas de choque cuan-do estalla una supernova. La física es igual allá afuera que aquí en la Tierra, y por ello supusieron que en el esta-llido de una erupción del volcán Popocatépetl, la onda de choque debía comportarse físicamente como en cualquier otro lugar.

Hicieron un modelo agregando densidad de la atmós-fera, temperaturas, densidad de materiales, resistencia del tapón rocoso del volcán, demás ingredientes y su modelo predijo que la onda de choque tendría el poder equiva-lente a las ráfagas de huracán a 200 kilómetros por hora, que se diluiría a una distancia de entre 12 y 25 kilómetros del cráter.

Cuando el volcán hizo erupción, ya se había evacua-

do a la población aledaña a 25 kilómetros de distancia;

gracias al modelo de los astrónomos, no hubo desgra-

cias humanas que lamentar.

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efectos de la luz de la ciudad fueron prácticamente cero. Tales condiciones sólo existen ahora si uno viaja a lugares como el Amazonas, los desiertos de Australia, y algunas regiones con poco desarrollo en África, como Chad o Etiopía.

TELESCOPIOS IMPONENTES

Por otro lado, hoy en día nosotros tenemos ventajas que los antiguos no tuvieron. La tecnología moderna ha per-mitido el desarrollo de cada vez más grandes y modernos telescopios. Por lo tanto, se espera que para 2017 tenga-mos un telescopio que tendrá un diámetro de 20 metros, y otros de 40 metros poco después. Éstos son equipados con detectores de tecnología de punta, y mucho más sen-sitivos que el ojo humano.

Adicionalmente, ahora podemos poner en órbita te-

lescopios mas pequeños, de modo que las condiciones

son aún más prístinas de lo que fueron en el desierto

del norte de África, y podemos ver tipos de radiación

(rayos X, rayos gamma, radiación infrarroja) lo que era inconcebible hace mil años. Son precisamente éste y otros tipos de telescopios los que nos permiten ahora ver que el Universo es un lugar mucho más violento de lo que nunca imaginamos –un lugar donde las estrellas explotan y mueren, donde las nubes interestelares se colapsan y nacen nuevas estrellas; y donde los materiales producidos en estas estrellas resultan en lo más preciado de todo –la vida aquí en la tierra.

PRINCIPIA LA HISTORIA

Así que comencemos esta historia desde el principio, en la oscuridad del espacio interestelar, e imaginemos que estamos flotando dentro de una nube de gas interestelar de un tamaño inimaginable –alrededor de un millón de veces más grande que nuestro sistema solar. Un pequeño ejemplo de una nube así se ilustra en la Figura 1, donde se verá que parece un espacio oscuro entre las estrellas. Y en realidad, hasta hace aproximadamente cien años, no estaba muy claro si estábamos viendo hoyos en la cortina de las estrellas, o un objeto negro y grande ubicado entre nosotros y las estrellas. Ahora sabemos que esto último es la explicación correcta, y que la oscuridad en la figura es

un pequeño ejemplo de una nube interestelar. La región

se ve oscura por todo el polvo dentro de la nube. En real-

idad, estas regiones son mucho más polvosas de lo que

encontraremos en ningún otro lado en la Tierra, fuera de quizás una tormenta de arena en el desierto del Sahara.

Aunque estas nubes pueden ser extremadamente masivas y contienen cien mil veces la masa del Sol, y son densas comparadas con mucho del espacio entre las estrellas, son extremadamente tenues comparadas con cualquier cosa que conozcamos aquí en la Tierra –pueden contener más o menos un millón de átomos en un volumen comparable a una taza de café. Esto parecería mucho, hasta que nos damos cuenta de que

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ra 1

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ura 3

ESTALLIDOS GALÁCTICOS

DE RAYOS GAMMA

Los estallidos de rayos gamma (ERGs) son las explosio-nes más poderosas conocidas, pero son muy elusivos para su detección, por su cortísima duración; no obstante, Wi-lliam Lee se las ingenió para descubrir estallidos de rayos gamma provenientes de cuatro galaxias, tres de las cuales compartían la característica de haber agotado su polvo y gas cósmico, nutrientes de las estrellas (viejas); la cuarta tenía vida media.

¿Cómo se formaron las Columnas de la Creación? Es probable que ustedes hayan visto las preciosas imágenes de la gigantesca nebulosa del águila, la cual tiene una región con formaciones de columnas muy singulares, que han recibido el apodo de “dedos de la creación”, pero no los forma ninguna deidad. La explicación física fue dada a conocer por José Franco, Guillermo García-Segura y Al-fredo Santillán, a través de una simulación numérica.

En el extremo de los “dedos” de polvo y gas cósmico, hay una incubadora de estrellas. Eso se sabía, pero el com-

portamiento específico de la irradiación de las estrellas

nacientes, el viento estelar, con el material de polvo y

gas circundante, fue la aportación de nuestros astróno-

mos.

PEQUEÑO SISTEMA PLANETARIO

Desde hace más o menos una década se han multiplicado los descubrimientos de planetas en otras estrellas dis-tintas a la nuestra, pero la joven astrónoma Lucía Adame descubrió un objeto subestelar (que aún no llega a estrella) con un disco que sugiere la existencia de un minisistema planetario.

ASTROFÍSICA CON AGUA

Otra joven astrónoma mexicana, Magdalena González, en-cabeza la parte científica de un megaproyecto de física de frontera llamado HAWC (observatorio de Agua Cerencov de Gran Altitud, por sus siglas en inglés), un observatorio que en vez de telescopio usa cientos de oscuros tanques cilíndricos de agua dispuestos en rectángulo, como alber-ca, a cuatro mil metros de altura, en la Sierra la Negra, Puebla, cerca del Gran Telescopio Milimétrico del INAOE.

Magda está siendo pionera de una astronomía nue-va, astrofísica de partículas. La Tierra está siendo bom-bardeada permanentemente por poderosos rayos cósmicos de los que nuestra atmósfera nos protege. Sin embargo los rayos cósmicos chocan con las partículas más exteriores de nuestra atmósfera haciendo chuza, como en el boliche, creando una lluvia de partículas que se van diluyendo an-tes de tocar tierra. En agua del cerencov a gran altura se

produce un fenómeno de luz conocido como cerencov

que permitirá inferir qué está pasando allá afuera en el

cosmos de donde provienen los poderosísimos rayos

cósmicos.

TECNOLOGÍA DE PUNTA

En el aspecto tecnológico, en los últimos diez años, nuestros astrónomos del Instituto de Astronomía de la UNAM y del Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y

Electrónica (INAOE) y el Centro de Ingeniería y Desarrollo Industrial (CIDESI) han sido capaces de desarrollar instrumentos de nueva generación que han com-petido en su licitación con otros países.

Tal es el caso de la Cámara de Verificación (CV) para el Gran Telescopio de Canarias, el telescopio reflector óptico más grande construido hasta la fecha en el mundo, que por sus mismas dimensiones (10.4 metros de diámetro en su es-pejo primario, ha sido necesario construirlo en segmentos, 36 espejos en forma hexagonal. La CV es un instrumento que entre otras funciones coloca en el punto focal de la curva del espejo a los 36 segmentos con precisión micrométrica.

Los técnicos astronómicos mexicanos también diseñaron para el GTC la cá-mara OSIRIS (Optical System for Imagine and low Resolution Integrated Spectros-copy), un sistema óptico para imagen y espectroscopia integrada de resolución baja e intermedia. Con este instrumento el GTC podrá hacer espectroscopia de varios objetos simultáneamente, además de incorporar el uso de filtros sintoni-zables que permiten observar con precisión en una línea específica del espectro de luz.

Asimismo, el Instituto de Astronomía lidera la construcción del instru-

mento FRIDA que es desarrollado para el GTC junto con el Instituto de As-

trofísica de Canarias (Esp), la Universidad de Florida (EUA), el CIDESI, la Uni-

versidad Complutense de Madrid, la Universidad de Marsella y el Laboratorio

de Astrofísica del Observatorio Midi-Pyrénées (FRA). Este instrumento per-mitirá investigar objetos muy distantes en alta resolución, muy cerca del origen del Universo; dilucidar qué ocurre en el interior de las regiones donde se forman las estrellas, en los núcleos de las galaxias o cómo es su evolución química y sus movimientos.

Si tuviéramos una cultura científica, si tuviéramos políticas de Estado sobre ciencia, todas estas modestas hazañas de nuestra astronomía (y de otras disci-plinas científicas) habrían redundado en nuestra sociedad en su visión del mun-do y su manera de pensar, y en un desarrollo tecnológico que nos haría competi-tivos en esta llamada economía del conocimiento.

A fin de cuentas ha sido esa visión y ese pensamiento, el científico, el que ha permitido la sobrevivencia y evolución de la especie desde Lucy, hace 3 millones de años hasta nuestros días. 2009, Año Internacional de la Astronomía.

HAWC, High Altitude Water Cherenkov, es un observatorio de rayos gamma de

gran apertura capaz de monitorear el cielo en el rango de energías de 100 GeV a 100

TeV que estará en funcionamiento en México a partir de 2010.

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Podría parecer que las estrellas sobre nosotros no cambiaran mucho –que el cielo es esencialmente el mismo, sin ningún cambio, aparte de la presencia

de cometas que cruzan velozmente el espacio, y planetas como Marte, Venus y Júpiter, que hacen una danza majes-tuosa en el firmamento, y que parecen ir hacia adelante y hacia atrás entre las estrellas.

El ritmo de estos movimientos fue conocido por nuestros antepasados, y particularmente bien estudiado por los árabes, quienes son los responsables de muchos de los nombres que usamos actualmente para las estrellas –sin dejar de mencionar el nombre de la ciudad en la cual nuestro grupo de astronomía trabaja (Guadalajara).

Da la impresión de que algunas estrellas cambian

con el tiempo, y que su luminosidad varía de acuerdo

a patrones regulares y predecibles. Esto puede ser el re-sultado de diferentes estrellas en sistemas binarios, que se eclipsan una sobre otra, de lo que resultan variaciones como las observadas en la estrella Algol – nombre que sig-nifica “el demonio” o “el espíritu del mal” en árabe .

LUMINOSIDAD Y COLOR VARIABLES

Y, en realidad, esta estrella puede dar la impresión de un ojo demoníaco que salta lentamente sobre nosotros, los mortales. Alternativamente, esas variaciones en las estre-llas pueden ocurrir como resultado de pulsaciones regu-lares en sus dimensiones, lo que conduce a cambios co-rrespondientes a luminosidad y color.

Un claro ejemplo de esto es la estrella Mira, cuya

variabilidad fue posiblemente detectada por primera

vez por los babilonios, árabes y chinos, aunque el nom-bre con que la conocemos le fue dado por el astrónomo Johannes Hevelius en 1662, y significa “maravilloso” o “asombroso”.

Así, es claro que los árabes y otros pueblos antiguos fueron muy cuidadosos en su observación del cielo, mucho más que la persona promedio en nuestro agitado modo de vida. Ellos tuvieron tiempo de recostarse por las noches en los desiertos de Arabia Saudita o el Norte de África, y disfrutar así de un cielo limpio –cielos en los cuales los niveles de contaminación prácticamente no existían y los

El nacimiento, vida y muerte de las estrellas

Doctor John Peter

PhillipsFundador del

Grupo de Astronomía Universidad de

Guadalajara [email protected].

udg.mx

John Peter Phillips

Doctor Marco Arturo Moreno CorralInvestigador titularInstituto de AstronomíaUniversidad Nacional Autónoma de MéxicoCampus Ensenada, Baja California [email protected]

Una de nuestras grandes deficiencias culturales como nación es el desconocimiento que tenemos sobre el pasado colonial mexicano. En la mayoría de los ca-

sos, la información que sobre él brindan las escuelas, hace pensar que fue una época oscura, llena de restricciones y amenazas, pero cuando se le analiza objetivamente, sobre la base de sus fuentes documentales originales, se llega a una visión diferente.

La astronomía es una disciplina que ejemplifica bien esa situación, pues se nos ha enseñado que durante aquellos trescientos años de dominación, en la Nueva Es-paña no se cultivaron las ciencias, siendo que, como se mostrará en este trabajo, en ese periodo nuestro país

tuvo personajes notables, que realizaron observaciones

de importancia, que con frecuencia pueden compararse

con lo que se hacía en Europa en ese mismo campo.

La implantación de las concepciones astronómicas de la cultura occidental en nuestro país comenzó durante el siglo XVI, con los navegantes y exploradores españoles. Es bien sabido que en aquella época, los procedimientos para determinar rutas marítimas y fijar posiciones geográficas en las cartas de navegación y los mapas de los territorios explorados, dependían de la observación de los astros, he-chas con instrumentos como la ballestilla, el astrolabio y la brújula.

La astronomía mexicana de la época colonialMarco Arturo Moreno Corral

OBSERVACIONES ASTRONÓMICAS

Ese saber práctico se usó para fijar la latitud y longitud de poblaciones como las ciudades de México, Puebla, Guada-lajara, Veracruz, Morelia y Monterrey, que fueron conquis-tadas o fundadas durante el siglo XVI. Para situarlas en los mapas, se realizaron observaciones astronómicas, sobre todo de eclipses lunares, estudiados simultáneamente en Europa y el Nuevo Mundo, lo que permitió fijar la longitud de cada una de ellas.

Ese proceso común en la cartografía de aquella centu-ria fue realizado por “cosmógrafos reales”, que viajaron a América con instrucciones emanadas directamente de Felipe II. En el caso de la capital novohispana, se sabe

que el primer virrey, don Antonio de Mendoza, observó,

en compañía de su hijo Francisco, diversos sucesos as-

tronómicos, que le permitieron determinar la posición

de tan importante población. En la actualidad, el astrola-bio que utilizaron forma parte de la colección del Museo Nacional de Historia, y se encuentra en sus instalaciones del Castillo de Chapultepec.

CURSOS FORMALES DE ASTRONOMÍA

La enseñanza académica de la astronomía; esto es, los cur-sos formales donde se explicaba el modelo geocéntrico del Universo, los comenzó en 1540 fray Alonso de la Vera-

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LA ILUSTRACIÓN










IDEAS COSMOGÓNICAS

DEL GEOCENTRISMO






Científica.


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LA ILUSTRACIÓN










IDEAS COSMOGÓNICAS

DEL GEOCENTRISMO






Científica.


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CONOCIMIENTOASTRONOMÍA16 ASTRONOMÍA 81

ENERGÍA Y MATERIA NEGRAS

En 1998, científicos australianos corroboran que el universo se está expandiendo a una tasa constante. Hoy en día la cuestión de debate es comprender lo que es la energía negra y la materia negra. Eso nos dará más respuestas y seguramente también nos abrirá nuevas interrogantes.

Todo partió de una singularidad espacio temporal, con una expansión, apa-rentemente infinita, generadora de energía, lo que podríamos sintetizar como constante del Universo, que es el calor, para ir formando y distribuyendo los planetas y las estrellas en todo el Universo. Pero de la misma forma, como inició todo, el Universo se enfriará y, según expertos como Hawking, se colapsará en una singularidad para terminarse.

Según mi punto de vista, todo iniciará, y se creará un nuevo Universo, al estilo de lo que diría Nietzsche “El Entorno Retorno”, pero en esta ocasión no de lo idéntico. Uno donde es poco probable que exista la raza humana, pero seguramente tendrá el capricho de poner un planeta a una distancia adecuada de un “sol”, mismo que lo calentará y, gracias a los elementos químicos que se combinen, será viable para soportar vida y que esa vida se transforme evolutiva-mente en vida inteligente.

Pero antes de que eso pase, esperemos a encontrar la señal tan esperada,

al estilo de Ellie Arroway, que nos demuestre que no estamos solos, y nos

obligará a rediseñar nuestro pensamiento, intercambiar ideas con esa especie

para tal vez saciar el hambre de tantos cuestionamientos que tenemos sobre de dónde provenimos y a dónde vamos.

EL TELESCOPIO KEPLER

La tarea de hacer contacto está a cargo del telescopio Ke-pler, que, de acuerdo a The Economist, puede monitorear simultáneamente cien mil estrellas. El objetivo específico es encontrar planetas similares a la Tierra, que orbiten en una llamada “zona habitable”, donde la temperatura sea adecuada, sobre todo para que el agua se encuentre en estado líquido.

Esperemos que ese contacto nos ayude a eliminar la soberbia humana y tengamos la humildad de aceptar que no somos una creación única y especial divina, sino que también puede haber otros allá afuera que hayan evolucio-nado como nosotros.

Somos criaturas curiosas y observadoras; sólo pense-mos en la tasa de procesamiento de información que reci-bimos con los ojos. De esa observación persistente comen-zó la ciencia y nuestro asombro para poner en los cielos aquellas cosas que debían tener un lugar reservado, privi-legiado e inalcanzable. De ahí lo maravilloso que resulta la astronomía y la búsqueda de significado del cosmos.

El descifrar el cosmos se encuentra en comprender lo que es la materia negra y la energía negra. Todo eso que mantiene en su posición y rotación tanto a las galaxias como a los planetas. Diversos estudios señalan que el

universo está compuesto de un 4 por ciento de energía

de las galaxias y planetas que vemos; de un 22 por cien-

to de materia negra, y de un 74 por ciento de energía

negra.

Cuando leemos lo anterior, nos damos cuenta de que no sabemos nada de nuestros verdaderos orígenes; pues como lo planteó Carl Sagan, nosotros somos polvo de es-trellas; aunque, cuando vuelva a estar en funcionamiento el acelerador de partículas del CERN, podremos de nueva cuenta esperar obtener las respuestas deseadas y no abrir

parte de un plan que le permitiría utilizar aquellas observaciones telescópi-cas, en mediciones geodésicas y cartográficas tendientes a establecer la posición co-rrecta de la Ciudad de México.

Diez años después, Francisco Javier Clavijero comenzó, en el colegio de los jesuitas de Morelia, a explicar en su curso de física las principales ideas del he-liocentrismo y continuó haciéndolo al año siguiente en Guadalajara. Ésas fueron las primeras enseñanzas públicas de la teoría copernicana sobre la estructura del Universo.

ACONTECIMIENTOS

ASTRONÓMICOS EN 1769

El año 1769 fue rico en sucesos as-tronómicos. Hubo tres eclipses solares, ocurridos el 8 de enero, el 4 de junio y el 28 de noviembre, dos lunares, que su-cedieron el 19 de junio y 13 de diciembre, un tránsito del planeta Venus por el disco solar, que tuvo verificativo el 3 de junio y otro del planeta Mercurio, que sucedió el 9 de diciembre. Por la hora en que ocurrie-ron, los solares no fueron visibles desde territorio mexicano, pero sí lo fueron los eclipses lunares y los dos tránsitos.

La importancia que esos sucesos tu-

vieron para la astronomía de la época

fue grande, en especial el tránsito ve-

nusino, pues su correcta observación

podría ayudar a determinar la distancia

absoluta que separa a la Tierra del Sol. Para observarlo, viajó a nuestro país una comisión astronómica franco-española, pero también fue estudiado desde la ciudad de México por José Ignacio Barto-lache y José Antonio Alzate, y desde el sur de la Baja California por Velázquez de León.

Los comisionados franco-españoles enfrentaron grandes dificultades para cumplir su cometido científico; incluso la mayoría murieron después de hacerlo, debido a una epidemia que se desató en San José del Cabo, lugar desde donde lo observaron. Los datos obtenidos por los astrónomos novohispanos resultaron de igual calidad que los de sus pares europeos, así que en 1772, Cassini, quien era director del Observatorio de París, los publicó, junto con los de observadores situados en otras partes del mundo, dándolos a conocer a la comunidad as-tronómica internacional. A raíz de ello, trabajos de los astrónomos mexicanos

fueron frecuentemente conocidos en Europa, pues la Academia de Ciencias de

Francia llegó a publicar algunos.

Por su parte, Alzate publicó en la Ciudad de México, a fines de 1769 y prin-cipios de 1770, los resultados de sus observaciones de los tránsitos de Venus y Mercurio, así como un folleto sobre el estudio que hizo del eclipse lunar del 13 de diciembre. Esos tres trabajos: el Suplemento a la famosa observación del tránsito de Venus por el disco del Sol, la Observación del paso de Mercurio por el disco del Sol, y el Eclypse de Luna del doce de Diciembre de mil setecientos setenta y nueve, fueron conocidos y apreciados por los europeos.

Quien reportó la aparición de ese cometa fue Don Antonio de Mendoza y González, agrimensor y profesor de matemáticas y astronomía, radicado en la ciudad de Puebla.

El sacerdote oratoriano Juan Benito Díaz de Gamarra y Dávalos fue profesor en San Miguel el Alto, Guanajuato. Para uso y guía de sus alumnos, escribió el texto Elementa recentioris Philosophiae, publicado en la capital novohis-pana en 1774, obra en la que abordó las disciplinas pro-piamente filosóficas, pero también las ciencias naturales. Ahí trató sobre estática, mecánica, hidrostática, óptica, electrostática, química, biología, geografía y astronomía. Dedicó la quinta parte de su libro a tratar Sobre la com-posición del mundo, que fue donde presentó y discutió los modelos cósmicos del Universo. En particular se inclinó por el heliocéntrico.

Diagrama incluido por Andrés Guevara y Basoasábal en sus Pasatiempos de Cosmología, para ilustrar los diferentes sistemas del mundo discutidos en su obra.

ANDRÉS DE GUEVARA

Andrés de Guevara y Basoasabal fue un jesuita mexicano que se radicó en Ferrara, Italia, a partir de 1767, cuando fue obligado a salir de los dominios españoles. Exiliado, escribió una extensa obra que tituló Pasatiempos de Cos-mología, donde expuso con amplitud y sencillez las ideas copernicanas y otros conceptos físicos que ya son moder-nos. La parte astronómica de su libro la inició con una extensa presentación sobre aspectos técnicos básicos de astronomía de posición, por lo que habló de los círculos y puntos notables de la esfera celeste, y analizó la estructu-

ra del cosmos, fundamentalmente desde la perspectiva

del modelo de Copérnico, lo que convierte a esa obra en

el primer texto heliocéntrico escrito por un mexicano.

Los Pasatiempos fueron escritos en español, para que los novohispanos, sobre todo los jóvenes, conocieran las nuevas ideas astronómicas. Dijo que su propósito al escri-bir esa obra fue que sus paisanos tuvieran material mo-derno y entretenido sobre temas relativos a la forma

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NewtonLemaitre

Fred Hoyle


COBE








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NewtonLemaitre

Fred Hoyle


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Ptolomeo


Copérnico








Galileo Galilei



















Agencia Espacial

Mexicana





[email protected]









COHETES MEXICANOS












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Carl Sagan
















HECHOS NOTABLES


Anaxágoras






FALTA DE VISIÓN




ejercer.



























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Carl Sagan
















HECHOS NOTABLES


Anaxágoras






FALTA DE VISIÓN




ejercer.



























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Ellie Arroway sintió cómo la madrugada había traído una brisa fresca, y el calor agobiante se desvanecía en el observatorio de Arecibo, Puerto Rico. Era en ese mo-

mento cuando Morfeo (dios griego de los sueños) rondaba a Ellie, haciendo que sus ojos se cerraran por espacios breves, e invitándola a caer rendida entre sus brazos.

De pronto, cuando parecía que el dios griego había ga-nado, se escuchó un sonido grave de forma breve. Ellie brincó de su asiento y se dirigió a la computadora para sintonizar la antena y mejorar la recepción. Para su sor-presa, lo que al principio parecía un sonido aislado, se convirtió en toda una secuencia de graves y agudos, que

La astronomía y el lugar del ser humano en el cosmos

Y sin embargo se mueve… no sólo la Tierra, sino todo el universo

Maestro Rodrigo Soto Economía de

las ideas rsotomoreno@

yahoo.com

para los oídos de Ellie representaban una delicia musical y un orgasmo de la piel, similar a la primera vez que es-cuchó a Mozart.

Por fin, el mayor descubrimiento para la especie hu-

mana se clarificaba con el contacto con una civilización

extraterrestre inteligente. Para Ellie Arroway, esto signifi-caba el fin y punto último en su travesía existencial; al fin podría comprobar que no estamos solos; y, acordándose de su padre, pensó que el universo, tan vasto y enorme, “no es, después de todo, tanto espacio desperdiciado”.

Pero no sólo eso, sino Arroway sabía que este contacto transformaría la economía, la religión, la biología, la me

Rodrigo Soto

la ciencia de las interrogantes milenariasAstronomía,Patricia Liliana Cerda Pérez

Su ciencia es tan grande e infinita como lo es este viejo Universo, que, a 14 mil millones de años de haberse formado, aún plantea grandes incógnitas. Desde sus

inicios, la Astronomía ha llevado por siglos al hombre

de todos los tiempos, a estudiar las leyes naturales que

gobiernan a los cielos y, con ello, rigen y gobiernan tam-

bién a la Tierra.

Con el estudio de los planetas y de sus órbitas; con el análisis de las estrellas que desde el firmamento celeste rigen rutas marítimas y constituyen una de las bases para establecer cálculos de ca-lendarios y tiempos, la Cien-cia Astronómica nos lleva a plantearnos las grandes in-terrogantes, milenariamente filosóficas, de todos los tiempos: ¿de qué está hecho el Universo?; ¿podemos afir-mar con absoluta certeza que el Universo tiene un centro? Y, de ser así, si este centro existe ¿qué tan lejos o tan cerca se encuentra la Tierra de él?

PREGUNTAS DE SIEMPRE

Desde los griegos y los per-sas, pasando por los aztecas y los mayas, y hasta el día de hoy, filósofos y cientí-ficos se han hecho estas eternas preguntas, y, para darles respuesta, en múlti-ples casos se han traducido incluso en episodios de vida ejemplares con toda una moral-ética de lecciones y guías protocolarias de trabajo científico.

Por esta ciencia, Copérnico expresó su “compro-

miso con la verdad” y superó retos impuestos por su doble condición de sacerdote y de hombre de ciencia; y, en 1530, escribió Las Revoluciones de los Cuerpos Celestes, donde deja claro que la tierra gira alrededor del Sol y no a la inversa; Galileo Galilei sufrió persecuciones inquisito-

riales, y aun así escribió Diálogos sobre dos nuevas cien-

cias; Johannes Keppler, pese a sus malas condiciones

financieras, planteó su obra Las Armonías del Mundo.

De la cosmogonía ejercitada en todas las antiguas religio-nes, donde se buscaba explicar el origen del Universo al vincularse a éste con elementos mitológicos, a la revolu-ción científica, pasaron siglos, antes de llegar a la actual astrofísica moderna, donde se estudia la composición, es-tructura y evolución de los astros.

GRANDES CAMBIOS

Del primer telescopio con el cual Galileo Galilei estudió los astros hace ya 400 años, a la actual radioas-tronomía y radiotelescopía, que me-diante la aplicación de conocimientos físicos, matemáticos y químicos, analizan la radiación elec-tromagnética de rayos cós-micos, neutrinos y mete-oros para tener datos sobre los astros, su composición química, temperatura, ve-locidad en el espacio, mov-imientos y distancias con la Tierra y proyectar hipótesis sobre la formación, desar-rollo y fin estelar, se han registrado grandes cambios. En ese intermedio, por ejem-plo, Albert Einsten nos ense-ñó, con base en su teoría cuántica, que un sistema no

tiene una sola historia, sino

muchas historias posibles, cada una con cierta proba-

bilidad, por lo cual, el mismo Universo tiene todas las

formas y todas las historias posibles. También Stephen W. Hawking, con todas sus grandes limitantes físicas, desarrolló sus luminosas ideas en la obra titulada Del Bing Bang a los Agujeros Negros. Son estos grandes saltos históricos de la Ciencia los que a los simples ciudadanos nos permiten llegar a saber los riesgos que implica la ac-tual contaminación luminaria, y nos recuerdan siempre la grandeza del Universo en su infinita concepción de histo-rias y formas posibles, como planteaba Einstein.

Doctora Patricia Liliana Cerda PérezCoordinadora del Centro de InvestigacionesFCC / [email protected]

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AÑOS 2000












UNAS PREGUNTAS










CURIOSIDADES



POR LOS ASTROS






Profesor

Ismael Vidales

Delgado



net.mx


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AÑOS 2000












UNAS PREGUNTAS










CURIOSIDADES



POR LOS ASTROS






Profesor

Ismael Vidales

Delgado



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▲ 1963.- Maarten Schmidt descubre que puede explicar los rarísimos espectros de un puñado de objetos emisores de radio, los cuales tienen, visualmente, el aspecto de estrellas (llamados quásares, por fuen-tes cuasi estelares), si dichos objetos están a grandes distancias y si sus líneas de emi-sión cambian a rojo. Para verse tan brillan-tes como se ven a distancias tan enormes, los quásares deben figurar entre los obje-tos más luminosos del universo. Hoy en día, los astrónomos saben que los quásares son galaxias cuyas enormes energías pro-ceden de materia que gira velozmente en súper enormes hoyos negros. La imagen muestra el 3C 273, el quásar más brillante del cielo. NOAO / AURA / NSF

▲ 1967.- Raymond Davis inicia la recolección de datos con su telescopio neutrino, un tanque de líquido limpiador, ubicado bajo tierra, en una mina de Dakota del Sur. El dispositivo captura neutrinos emitidos por reacciones nucleares en el núcleo del Sol, y demuestra que nuestras ideas acerca de cómo las estrellas producen energía son correctas. Sin embargo, Davis en-contró menos neutrinos de los esperados, dado que las elusivas partículas tienen una masa in-significante, y se pueden cambiar de una varie-dad a otra. Brookhaven National Lab

▲ 1979.- Los astrónomos descubren dis-torsiones de la luz debido a fuerzas de gravedad en el exterior del sistema solar. En estos casos, enormes galaxias o conjun-tos de galaxias distorsionan en arcos y en otras extrañas formas la luz procedente de los objetos más distantes (como en el clúster Abel 1969, que se aprecia en la grá-fica.) Einstein había predicho la distorsión gravitacional de la luz, lo cual comprobó Arthur Eddington durante el eclipse total de Sol de 1919. NASA / ESA / The ACS Sci-ence Team

▲ 1984.- Mediante la medición exacta de las distancias entre radio telescopios enfocados en la misma lejana quásar, los científicos demuestran el funcionamiento de la placa tectónica en la Tierra. Resulta que, cada año, Norteamérica y Europa se separan unos 3.6 centímetros. Observatorio Terrestre de la NASA

▲ 1986.- Un equipo de astrónomos descubre que una enorme masa de galaxias, localizadas a unos 250 millones de años luz, en la conste-lación del sur Norma, está atrayendo hacia sí a todo el súper clúster de galaxias Virgo. La enorme masa, llamada El Gran Atractor, incluye el clúster de galaxias Norma (Abel 3627) que se aprecia en la gráfica. La enorme gravedad del Atractor nos jala a una velocidad de unos 22 millones de kilómetros por hora. ESO

▲ 1948.- Los astrónomos descubren las pri-meras radio galaxias. Precisamente fuera de la parte visible de la galaxia, tal objetivo tiene enormes lóbulos de radioemisión. En esta vista de la radio galaxia NGC 1316, los dos lóbulos se ven de color naranja, en tanto que la parte visible aparece encerrada entre ambos. NRAO / AUI / J. M. Uson

▲ 1944.- Gerard Kuiper descubre que la luna de Saturno, Titán, tiene una espesa atmós-fera. Alrededor del 50 por ciento más densa que la de la Tierra, es la única atmósfera que rodea una luna del sistema solar. La brumosa atmósfera de Titán impide la visión normal de la superficie. La temperatura en la superfi-cie de Titán es la suficiente para permitir que el metano salga de la atmósfera y se concen-tre en lagos. NASA / JPL / SSI

▲ 1967.- Jocelyn Bell descubre varios ob-jetos peculiares que emiten cada segundo poderosas ondas de radio. En el lapso de un año, Thomas Gold deduce que esos llamados púlsares son, en realidad, estrellas prensa-das en la densidad de un núcleo atómico, que surgen cuando enormes estrellas se colapsan y estallan como supernovas. Muchas jóvenes estrellas de neutrones permanecen en el centro de los remanentes de las supernovas, como se aprecia en la nebulosa del Cangrejo. NASA / ESA / J. Hester y A. Loll (Universidad Estatal de Arizona)

▲ 1987.- Los científicos detectan, en tres telescopios neutrinos, unas dos docenas de las elusivas partículas, liberadas cuando una estrella de la Gran Nube de Magallanes estalló como la Supernova 1987A. Las ob-servaciones demostraron que algunas su-pernovas se producen cuando se colapsa el núcleo de una estrella masiva, y que los neutrinos transportan unas cien veces más energía que la luz generada. En esta foto-grafía, la Supernova 1987ª es el punto de luz más brillante, abajo a la derecha. Mar-celo Bass / CTIO /NOAO / AURA / NSF

Ha visto una estrella fugaz?

?

Ingeniera Claudia OrdazCatedrática del Departamento de Comunicación / ITESM [email protected]

Claudia Ordaz

Si algo caracteriza a nuestra era, es lo efímero. Consti-tuimos una sociedad despreocupada por lo que pre-valece, ignorante de lo eterno, y enemiga de lo perma-

nente. Nos involucramos poco o casi nada. Los matrimonios de hoy en día son breves, así como lo

son muchas de nuestras relaciones sociales. Los cimien-tos que las soportan son frágiles. Nuestra ética, nuestras creencias, nuestra fe son valores desgastados y fugaces. Todo lo que dura un instante es breve o corto, es fugaz

y efímero. Aun en el universo mismo puede uno encon-

trar la brevedad. Contrariamente a lo que a las relacio-

nes humanas concierne, lo efímero es feo e indeseable

–pese a lo cual se ha ido convirtiendo en nuestro “modus

vivendi”-, aunque en el firmamento puede ser un espec-

táculo muy bello.

‘POLVO DE ESTRELLAS’

Y es que, ¿ha tenido usted la fortuna de ver una estrella fu-gaz? Es muy hermosa, y hay quienes dicen que es de buena suerte y que es preciso pedir un deseo al momento de ver-la, y dicho deseo nos será concedido. Pues bien; de breve, esta estrella sólo tiene el efecto visual que origina en el cielo, pues es a través de muchos años como los cometas van llenando su órbita de polvo, y al final de sus vidas- de-bido a que van perdiendo la materia que los forma en cada una de sus órbitas- se rompen y desparraman aún

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▲ 1912.- Henrietta Leavitt concluye su observación de las estrellas variables Cepheid en la Pequeña Nube de Magallanes (objeto que ahora sabemos es una compañera de la Vía Láctea). Se percata de que estas estrellas siguen un estricto patrón de comportamiento, según el cual, mientras más largo sea el período del astro, más luminoso es. Muy pronto, esta relación perío-do-luminosidad permitirá a los astrónomos calcular las distancias en el universo cercano. F. Winkler (Middlebury College) / The MCELS Team / NOAO / AURA / NSF

AÑOS 1900

▲ 1923.- Edwin Hubble descubre estrellas Cepheid variables en M31, y, mediante el uso de la relación de período-luminosidad, descubierta la década anterior por Henri-etta Leavitt, demuestra que la M31 se ubica fuera de los confines de la Vía Láctea. Los científicos le dan el nombre de Galaxia An-drómeda, que se convierte así en la primera galaxia conocida, aparte de la Vía Láctea. T. A. Rector y B. A. Wolpa / NOAO / AURA / NSF

▲ 1929. Edwin Hubble da el cerrojazo a los fe-briles años veinte con el descubrimiento de la ex-pansión del universo. Edwin observa alrededor de una docena de galaxias (incluso la M66, que aquí se aprecia), mediante el uso de las variables Ce-pheid para obtener su distancia y su espectro, con el propósito de conocer su velocidad de recesión. Se percata de que, mientras más distante está una galaxia, con mayor celeridad se aleja de la Tierra. NOAO / AURA / NSF

▲ 1931.- Karl Jansky descubre radioemisio-nes procedentes del centro de la Vía Láctea. De esta manera, Jansky, que había constru-ido la radioantena giratoria para estudiar fuentes terrenas de interferencia, inicia la radio astronomía. Una más reciente imagen de radio muestra un arco de emisión cerca del núcleo de la Vía Láctea. NASA / AUI / NSF / f. Sade et alii

▲ 1933.- Fritz Zwicky descubre que la cantidad de materia visible contenida en las galaxias del gran clúster Coma no es suficiente para mante- nerlas unidas. El clúster necesitaría unas diez veces más materia de la que las galaxias parecen aportar. Éste es el primer indicio de que el univer-so tiene enormes cantidades de materia oscura, la cual no da luz, pero sí tiene gravedad. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

▲ 1915.- Robert Innes descubre la estrella Próxima Centauri, un lejano miembro del sistema triple Alfa Centauri y la estrella más cercana al Sol. Esta enana roja es de la déci-mo primera magnitud, y demasiado tenue como para poder ser vista sin telescopio. En esta imagen de colores falsos, tomada en frecuencia de rayos infrarrojos, aparece de color azul. 2MASS / UMASS / IPAC-Caltech / NASA / NSF

▲ 1919.- Arthur Eddington aporta convin-cente prueba observacional de la teoría de la relatividad, de Albert Einstein. Eddington encabezó un par de expediciones para ob-servar un eclipse total de Sol, y comparó la posición de las estrellas del fondo (en-tre líneas en esta foto) donde aparecieron cuando el Sol todavía estaba lejos. La fuerza de gravedad del Sol curvó la luz de las es-trellas precisamente en la proporción que Einstein predijo. Arthur Eddington

▲ 1930.- Después de una exhaustiva in-vestigación, Clyde Tombaugh descubre Plutón. Aun cuando la investigación está basada en la creencia de que un enorme, lejano planeta perturba el movimiento de Neptuno, resulta que Plutón es demasiado pequeño como para poder afectarlo. En 2006, los astrónomos deciden rebajar a Plutón a la categoría de “planeta enano”. R. Albrecht (ESA / ESO / STECF) / NASA

más por el espacio la roca y el hielo que los formaban. Cada tanto, la Tierra cruza la que fuera la órbita de algún

cometa, chocando contra los restos del mismo y provo-

cando entonces una excepcional lluvia de estrellas.


En realidad, ‘estrella fugaz’ es el nombre que mucha gente utiliza para referirse a los meteoros. El efecto visual es producido por trozos de rocas interplanetarias y escom-bros que chocan y se incendian al entrar en las capas altas de la atmósfera terrestre. Viajan a miles de kilómetros por hora, y se queman rápidamente por fricción con la atmós-fera, a una altura de entre 45 y 120 kilómetros sobre el suelo.

Casi todos se destruyen en este proceso, y los pocos que sobreviven y alcanzan el suelo se conocen como me-teoritos. Cuando un meteoro aparece en el cielo, parece que cruza una parte del mismo muy rápidamente, y su pequeño tamaño e intenso brillo hacen que la gente piense que son estrellas. Un meteoro es -por así decirlo- sinónimo de estrella fugaz, aunque el término es impreciso e impro-pio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.

En una noche oscura y despejada podemos ver del

orden de 10 meteoros por hora a intervalos irregulares.

Pueden pasar diez o veinte minutos sin que se pueda ob-

servar ninguno. pero en las épocas de lluvia de estrellas,

se observan de 10 hasta 50 estrellas por hora. Incluso algunos quizá hayan tenido la suerte, no solamente de ver un meteoro, sino de haber presenciado un fenómeno más deslumbrante y raro: el de un bólido -meteoros de magni-tud inferior a -3- que cruza velozmente el cielo, y deja tras de sí una estela luminosa, y a veces estalla con un ruido análogo al de un disparo de artillería.

¿CUÁNDO SE PUEDE VER LA MAYOR

CANTIDAD DE ESTRELLAS FUGACES?

Hay épocas en el año en que el número de estrellas fugaces que podemos ver es mucho mayor; en algunos casos llega hasta unas cincuenta por hora. Esto es debido a que la

Tierra se está moviendo en una región del espacio más

densamente poblada por granos de polvo, y se produce así una lluvia de estrellas. Esta mayor densidad de granos de polvo en una determinada región ha sido provocada por el paso o bien por la destrucción de algunos cometas.

Se ha comprobado que las trayectorias de las diferen-tes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se ha dado el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van para-lelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.

LLUVIAS DE METEOROS

Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leóni-das, las gamma Acuáridas. Cada año, al llegar la Tierra por la misma fecha al punto de intersección de su órbita

con la del enjambre; es decir, a su nodo ascendente o descendente, encuentra meteoroides. Si el enjambre es viejo, sus elementos habrán tenido tiempo de dispersarse a lo largo de la órbita y cada año tendrá lugar una lluvia análoga a las anteriores, como ocurre con las Leónidas; por el contrario, si el enjambre es joven, de reciente formación, se presentará en bloque compacto y solamente habrá una lluvia de estrellas en caso de encontrarse el enjambre y la Tierra en el mismo punto, lo que puede ocurrir muy de vez en cuando sí los períodos de revolución del enjambre y la Tierra no son conmensurables.

No todas las noches del año son igual de intensas en cuanto a meteoros. Así

es que, si usted es un amante de las estrellas no olvide sacar una frazada y

tenderla sobre el césped allá en lo más alto de nuestras montañas para ser tes-

tigo del impresionante espectáculo que nuestro firmamento nos regala por el 12 de agosto y el 13 de diciembre. Y si usted anda de suerte puede incluso ver

un meteorito (1) caer y pensar que se acaba de desprender un trozo de cielo.

(1) Un meteoro que llega a alcanzar el suelo.

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▲ 1864.- William Huggins continúa su exploración del cosmos, y se da cuenta de que muchas nebulosas del cielo (como la nebulosa Cone, que aquí se aprecia), están hechas de gas lumi-noso. NASA / ESA / H. Ford (JHU) G. Illingworth (UCSC / LO) m. Clampin (STScl / The ACS Science Team

▲ 1867.- Charles Wolf y Georges Rayet des-cubren un tipo de estrella que se distingue por intensos flujos desde su superficie. Fre-cuentemente, nubes de gas incandescente ro-dean estas llamadas estrellas de rayos Wolf-Rayet. En esta foto, la estrella WR 7 alimenta a la nebulosa llamada El Yelmo de Thor. CFHT Jean-Charles Cuillandre / Coelum

▼ 1868.- Durante un eclipse solar total, Norman Lockyer enfoca un espectroscopio en el Sol y des-cubre, en la delgada capa conocida como la cro-mosfera, un elemento hasta entonces desconoci-do. Los científicos llaman Helio al nuevo elemento, por el nombre griego para el Sol. Resulta que el helio es, después del hidrógeno, el elemento más abundante en el Sol y en el cosmos. Tunc Tezel

▲ 1859.- Mientras observa el Sol, Richard Car-rington atestigua el surgimiento de un intenso brillo en su superficie –la primera llamarada so-lar jamás vista. De manera extraña, por lo me-nos para la mente de los científicos del siglo XIX, a la noche siguiente, Europa se ve bañada por despliegues de vívidas auroras. Habrían de pasar décadas antes de que los científicos se dieran cuenta de la íntima relación existente entre la actividad solar y la aurora. En esta vista del satélite SOHO, se aprecia una llamarada en la parte baja derecha del anillo solar. SOHO (ESA y NASA)

▲ 1862.- Alvan Clark descubre Sirio B, un tenue compañero de la estrella más brillante del cielo. Sirio B es el primer enano blanco conocido, una estrella con aproximadamente la misma masa del Sol, comprimida en una esfera del tamaño de la Tierra. No sería sino hasta el siglo XX cuando los astrónomos habrían de comprender estos obje-tos. En esta vista, Sirio B es el tenue puntito en la parte baja izquierda de Sirio. NASA / H. Bond y E. Nelson (STScl) / M. Barstow y M. Burleigh (Uni-versidad de Leicester) J. Holberg (Universidad de Arizona)

▲ 1860.- Mientras observaban un eclipse total de Sol, varias personas ven la erupción de un enorme penacho de material del eclipsado astro. Es la primera expulsión masiva de material jamás vista y, lo mismo que las llama-radas solares, es otro indicativo de la intensa actividad de nuestra estrella. SOHO (ESA y NASA)

▲ 1863.- William Huggins adapta el recién inventado espectroscopio a su telescopio y lo enfoca en las estrellas Aldebarán y Betelgeuse (la foto correspon-de a la segunda). Se da cuenta de que las atmósferas de estas estrellas con-tienen hierro, sodio, calcio, magnesio y otros elementos –primera prueba de que las estrellas constan de materiales semejantes a los del Sol. NASA / ESA / A. Duprée (CfA) R. Gilliland (STScl)

▲ 1846.- Varios astrónomos se concier-tan para descubrir el planeta Neptuno: Con base en las perturbaciones gravita-cionales de Urano, George Airy y Urbain Leverrier calculan la posición del objeto. Después, los observadores Johann Galle y Heinrich d’Arrest detectan a Neptuno, de octava magnitud, en la posición pre-dicha. NASA / JPL / USGS

▼ 1846.- Poco después del descu-brimiento de Neptuno, William Lassell descubre su luna más grande, Tritón. Igual que Encélado, de Saturno, Tritón cuenta con géiseres, que, en esta imagen del Voyager 2, aparecen como surcos oscuros. NASA / JPL / USGS

► 1877.- Durante una especialmente buena aparición de Marte, Asaph Hall descubre Phobos y Deimos, las dos lu-nas del planeta rojo. Ambas (Phobos aparece aquí) tienen aspecto similar al de los asteroides, y pueden muy bien ser objetos atraídos del cercano cinturón de asteroides. NASA / JPL / Universidad de Arizona

Sin duda, el descubrimiento científico fue, es y será el motor del mejoramiento de la calidad de vida de los seres humanos. La historia del progreso de la

humanidad es realmente la historia del crecimiento del

conocimiento que la humanidad tiene sobre la natura-

leza y sobre sí misma, que en esencia no es más que de la ciencia. Muchos autores han descrito cómo la historia misma de las naciones puede ser descrita como la historia del conocimiento científico que estas naciones han sido capaces de desarrollar, adaptar y mejorar. Así, la posición que la ciencia y el conocimiento de una población tienen sobre esto son sumamente importantes para una sociedad y deben ser un enfoque de sus planes de desarrollo.

Doctora Julia Moreira Directora del Planetario Alfa y de la Fundación [email protected]

Particularmente en el rubro astronómico

30 años de divulgación científicaEl Planetario Alfa: Julia Moreira

En todos los estudios que se han hecho sobre el nivel de vida de las naciones, existe una fuerte correlación entre la educación, la innovación y el mejoramiento continuo, y por lo tanto los adelantos científicos que son capaces de generar, y la calidad de vida que pueden proveer a sus habitantes. Es, por lo tanto, muy relevante considerar los tres aspectos antes mencionados en relación con la cien-cia: cómo incorporar la ciencia y la tecnología a los pro-

cesos educativos de los miembros de la sociedad; cómo

fomentar la innovación científica y tecnológica en las

personas y en las empresas de una sociedad, y cómo

crear una cultura que tenga el mejoramiento continuo y

lo que esto implica como uno de sus valores.

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AÑOS 1800



Y CALIDAD DE VIDA












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AÑOS 1800



Y CALIDAD DE VIDA












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◄ 1666.- Giovanni Cassini descu-bre una de las dos capas polares de Marte. Pasarían siglos antes de que los científicos se dieran cuenta de que las capas constan principal-

mente de dióxido de carbono conge-lado, pero sí se dieron cuenta rápida-

mente de que dichas capas presentan variaciones, de acuerdo con las estaciones

marcianas. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

▲1671.- Giovanni Cassini des-cubre Jápeto, la luna de Saturno más lejana. Curiosamente, se da cuenta de que sólo la puede ver cuando está al oeste del planeta, pero no cuando está al este. Con-cluye, de manera acertada, que Jápeto tiene un hemisferio oscu-ro y uno brillante, y su telescopio percibe la luna solamente cuando su parte brillante da de frente a la Tierra. NASA / JPL / SSI

▲ 1672.- En el curso de sus continuas ob-servaciones de Saturno, Cassini descubre la tercera luna del planeta, Rea. Aunque, en cuanto a brillantez, es la segunda luna de Saturno, después de Titán, no la loca-liza sino después de haber encontrado a Jápeto, dado que Rea orbita mucho más cercana al resplandor del propio planeta. NASA / JPL / SSI

▲ 1665.- Giovanni Cassini percibe un enorme óvalo rojizo en Júpiter: la Gran Mancha Roja. Siglos más tarde, los as-trónomos se dieron cuenta de que la mancha es el sistema de una tormenta gigantesca, más grande que la Tierra, que gira frenéticamente por sobre las masivas nubes del pla-neta. NASA / JPL / SSI

▲ 1675.- Mientras observaba las lunas de Júpi-ter, cuando el planeta las eclipsaba, Ole Romer se dio cuenta de que los tiempos del eclipse no son constantes, sino que se aceleran y se retrasan en la medida en que cambia la distancia entre la Tierra y Júpiter. Dedujo, de manera correcta, que la velocidad finita de la luz es la causa de ese efecto, e hizo la primera rudimentaria aproximación a esa velocidad. (En esta fotografía, Io y su sombra aparecen frente a las nubes de Júpiter). NASA / JPL / SSI

◄ 1676.- Giovanni Cassini descu-bre un espacio oscuro en los anillos de Saturno, conocido ahora como la Di-visión de Cassini. Es la primera prueba

visual de que los anillos no son sólidos. Las naves espaciales han comprobado más

tarde que los gruesos anillos visibles desde la Tierra están compuestos por miles de otros del-

gados ani-llos, gobernados por la fuerza gravitacional de las nubes del planeta. NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STSc / AURA)

► 1684.- Giovanni Cassini prosigue su acometida sobre Saturno, y des-cubre las lunas Tetis y Dione. Esta foto, captada por la nave espacial que lleva su nombre, muestra el paisaje de la superficie de Dione, llena de cráteres y de surcos conge-lados. NASA / JPL / SSI

ciudadano al mejoramiento propio de la sociedad y a una solidaridad con los que menos oportunidades tienen. El compromiso con el mejoramiento es, a la vez una visión de largo plazo, y un compromiso social, un mejoramiento personal, y un mejoramiento social.

PROCESO DEL DESCUBRIMIENTO CIENTÍFICO

Si bien, podemos ver que la marcha de la ciencia y la tecnología impulsa el pro-greso de una sociedad, debemos analizar el proceso del descubrimiento cientí-fico. Existe una percepción de que un descubrimiento científico inmediatamente se transforma en una aplicación práctica y de que éste es un proceso rápido y lineal. Sin embargo, no es realmente así como funciona el avance científico.

Para entender el progreso de la ciencia, debemos entender que existen dos procesos distintos que son clave: el primero es lineal -un descubrimiento A

lleva a un descubrimiento B que lleva a un descubrimiento C, y es éste el que

se transforma en un producto o en un servicio en beneficio de la humanidad; y el otro es transversal: un adelanto importante resulta ser el producto de

una serie de pequeños adelantos que, en su conjunto, llevan al nuevo cono-

cimiento. El avance de la ciencia depende de estos dos procesos, en conjunto y por separado.

Revisemos dos casos para entender este concepto: primero, podemos visua-lizar el proceso de descubrimiento lineal considerando cómo el desarrollo de la física cuántica lleva al descubrimiento de los semiconductores, que lleva a los circuitos impresos, que finalmente lleva a la revolución en electrónica -televisio-nes celulares, etcétera. En este caso, como podemos ver, un descubrimiento A lleva a B, y entonces a C.

En esta cadena, es clave que la comunidad científica, los desarrollos tec-nológicos, los ingenieros de aplicación y el público en general tengan una ex-celente comunicación para entender lo que está pasando en su caso y aplicar los nuevos adelantos de forma rápida y generalizada.

El otro elemento que necesitamos entender es que un producto necesita la concurrencia de muchos descu-brimientos –el elemento transversal. En este modelo, para que suceda el desarrollo del producto, se requiere la con-currencia de los descubrimientos A, B, C y D, y muchas veces el ensamble de estos conocimientos es tan impor-tante como los conocimientos mismos.

IMPRESIÓN DE LIBROS

Examinemos el caso del que quizás es el descubrimiento más importante en la historia de la humanidad: la im-presión rápida de libros. El producir de manera rápida,

barata y eficiente un libro, y de esta manera transmitir

efectivamente el conocimiento, requiere de cuatro ele-

mentos: el desarrollo del papel, el desarrollo de la tinta,

el desarrollo de los tipos móviles de imprenta, y el desarrollo

de un alfabeto.

Cada uno de ellos parece simple, pero recordemos que, en la Edad Media, los libros se producían laboriosamente, a mano, sobre piel de animal. El papel fue desarrollado de manera independiente en Egipto (papiro) y en China (papel de arroz), pero no fue sino hasta más tarde cuando los europeos desarrollaron el papel basado en desperdicios de fibras largas de productos de tela, que podía ser produ-cido totalmente plano y del tamaño deseado.

Para poder imprimir, se requiere desarrollar una tinta gelatinosa que no se seque tan rápido, que no se corra y que sea de larga duración. Los chinos descubrieron este producto desde el año XX. El desarrollo de los tipos mó

Observatorio del Planetario Alfa.

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entorno.

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entorno.

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Cuando, en los inicios del siglo XVII, unos holandeses fabricantes de lentes alinearon dos de ellos por pri-mera vez, y vieron aparecer cerca objetos lejanos, no

se dieron cuenta de que su invento iba a transformar la as-tronomía. Y no tuvo que pasar mucho tiempo. Justamente un año después, en 1609, el científico italiano Galileo Ga-

lilei fabricó un telescopio mejorado, y cambió nuestra

visión del universo.

Galileo tomó del cielo la fruta que pendía más cerca. Muy pronto descubrió montañas en la Luna, miríadas de estrellas en la Vía Láctea, cuatro lunas en la órbita de Júpi-ter y las fases de Venus –todo ello por medio de su peque-ño telescopio, de escasamente una pulgada de diámetro.

La mayor parte de los grandes descubrimientos que han sucedido a los de Galileo se han basado en mejores y más grandes telescopios. Más grandes aberturas revelaron objetos más débiles, y lentes mejorados vinieron acompa-ñados de vistas más profundas. En 1668, el famoso bri-

tánico Isaac Newton construyó el primer telescopio de

reflexión, el cual empleaba un espejo para captar la luz,

en lugar de los lentes que utilizó Galileo. El uso de espe-jos abrió nuevas posibilidades, porque permitió la fabri-cación de más grandes reflectores y la reunión de todos los colores en un mismo objetivo. Para 1920, reflectores gigantes habían demostrado que la Vía Láctea no es la única galaxia del universo, y que el cosmos se expande a

Los científicos han utilizado el telescopio para muchos hallazgos extraordinarios, desde las lunas de Júpiter hasta la energía negra

Por Richard TalcottRevista AstronomyTraducción del inglés, de Félix Ramos Gamiño

Cronología de los grandes

descubrimientos

gran velocidad.

EL UNIVERSO EN OTRAS FRECUENCIAS

Otro salto adelante se produjo cuando los astrónomos construyeron telescopios para observar el universo en otras frecuencias. Las ondas de radio reflejaron nuevos objetos exóticos, como las quásares y las púlsares, en tanto que los rayos X y otras formas de radiación de alta energía mostraron que el universo es un sitio vio-lento. Algunos telescopios llegaron más allá del espec-tro electromagnético, en busca de ondas de gravedad y de neutrinos.

Muchos de los instrumentos modernos ni siquiera están en tierra firme. Los astrónomos han colocado telescopios en la órbita terrestre, e incluso más allá. Por sobre los efectos distorsionadores de la atmós-

fera terrestre, el Telescopio Espacial Hubble ha lo-

grado tomas nunca antes vistas, del universo a plena

luz. Y muchos otros telescopios observan la radiación

tanto en más larga como en más corta frecuencia, que la atmósfera bloquea en diversos grados. A lo largo de los últimos 400 años, el telescopio ha sido de gran utili-dad para los astrónomos. No hay forma de saber hasta dónde nos llevará este versátil instrumento en las déca-das por venir.

▲ 1610.-Las primeras observaciones de la Luna por

parte de Galileo muestran altas montañas y profundos cráteres so-bre toda la superficie de nuestro satélite. Esto prueba que no todos los objetos localizados fuera de la Tierra son esferas perfectas, como lo habían sostenido las actitudes imperantes. Adam Block / NOAO / AURA / NSF

En ocasión del octogésimo quinto aniversario de haber sido elevado el mu-nicipio de Villaldama a la categoría política de ciudad, su Ayuntamiento celebró una Sesión Solemne de Cabildo el día 27 de marzo anterior. En el

curso de la misma entregó reconocimientos post mortem a los alcaldes que im-pulsaron esta promoción política, así como a hijos del municipio que lo han engrandecido mediante su desempeño profesional.

Para esta ceremonia, que congregó tanto a villaldamenses radicados en la jurisdicción municipal, como a muchos otros que ejercen su carrera profesional en el área metropolitana de Monterrey, la Casa del Pueblo fue declarada recinto oficial.

Abrió los trabajos de la ceremonia, presidida por el alcalde Pedro González Vázquez, el secretario del Ayuntamiento, profesor Juan Enrique Villarreal Ruiz, quien dio lectura a la orden del día y a los nombres de las personas objeto del homenaje.

La cronista del municipio, María Luisa Santos Escobedo, dio lectura a una

síntesis histórica del municipio, principalmente a partir del momento en que

se iniciaron los trámites para elevarlo a la categoría política de ciudad.

Posteriormente, tanto el alcalde, como los miembros del Ayuntamiento, y el presidente del Tribunal Superior de Justicia del Estado, licenciado Gustavo Adolfo Guerrero Gutiérrez –nativo de la municipalidad- hicieron entrega de las placas de reconocimiento.

Los alcaldes objeto del reconocimiento post mortem, y “que han forjado el Villaldama de hoy”, según palabras del secretario del Ayuntamiento, fueron Benito Ancira González, Gustavo Guerrero Garza y José María Guerrero Garza. Sus descendientes estuvieron presentes para recibir la placa correspondiente.

VILLALDAMENSES ILUSTRES

A continuación, recibieron también sendos reconocimientos numerosos hijos de Villaldama que, mediante su brillante desempeño profesional en diferentes áreas de la actividad humana, han dado brillo a ése que, en algún tiempo, fue considerado el municipio más importante de la zona norte de nuestra entidad.

Entre los villaldamenses ilustres, objeto del reconocimiento, figuraron el presidente del Tribunal Superior de Justicia de Nuevo León, licenciado Gustavo Adolfo Guerrero Gutiérrez; profesor y licenciado en derecho, Arturo Ábrego

Ortiz; promotora cultural, ex directora del Museo Metro-politano de Monterrey y actual directora de la Pinacoteca de Nuevo León, señora Elvira Lozano de Todd; profesora normalista Gloria González Morales; post mortem, el beis-bolista Epitacio “La Mala” Torres; licenciado en derecho, José Guadalupe Treviño Salinas; profesor normalista, Car-los Garza Islas, y profesor Ismael Vidales Delgado, actual director académico del Colegio de Estudios Científicos y Tecnológicos de Nuevo León. En su lugar, recibió la presea el director del organismo, doctor Luis Eugenio Todd.

Otros villaldamenses homenajeados fueron el beis-bolista Antonio González Vázquez; post mortem, Francis-co Villarreal Araujo; el profesor normalista Delfino Garza Villarreal; la profesora Martha Carolina Solís Peña; post mortem, el historiador, geógrafo, político y maestro nor-malista, Timoteo L. Hernández; el profesor Óscar Rubén Santos Solís; el beisbolista Eduardo González Vázquez; post mortem, Enriqueta Garay Villarreal, más conocida como Queta Garay, y el abogado, político y expresidente municipal de Monterrey, César Santos Santos.

AGRADECIMIENTO

A nombre de todos los homenajeados, hizo uso de la pal-abra el presidente del Tribunal Superior de Justicia de Nue-vo León, quien agradeció a las autoridades municipales y al pueblo todo de Villaldama el haberlos hecho objeto de esta distinción, sobre todo en un día tan señalado como el aniversario número 85 de que el municipio fue elevado a la categoría política de ciudad.

Finalmente, el presidente municipal agradeció la

presencia tan nutrida en la Casa del Pueblo, y dio por

concluidos los trabajos de la sesión solemne cuando fal-

taban cinco minutos para las doce horas.


Con motivo de sus 85 años de ser ciudad

Rinde homenaje a quienes, como

alcaldes distinguidos o como

profesionistas brillantes,

han dado lustre a ese municipio

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CONOCIMIENTOASTRONOMÍA96

A personajes nuestros de la Astronomía Juan Roberto [email protected]

Licenciado Rogelio Aguirre GutiérrezCofundador, entre 1985 y 1986, de un primer grupo de estudio de la astronomía en la Preparatoria Tres de la UANL, donde se hacían observaciones, e impartía cursos al público en general, Rogelio Aguirre Gutiérrez es fundador también, junto con Martha Cortinas, José Doria, José de la Herrán y Guillermo Smith Hoover, de la Sociedad Astronómica del

entonces Centro Cultural ALFA. Asimismo, es cofundador del Área de Astronomía de la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL, donde colaboró en la construcción de su observatorio astronómico.Es licenciado en Física por la UANL, y tomó el Curso de Astronomía de la Universidad La Laguna, en Tenerife, Islas Canarias, de España. Durante dos años impartió cursos de astronomía en la preparatoria del ITESM y ha sido catedrático en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL.

Arquitecto Pablo Lonnie Pacheco RaileyPablo Loonie Pacheco Railey es uno de los más destacadosdifusores de la astronomía en el norte del país, y sobre ella ha impartido cursos en la UANL; en el ITESM; en la UDEM; en la Universidad del Norte; en el Instituto Politécnico Nacional; en la Universidad de Sonora; en el Museo del Desierto, en Saltillo, y en el Observatorio Astronómico de

Monclova, Coahuila. Actualmente es titular de investigación y desarrollo del Planetario Alfa.Es arquitecto por la UANL y ha tomado cursos sobre mantenimiento detelescopios, impartidos por la empresa MEADE Instruments, en California,Estados Unidos. Es autor de diversas obras como El Planetario Celeste. Una guía completa para localizar las constelaciones; El cometa Hale-Bopp. Guía de observación para aficionados, y es autor también del atlas lunar La cara visible de la luna, publicado en revistas especializadas, como: Nigth Sky y Sky Telescope.

Doctor William Breen Murray MurrayEntusiasta investigador en las áreas de arqueoastronomía, antropología médica, arte rupestre, arqueología del noreste de México y etnología de los rarámuri, William Breen Murray Murray nació en Chicago, y llegó a Monterrey en 1973, como profesor becario de la UDEM. Después de trabajar como investigador en la Mc Gill University, en Canadá, regresó en

1976 como profesor de la UDEM.En ella ha sido de 1978 a 1992, jefe del Departamento de Ciencias Sociales. Es autor del libro Arte Rupestre en Nuevo León. Numeración Prehistórica, publicado por el Archivo General del Estado; de 27 capítulos en libros y de 18 artículos publicados en revistas especializadas.Tiene una maestría y un doctorado, ambos grados académicos en Antropología por la Universidad Mc Gill, en Montreal, Canadá. En 1988, la American Rock Art Research Association le otorgó el Premio “Kenneth B. Castleton”.

Doctor Pablo Sergio Barrera Pineda

Integrante del proyecto Gran Telescopio Milimétrico, en el área de astronomía planetaria, que llevan a cabo el INAOEy la Universidad de Massachussets, en los Estados Unidos, Pablo Sergio Barrera Pineda es también un excelente divulgador de la física y la astronomía. Ha sido profesor investigador en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas

de la UANL y actualmente lo es en la UA de C. Es licenciado en Física por la UANL y tiene una Maestría y un Doctorado en Astrofísica, ambos grados académicos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, en Tonanzintla, Puebla. Es autor del libro Memorias del Gran Eclipse de Sol. Montemorelos, Nuevo León, 29 de mayo de 1900, publicado en 2001 por la UANL, y coautor de El Gran Telescopio Milimétrico, editado en 2006 por el INAOE, así como de numerosos artículos publicados en revistas indexadas y de divulgación.

Doctor Eduardo Gerardo Pérez TijerinaCon una clara inclinación por la investigación en las áreas de astronomía, física espacial y en física de materiales, Eduardo Gerardo Pérez Tijerina desarrolló un instrumento que permite realizar, en el laboratorio, experimentos de interés astrofísico. Actualmente es profesor en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL donde es cofundador

del Área de Astronomía, habiendo colaborado en la construcción de su observatorio astronómico. Es licenciado en Física por la Universidad de Baja California, y tiene una Maestría y un Doctorado en Física de Materiales, ambos grados académicos de un programa conjunto de la UNAM y el Centro de Investigación Científica y Educación Superior de Ensenada. Es miembro del Sistema Nacional de Investigadores, nivel I.

Doctor Pedro Antonio Valdés SadaDestacado investigador en las áreas de astronomía planetaria; astronomía estelar y física solar, Pedro Antonio Valdés Sada fundó, en 1998, el observatorio de la Universidad de Monterrey, reconocido por la Unión Astronómica Internacional para las observaciones cuantitativas de asteroides y cometas. Es decir, que los resultados del observatorio son registrados

en el “Minor Planet Center” y se ponen a disposición internacional. Es miembro del sistema Nacional de Investigadores, nivel I.Es ingeniero químico y de Sistemas por el ITESM, y licenciado en Administración, de la Universidad de Texas, en Austin. Tiene una Maestría y un Doctorado en Astronomía, ambos grados académicos de la Universidad Estatal de Nuevo México, en los Estados Unidos. Actualmente es profesor investigador en la UDEM, y autor y coautor de 42 ponencias publicadas en memorias de congresos, y de 24 artículos publicados en revistas arbitradas como “Comparison of the Structure and Dynamics of Jupiter’s Great Red Spot Between the Voyager 1 and 2 Encounters” en la revista Icarus.

En la cronología de los grandes descubrimien-tos astronómicos, se hace un recorrido desde 1610, cuando Galileo hizo las primeras observaciones telescópicas de la Luna, hasta los inicios del ac-tual siglo XXI, página 4; los grandes descubrimien-tos han hecho que cambie nuestra forma de percibir el mundo que nos rodea, señala el maestro Rodrigo Soto, página 12; el doctor John Peter Philips describe el proceso de las estrellas, desde su nacimiento hasta su muerte, página 18.

CONTENIDO

Director GeneralDoctor Luis Eugenio ToddSubdirectorLicenciado Juan Roberto ZavalaDirector EditorialFélix Ramos GamiñoEducaciónProfesor Ismael Vidales DelgadoCiencias Básicas y del AmbienteDoctor Juan Lauro AguirreDesarrollo Urbano y SocialIngeniero Gabriel ToddCiencias MédicasDoctor David Gómez AlmaguerCiencias Políticas y / o de Administración PúblicaContador Público José Cárdenas CavazosCiencias de la ComunicaciónDoctora Patricia Liliana Cerda Pérez

Consejo Editorial

Directorio

Presidente del Consejo de Ciencia y Tecnología de Nuevo LeónIngeniero Juan Antonio González AréchigaN. L. Gob.Licenciado Omar Cervantes RodríguezDirector del Programa Ciudad Internacional del ConocimientoIngeniero Jaime Parada ÁvilaCAINTRAIngeniero Xavier Lozano MartínezITESMM. C. Silvia Patricia Mora CastroUANLDoctor Mario César Salinas Carmona

Doctora Diana Reséndez PérezDoctor Alan Castillo RodríguezIngeniero Jorge Mercado Salas

Editorial3

Los elementos quími-cos y el origen del universo son tema desarrollado por el doctor Roberto Vázquez Meza, página 24; el doc-tor Pedro A. Valdés Sada escribe sobre los planetas del sistema solar, el pro-ceso de su descubrimiento, y los planetas extrasolares, página 29; el universo está lleno de incógnitas, y una de ellas es la materia oscu-ra, sobre la cual escribe el doctor Octavio Valenzuela, página 33.


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Cronología de los grandes descubrimientosRichard Talcott

Astronomía

Y sin embargo se mueve… no sólo la Tierra, sino todo el universo Maestro Rodrigo Soto

18 El nacimiento, vida y muerte de las estrellasDoctor John Peter Philips

24 La alquimia del universoDoctor Roberto Vázquez Meza

29 Los planetas extrasolaresDoctor Pedro A. Valdés Sada

33 El misterio de la materia oscuraDoctor Octavio Valenzuela

37 Polvo de estrellasDoctora Antígona Segura Peralta

41 Los cometas y sus colasDoctor Mauricio Reyes Ruiz

46 Lluvias de meteoros, fascinación de grandes y pequeñosArquitecto Pablo Lonnie Pacheco

50 La Terra Incógnita del Siglo XXIDoctor Vladimir Ávila-Reese

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DEFINICIÓN: La influenza estacional es una enfermedad infecciosa que afecta al aparato respiratorio. Por lo regular es autolimitada, pero en ocasiones puede

ser mortal. La influenza porcina es una enfermedad respiratoria en cerdos, causada por los virus de la influenza tipo A. Aunque por lo general las personas no

se contagian de influenza porcina, ya han ocurrido infecciones en los seres humanos y se han propagado de persona a persona.

ETIOLOGÍA

Los virus de la Influenza pertenecen a la familia Orthomyxoviridae, y se clasifican con base en diferencias antigénicas y estructurales. Se conocen tres tipos: A, B

y C. Los más comunes causantes de infecciones en el humano son A y B. El virus A tiene dos glicoproteínas, que son antígenos de superficie, llamados Hemaglu-

tinina (H) y Neuraminidasa (N).

EPIDEMIOLOGÍA

Existe registro de epidemias y pandemias desde hace cien años, pero hay datos anecdóticos desde hace 400 años. Se considera que se han registrado 32 epidemias

o pandemias mundiales: la primera en el año 1580. El siglo pasado se registraron tres: 1918, 1957 y 1968. La más devastadora fue la de 1918–1919, pues

fallecieron entre 20 y 40 millones de personas.

Las epidemias ocurren generalmente en el invierno, pero puede haber brotes repentinos fuera de este período, que alcanzan el cenit en dos o tres semanas, y

duran de seis a 12 semanas

TRATAMIENTO

El tratamiento médico específico son la Amantadina, Rimantadina (Virus A), Zanamivir y Oseltamivir (Virus A y B). De todos éstos, el Oseltamivir es el más in-

dicado. Pero lo más importante es el aislamiento del enfermo y evitar las reuniones multitudinarias, como son las de las escuelas o grupos de trabajo, porque el

virus C se autocontrola cuando no tiene huésped para sobrevivir.

PRONÓSTICO

La mayoría de los infectados desarrollan una enfermedad limitada, y se curan en pocos días. Los casos complicados o graves son mínimos, y deben ser

manejados en el hospital, ya que algunos pueden requerir de cuidados intensivos y de ventilación mecánica asistida. En caso de complicaciones mayores, el

pronóstico puede ser sombrío.

VACUNA DE LA INFLUENZA ESTACIONAL

La vacunación es la mejor manera de prevenir la enfermedad. Se prepara cada año y debe contener tres cepas de virus A y B. Debe aplicarse en los meses de oc-

tubre a diciembre. Su efectividad es del 70 al 90 por ciento, en niños y en adultos menores de 65 años. Los ancianos tienen respuesta de anticuerpos atenuada, y

su eficacia es menor.

VACUNA DE LA INFLUENZA PORCINA

Debido a la mutación reciente de la cepa porcina, no existe vacuna específica contra ella; sin embargo, existe reacción cruzada con otro tipo de virus A H1 N1,

por lo que la persona vacunada previamente puede tener inmunidad parcial. (Actualmente, el doctor Thomas Caskey, en Houston, está preparando la vacuna

para Nuevo León).

Influenza estacional e influenza porcina

TRANSMISIÓN

Ambos tipos de Influenza se transmiten de humano a humano.

El período de incubación es de uno a cuatro días y la principal

ruta es por pequeñas partículas de aerosol generadas al toser

o expectorar, por lo que es necesario tomar las siguientes pre-

cauciones:

1. Cubrir la boca y la nariz con un pañuelo desechable al toser

o estornudar, y desecharlo.

2. Lavarse frecuentemente las manos con agua y jabón, espe-

cialmente después de toser o estornudar.

3. Evitar tallarse ojos, nariz o boca.

4. Evitar el saludo de manos o besos.

5. Tratar de evitar el contacto con personas enfermas.

6. El enfermo no debe asistir a su trabajo o escuela.

7. Limitar el contacto con otras personas para evitar infectar-

las.

8. Los virus de la influenza porcina no se transmiten por los

alimentos, por lo que no existen riesgos si se come carne de

cerdo o sus derivados.

DIAGNÓSTICO CLÍNICO

Los síntomas y signos característicos de ambas influenzas son:

1. Inicio súbito de dolores articulares y musculares.

2. Fiebre, por lo regular mayor de 38 grados.

3. Escalofríos.

4. Dolor de cabeza.

5. Ardor de garganta.

6. Tos seca o con flemas.

7. Náuseas, vómitos, diarrea.

Si el enfermo tiene otras condiciones, como diabetes mellitus,

cáncer, insuficiencia cardiaca, enfisema pulmonar, pueden agra-

varse.

Signos de alarma en los adultos:

1. Dificultad para respirar. 2. Dolor u opresión en el pecho o abdo-

men. 3. Mareo repentino y persistente. 4. Confusión. 5. Vómitos

incontrolables.

Signos de alarma en los niños:

1. Respiración rápida y superficial o dificultad para respirar. 2. La-

bios y dedos morados. 3. Falta de apetito. 4. Apatía para convivir.

5. Irritabilidad extrema. 6. Mejoría clínica parcial, pero reaparición

más grave de la fiebre y la tos. 7. Fiebre con ronchas en la piel.

* Debe buscarse la atención médica a la brevedad y no automedi-

carse.

Doctor José F. Villegas ElizondoServicio de Neumología y Medicina Crítica Hospital Universitario [email protected]

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Revista Conocimiento 93

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